czwartek, 19 sierpień 2021 08:51

Amatorska spektroskopia N Cas 2021 (V1405 Cas)

Napisane przez

Od odkrycia obserwuję nową V1405 Cas moim zestawem do spektroskopii opisanym szczegółowo w Uranii 1/2021. Ten zestaw ostatnio rozbudowany o moduł z lampą spektralną z wzorcowymi liniami emisyjnymi, pozwalającą na znacznie dokładniejszą kalibrację widm. Bez niego nie byłby możliwe precyzyjne pomiary prędkości radialnych linii międzygwiazdowych opisane w dalszej części tego materiału.

Została ona wstępnie sklasyfikowana spektroskopowo w ATEL#14478 przez japońskich astronomów jako nowa helowo-azotowa He/N. Spektroskopowo nowe klasyfikuje się na podstawie występowania linii różnych od wodoru (info 1 - więcej informacji). Ta klasyfikacja opiera się na analizie widm z 18-19 marca 2021 r., w których nie znaleziono żadnych linii żelaza jednokrotnie zjonizowanego, które astrofizycy oznaczają Fe II. Ilustruje to rys. 1, na którym zaznaczyłem oprócz linii wodoru (Hα - poza skalą natężeń, Hβ, Hγ i Hδ) najsilniejsze linie He II.

Moje widma rozpocząłem raportować do bazy A.R.A.S Spectral Data Base. A.R.A.S. jest skrótem od Astronomical Ring for Access to Spectroscopy - inicjatywa dedykowana do promocji amatorskiej spektroskopii astronomicznej i współpracy pro/am, czyli zawodowych astronomów z astroamatorami. Witryna ARAS jest dostępna pod następującym odnośnikiem: https://aras-database.github.io/database/novae.html. O ich dobrej jakości świadczy fakt, że administrator po weryfikacji 26 z nich opublikował. Widma nowej raportuję również do spektroskopowej bazy AAVSO – AVSpec, która dostępna jest pod linkiem: https://app.aavso.org/avspec/search.

Dzięki temu stałem się współautorem telegramu astronomicznego ATEL#14577 opublikowanego w dniu 26 kwietnia o odkryciu w widmie nowej linii absorpcyjnych żelaza Fe II. Formalnie to odkrycie zostało zgłoszone przez Stephen'a S. Shore - astronoma z Uniwersytetu w Pizie współpracującego z grupą ARAS oraz 20 miłośników astronomii.

Z analizy wszystkich widm zawartych w bazie ARAS wynika, że ostatnie widmo bez absorpcji Fe II λ5169Å zaobserwowano w dn. 3 kwietnia i była to wąska linia emisyjna o prędkości radialnej 0 km/s i szerokości na poziomie widma ciągłego ~100 km/s, a już 6 kwietnia pojawia się w tej linii absorpcja o prędkości radialnej -1200 km/s. Na moim widmie z 10 kwietnia również widać tą absorpcję w profilu typu P Cygni dla linii Fe II λ5169Å (widmo zakreślone niebieską linią na rys.1 i rys. 2) i staje się on bardzo wyraźny w późniejszych widmach pokazanych na rys. 1 i rys. 2. Po 10 kwietnia na moich widmach pojawiają się również wyraźnie inne linie Fe II widoczne np. jako „kwazi-sinusoidy” na rys. 1 o długościach fali około λλ4500-4600Å oraz około λλ5150-5350Å.

News2 MB rys 1 1gpanel ewolucja widma N Cas 2021

News2 MB rys 1 2dpanel N Cas 2021 comparison PL

Rys. 1. Górny panel (ogólnie): ewolucja widma nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) w niskiej rozdzielczości R~1000 oraz R~1500 od 20 marca (2 dni po wybuchu) do 20 maja 2021 r. Widma obejmują zakres spektralny λ~3800-6800Å i zostały wykonane przez autora za pomocą spektrografu LOWSPEC z siatką dyfrakcyjną 300 l./mm i szczeliną 40 μm (widma wykonane od 20 marca do 2 kwietnia) i 20 μm (pozostałe).
Dolny panel (szczegółowo): ewolucja widma nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) w niskiej rozdzielczości R~1000 oraz R~1500 od 20 marca (2 dni po wybuchu) do 4 maja 2021 r. Widma obejmują zakres spektralny λ~4000-7500Å i zostały wykonane przez autora sprzętem j.w.
Cały zestaw sprzętowy jest pokazany na rys. 5. Do opracowania widm oraz sporządzenia tego rysunku został użyty program BASS.

News2 MB rys 2 1gpanel widma N Cas 2021 linie Fe

News2 MB rys 2 2dpanel N Cas 2021 comparison Fe PL

Rys. 2. Górny panel (ogólnie): ewolucja widma N Cas 2021 (V1405 Cas) okolicy linii Fe II λ5169Å jak na rys. 1 na górnym panelu.
Dolny panel (szczegółowo): ewolucja widma N Cas 2021 (V1405 Cas) okolicy linii Fe II λ5169Å jak na rys. 1, ale bardziej rozciągnięte w skali natężeń i unormowane do poziomu kontinuum. Linia wystająca poza rysunek to Hβ - linia wodorowa serii Balmera λ4861Å.

Identyfikację linii V1405 Cas wykonałem w oparciu o ATEL#14557 oraz publikację pt. „Origin of the 'He/N' and 'Fe II' Spectral Classes of Novae” z 2012 r. (R. Williams, arXiv: 1208.0380). Ponadto jest dostępna publikacja z 2011 roku grupy japońskich astronomów (J. Tanaka ze współpracownikami - arXiv:1105.1614), która analizuje obserwacje unikalnej powolnej nowej z 2007 roku V5558 Sagittarii - wielokrotnie zmieniającej swój typ spektralny z He/N na Fe II i następnie He/N. Wykazywała również wielokrotne maksima jasności w krzywej blasku. V1405 Cas również wydaje się podobnie zachowywać spektroskopowo i fotometrycznie.

Jestem również współautorem ATEL#14622 opublikowanego w dniu 13 maja przez Stephen'a S. Shore - astronoma z Uniwersytetu w Pizie współpracującego z grupą ARAS (tym razem wzięte do analizy widma 6 miłośników astronomii). ATel opisuje zmiany w widmie, gdy nowa osiągnęła największą jasność około 11 maja. Podczas tego pojaśnienia optycznego wystąpiły silne zjawiska rekombinacji (połączenie się jonów pierwiastków z elektronami z emisją fotonów). Jest to sygnał na to, że w szybko ekspandujących pozostałościach po wybuchu nowej przetacza się fala rekombinacyjna zasilana przez „kurtynę” utworzoną z absorpcyjnych linii żelaza w ultrafiolecie (więcej informacji na ten temat można znaleźć w artykule przeglądowym o nowych w Uranii 4/2021 i na portalu Proxima pt. Nowe spojrzenie na nowe klasyczne”. W szczególności jeszcze 9 maja było widać tylko linie absorpcyjne sodu międzygwiazdowego Na I D, a już 11-12 maja w dublecie sodowym D pojawiły się dwie linie absorpcyjne o porównywalnych natężeniach i prędkościach radialnych -670 km/s. Pojawiły się również silne składniki absorpcyjne w profilach P Cygni dla jednokrotnie zjonizowanego krzemu i żelaza (Si II i Fe II). Linie helu neutralnego (np. 4471, 5876, 6678, 7065Å) były widoczne, ale miały słabe profile P-Cygni. Linie wodoru serii Balmera nadal miały silne profile P-Cygni, ale znacznie osłabł wąski składnik emisyjny o prędkości radialnej 0 km/s względem szerokiego emisyjnego.

Po pierwszych próbach z widmem V1405 Cas w niskiej rozdzielczości na początku kwietnia 2021 r. zrobiłem serię widm w wysokiej rozdzielczości okolicy linii wodoru Hα oraz He I λ5876Å. Szczególne wrażenie zrobiło na mnie analiza tego ostatniego widma, ponieważ okazało się, że skrzydle emisyjnym linii He I 5876 od strony czerwonej znajdują się dwie linie absorpcyjne dubletu sodowego Na I λλ5890/5896Å pochodzenia międzygwiazdowego (szczegóły na rys. 2). W telegramie astronomicznym ATEL#14476 jest informacja, że każda z tych absorpcji składa się z dwóch komponentów o heliocentrycznych prędkościach radialnych odpowiednio -53,5 km/s i -14,0 km/s jako efekt przejścia światła nowej przez dwa obłoki międzygwiazdowe w drodze do Ziemi.

Obserwacje do ATEL#14476 obłoków międzygwiazdowych zostały zebrane za pomocą spektrografu Echelle o rozdzielczości R = 20 000 współpracującego z teleskopem o średnicy zwierciadła 0,84 m. Z ciekawości porównałem ich wynik z moimi obserwacjami prędkości radialnych dubletu sodowego.

News2 MB rys 3 po lewej(przycięta) 2021 04 04NCas2021HeNaspectrum News2 MB rys 3 po prawej N Cas 2021 dublet Na I 5890A 5896A 3

Rys. 3. Po lewej: widmo nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) okolicy linii He I λ5876 Å w wysokiej rozdzielczości R~9000 wykonane w dn. 4 kwietnia 2021 r. przez autora zestawem sprzętowym pokazanym na rys.5 (siatka dyfrakcyjna 1800 l/mm, szczelina 40μm). Oprócz profilu P Cygni linii He I λ5876Å widać dwie linie absorpcyjne dubletu sodowego Na I λλ5890/5896 Å pochodzenia międzygwiazdowego. W spektrografie profesjonalnym każda z tych linii absorpcyjnych jest rozdziela się na dwa składniki. Po prawej: widmo nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) okolicy dubletu sodowego Na I λλ5890/5896 Å pochodzenia międzygwiazdowego w wysokiej rozdzielczości R~13000 wykonane w dn. 3 maja 2021 r. przez autora zestawem sprzętowym pokazanym na rys. 5 (siatka dyfrakcyjna 1800 l/mm, szczelina 20μm). W każdym składniku dubletu sodowego widać, że to jest blenda dwóch linii absorpcyjnych.

Wyznaczyłem z widma uzyskanego w dn. 4 kwietnia 2021 r., że średnie przesunięcie dla tych linii wg dopasowania krzywej Gaussa wynosi 0,71 Å (Na I λ5889.951Å) oraz 0,69Å (Na I λ5895.924Å) w kierunku krótszych fal względem wartości referencyjnej, co po uwzględnieniu ruchu Ziemi (+4.6 km/s) odpowiada to prędkości heliocentrycznej ośrodka odpowiednio -36 km/s (Na I λ5889.951Å) oraz -35 km/s (Na I λ5895.924Å). Średnia prędkość heliocentryczna absorpcji z dubletu sodowego z moich wynosi -35,5 km/s podczas, gdy z obserwacji zawodowych astronomów = -33,75 km/s. Więc średnia wartość prędkości radialnych uzyskana moim sprzętem (drukowany spektrograf, R~9000, szczelina o szerokości 20 μm, teleskop SCT 0,2 m) niewiele się różni profesjonalnych wyników.

News2 MB rys 4 N Cas 2021 dublet Na I ok5896A 1

Rys. 4. Fragment widma nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) z linią Na I λ5896Å dubletu sodowego pochodzenia międzygwiazdowego wyskalowanej w prędkościach radialnych w odniesieniu do środka masy Układu Słonecznego (tzn. uwzględniona jest poprawka heliocentryczna), którego większa część została pokazana na rys. 3. po prawej. Jest to widmo złożone z serii 11 klatek naświetlanych przez 240 sekund każda. W tej skali 1 piksel matrycy mojej kamery CMOS odpowiada różnicy prędkości radialnej mniej więcej ~10 km/s.

W dn. 3 maja 2021 r. podjąłem kolejną próbę rozdzielenia podwójnych absorpcji w międzygwiazdowym dublecie sodowym Na I λλ5890/5896Å. Uzyskałem widmo pokazane na rys. 3 po prawej oraz na rys. 4. Użyłem szczelinę o szerokości 20μm, czyli dwa razy mniejszą niż na początku kwietnia, co pozwoliło uzyskać rozdzielczość aż R~13000. Jednak tej nocy warunki obserwacyjne nie było optymalne. Szczególnie kłopotliwe były duże wahania temperatury, powodujące dryft widm w długości fali. Pomimo to w tej rozdzielczości już widać asymetrię obu profili wskazującą na to, że obłok przybliżający się do nas z większą prędkością radialną ma mniejszy udział w wypadkowym profilu absorpcyjnym linii widmowej Na I. Oszacowałem prędkości radialne obu składników absorpcyjnych pochodzenia międzygwiazdowego linii Na I λ5896Å pokazanej na rys. 4 na -11 km/s i -47 km/s, czyli wartości zbliżone do opublikowanych przez profesjonalistów w ATEL#14476.

News2 MB rys 5 sprzet

Rys. 5. Mój aktualny zestaw sprzętowy do spektroskopii składający się ze spektrografu LOWSPEC w specyfikacji 2 z siatką dyfrakcyjną 300 l/mm lub 1800 l/mm, kamery CMOS QHY163M podwieszonej do teleskopu Schmidta-Cassegraina f/10 o aperturze 20 cm na montażu paralaktycznym HEQ-5. (W porównaniu do specyfikacji 2 jest już dostępna do wydrukowania specyfikacja nr 3 spektrografu LOWSPEC, w której wymiana siatki dyfrakcyjnej nie wymaga rozkręcania całego spektrografu). W porównaniu do zestawu opisanego w Uranii 1/2021 już jest moduł kalibracyjny z widmem porównania, który jest widoczny jako pudełko zamontowane do lustra uchylnego pomiędzy wyciągiem teleskopu a spektrografem LOWSPEC. Z uwagi na wielkość i ciężar spektrografu z kamerami i modułem kalibracyjnym, konieczne było wyposażenie teleskopu w dodatkowe akcesoria: odrośnik, dłuższą szynę montażową i wyciąg z mikrofokuserem o odpowiednim udźwigu.

Na zakończenie warto podkreślić, że opisane precyzyjnie pomiary prędkości radialnych linii absorpcyjnych pochodzenia międzygwiazdowego dubletu sodowego Na I λλ5890/5896Å nie byłyby możliwe bez użycia modułu kalibracyjnego do rejestracji widma porównania.

Nadal będę obserwował spektroskopowo V1405 Cas dopóki będzie wystarczająco jasna dla mojego zestawu sprzętowego. Niewiele brakuje, by w pełni rozdzielić każdą linię międzygwiazdową we wspomnianym dublecie sodowym Na I λ5890/5896Å, wykorzystując najwęższą 10 μm szczelinę spektrografu i minimalną, zaledwie 20 cm aperturę teleskopu.

Animacje ewolucji czasowej niektórych profili linii widmowych nowej N Cas 2021:

News2 anima1 MB H alpha

News2 anima2 MB He

News2 anima3 MB H beta

News2 anima4 MB H delta H gamma

Czytany 102 razy Ostatnio zmieniany piątek, 20 sierpień 2021 22:33

Skomentuj

kalkulatory

baner GCVSbaza ptma baner pod

Warto przeczytać

"Historia obserwacji gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 26 (4/2016)

"Obserwacje pochodni fotosferycznych
w świetle białym – morfologia
oraz pomiar nasilenia"
Biuletyn nr 22 (4/2015)

"Klasyfikacja grup plam słonecznych
wg McIntosha"
Biuletyn nr 21 (3/2015)

"Grupy, plamy, cienie i półcienie"
Biuletyn nr 20 (2/2015)

"Podstawowe indeksy aktywności słonecznej. Liczba Wolfa (R) oraz Classification Values (CV)"
Biuletyn nr 19 (1/2015)

"Utrata masy – jej wpływ na ewolucję i los bardzo masywnych gwiazd"
Biuletyn nr 18,19,20 (4/2014-2/2015)

"Amatorska próba stworzenia modelu wybuchów supernowych na podstawie własnych obserwacji astronomicznych"
Biuletyn nr 12 (2/2013)

"Klasyfikacja i nazewnictwo protuberancji"
Biuletyn nr 11 (1/2013)

"Amatorska fotometria CCD w praktyce
+ egzoplanety metodą tranzytową"
Biuletyn nr 8 (2/2012)

"O długości ekspozycji i ilości zdjęć 
w astrofotografii słów kilka"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Krótki przepis na rozpoczęcie znajomości
z amatorską fotometrią gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Jak zabrać się za fotometrię CCD
gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 6 (4/2011)

"Wyznaczanie współrzędnych heliograficznych plam słonecznych"
Biuletyn nr 4 (2/2011)