LA NEBULOSA PLANETARIA NGC 2392

D.Giacoia, G.Benetello, N.Monaco, G.Pecoraro

Scuola Navale Militare “F.Morosini”

 

Le nebulose planetarie

• Una stella di massa piccola o intermedia (inferiore a 8 masse solari) al termine del suo ciclo evolutivo perde la sua atmosfera. Al centro rimane una nana bianca che permette di continuare a vedere il gas disperso fino a che questo si allontana definitivamente dalla stella.

M57 nella costellazione della Lyra

Oggetto dello studio

• Noi abbiamo studiato NGC 2392, comunemente detta Eskimo.

• L’immagine utilizzata era stata ricavata il 13 Gennaio 2007, con il telescopio di 122cm di diametro dell'Osservatorio Astrofisico di Asiago.

Ecco le caratteristiche principali dell’oggetto

• Sigle catalogo: NGC 2392 - PK 197+17.1

• Costellazione: Gemini• Coordinate J2000: RA:

7h29m12.00s DE:+20°55'00.0"• Dimensioni: 0.8'x 0.7'

Magnitudine: 8.60• Dimensioni reali: 0.2 a.l.• Distanza: ~5000 a.l.• Mag stella centrale: 10.5

Spettro: O7• Velocità di espansione: 55 km/s

Dati tecnici relativi all’osservazione

• reticolo da 150 tratti/mm che ha prodotto uno spettro della nebulosa esteso da 3200 a 11700 Angstrom.

• fenditura dello spettrografo larga 300 micron, corrispondenti a circa 3" in cielo.

• tempo di esposizione applicato: 180 sec.

• spettrografo orientato con la fenditura in direzione Est-Ovest e centrata sulla nebulosa in modo da osservare contemporaneamente la stella nana bianca al centro e il gas ionizzato circostante.

Riduzione dello spettro

• L’immagine è stata elaborata mediante le usuali procedure IRAF usate anche dagli altri gruppi, che non andremo qui a discutere in quanto ben note a tutti i presenti.

• Di queste abbiamo dato descrizione dettagliata nel documento word.

Spettro grezzo

Flat field

Spettro della lampada FeAr

Lo spettro ridotto

• Questo qui sotto è una immagine dello spettro ridotto. Sono ben visibili le righe in emissione su cui abbiamo lavorato

Operazioni effettuate sullo spettro ridotto

• identificazione delle righe spettrali presenti nello spettro

• determinazione dell’estinzione mediante le righe della serie di Balmer

• correzione dei flussi delle diverse righe utilizzate

Determinazione dei flussi corretti

• L’estinzione determinata è stata di 0,3 magnitudini

• Nella tebella a fianco sono riportati i valori di flusso da noi determinati.

Elem.

Λ (Ang)

Flusso (erg*cm-2*s-1)

VALORE DI CORREZIONE

OIII 5007 8,56*10-11 10,44

OIII 4959 2,91*10-11 3,59

OIII 4363 1,38*10-12 0,17

OII 3727 6,69*10-12 0,92

HeII 4686 2,85*10-12 0,36

HeI 5876 7,33*10-13 0,08

NII 6583 5,75*10-12 0,64

NII 6548 1,92*10-12 0,22

SIII 9069 2,23*10-12 0,23

SIII 9532 5,70*10-12 0,57

SII 6724 2,16*10-13 0,03

• Si può vedere che abbiamo identificato righe dell’OIII (ossigeno ionizzato due volte) dell’HeI e II (elio neutro e ionizzato una volta) dell’NII (azoto ionizzato una volta) e del SiII e III (zolfo ionizzato una e due volte).

Determinazione della temperatura e della densità

• Per il calcolo della temperatura del corpo celeste si sono utilizzate le righe spettrali dell’ ossigeno terzo.

• Per la densità le righe dello zolfo secondo. • Te [OIII] = 14182,6 K

• Ne = 2553 cm-3

Le abbondanze

• Mediante alcune equazioni ricavate in laboratorio è stato possibile ricavare l’abbondanza dell’ossigeno e dell’azoto e dello zolfo.

• Le abbondanze sono ricavate separatamente per i diversi gradi di ionizzazione.

• Ecco i nostri risultati:

5,0)(

OO

O

45,2

N

O

444,4 EH

O

476,1 EH

N

651,2 EH

S

100000

58,1

H

O438,1

EH

O

Per l’ossigeno abbiamo ricavato

da cui

Per l’azoto

Per lo zolfo

Questi risultati sono in buon accordo con le misure ottenute da Barker nel libro The ionization structure of planetary nebulae.