La nova simbiotica AG Pegasi

Le osservazioni del 2015

Ag Pegasi è una stella simbiotica binaria,nova a lentissima evoluzione, nella costellazione di Pegaso, formata da una gigante rossa (classe M3) ed una nana bianca, di dimensioni rispettivamente 2.5 e 0.6 masse solari: essa dista dalla terra ca 650 pc.Inizialmente di 9^ magnitudine, la stella brillò improvvisamente nel 1985 in un notevole ouburst che la portò a mag. 6, e poi ritornò a mag 9 alla fine del  secolo scorso.La stella si trova   nelle vicinanze di Enif (Epsilon Pegasi) alle coordinate: AR 21^h 51^m 01.97413^{s    DEC}  +12° 37′ 32.1218

 La natura e lo spettro della stella sono mutati drasticamente negli ultimi 165 anni, portando i ricercatori Scott Kenyon e colleghi a supporre che la componente più calda abbia accumulato abbastanza materia della compagna più fredda da cominciare a bruciare idrogeno sino a  brillare come una supergigante di tipo A nel 1850; essa presentava tale spettro ed una temperatura superficiale di 10.000 K nel 1900 con un raggio pari a 16 volte il sole.Poi la stella passò alla classe B nel 1920 ed alla classe O  nel 1940, ed infine diventò una Wolf-Rayet nel 1970, con una temperatura superficiale di 95.000 K nel 1978.Contemporaneamente le sue dimensioni sono venute diminuendo, passando da un diametro di 1.1 volte il sole nel 1949 a 0.15 nel 1978 e 0.08 nel 1990.AG Pegasi viene quindi considerata la nova a più lenta evoluzione mai osservata. Vogel e colleghi hanno calcolato che la componente più calda abbia acquisito materia dalla compagna gigante rossa per 5000 anni prima di andare in outburst.Entrambe le stelle rilasciano materia sotto forma di vento stellare: la nebulosa risultante contiene elementi di entrambe le stelle ed è quindi di difficile interpretazione.La collisione dei venti stellari delle stelle calde e delle giganti rosse nelle binarie simbiotiche crea complesse strutture idrodinamiche: i gas emessi nel sistema sono infatti riscaldati ed ionizzati sia dal flusso fotoionizzato della stella calda che dallo shock della reciproca collisione.Al contrario di quello che avviene normalmente nelle simbiotiche (rilascio di materia nebulare da parte della gigante rossa) in AG Pegasi il vento stellare è rilasciato da entrambe le stelle, cosa che rende questo oggetto particolare ed estremamente complesso da osservare e da indagare.

La complessità della struttura e le reciproche posizioni orbitali, la sua continua evoluzione nel tempo ed i frequenti outburst fanno sì che gli spettri della nova in questione appaiono diversi in flusso e tipologia delle righe a seconda dei periodi temporali di osservazione.Un riferimento relativamente recente ed attendibile sul tema è dato dal lavoro di Hyouk Kim e Siek Hyung del Jodrell Bank Obs , UK, sui dati spettroscopici nel visibile ottenuti  dall'HES (Hamilton Echelle spectrograph) al fuoco coudè del telescopio Shane da 3 m del Lick Observatory che hanno identificato 300 righe su 700 tra 3859 e 9230 A (come da dati pubblicati sul Journal of Korean Astronomical Society 41 : 23- 37 di Aprile 2008).I ricercatori hanno effettuato tre serie di osservazioni, nel 1998, 2001 e 2002, con fasi orbitali rispettivamente di 0.25, 0.5, e 0.Le righe osservate ed i relativi parametri sono stati riportati tuttavia soltanto per l'osservazione del 2002.

I parametri osservativi dei due ricercatori coreani, relativamente alle osservazioni del 2002, delle quali si riportano nella tabella che segue  l'identificazione delle righe, sono stati i seguenti:

1- Fase della posizione orbitale reciproca  S= 0, nella quale si osserva la caldissima nana bianca in fronte alla gigante rossa M3

2- Data: 11 agosto 2002

3- Seeing  0.8

4- EFL 3000 mm al fuoco coudè del telescopio Shane del Lick Obs.

5- Durata integrazioni 1 min e 5 min

6- Apertura della fenditura 640 micron pari a 1.4" al fuoco coudè dello strumento

7- CCD 2048 x 2048 pixels

8- Risoluzione spettrale 2 pixels, corrispondente ad una dispersione compresa tra 0.05 A/pix a 3600 A e 0.15 A a 8850 A

9- Calibrazione spettrale con lampada  Th-Ar  flat con dome-flat

10- Calcolo della fase orbitale con le effemeridi JD max = 2442710.0+816.5x E (Iben e Tutukov, 1996; Contini , 1997).Alle fasi orbitali di 0.25 o 0.75 è possibile osservare entrambi gli spettri della WD e della M3, in quanto  le due stelle giacciono sullo stesso piano di vista;  alla fase di 0.5 si osserva la gigante rossa M3 in fronte alla WD, mentre alla fase 0, quella delle osservazioni del 2002, la nana bianca si trova in fronte alla M3.

La prima colonna riporta le lunghezze d'onda osservate; la seconda quelle a riposo (corrette per le velocità radiali), la terza l'elemento di identificazione, la quarta l'eventuale multipletto di identificazione sulla base delle tabulazioni di Moore, il parametro di estinzione di Seaton.La sesta colonna fornisce le intensità di HES su una scala con I (4861)= 100. e la settima il flusso HES sulla base di F (4861) = 100.

Dalla tabella  che precede ho estratto le righe di intensità superiore a 5, prevedibilmente più alla portata di una strumentazione amatoriale, compresi reticoli e grism in fascio convergente da 100 a 600 l/mm, ottenendo la tabella riassuntiva  che segue:

Lo spettro della nova nel visibile è quindi caratterizzato essenzialmente da larghe righe He II e da larghe e strette righe dell'He I, oltre che dalle righe dell'Idrogeno.Sulla base delle osservazioni e del paper di Kenyon and others (1993) e di Marcella Contini (1996), sembra che le righe più larghe siano emesse dal gas fotoionizzato che circonda la stella più calda, la nana bianca,mentre le righe più strette siano emesse dal gas "shocked" ossia derivante dallo scontro dei reciproci venti stellari, nei pressi della gigante rossa,con un forte contributo di quello emesso dalla stella più calda.Deboli righe di emissione, nell'UV e nel visibile , sono da attribuirsi alla radiazione della nebulosa che circonda la stella calda.Il modello si fonda quindi sullo stato di ionizzazione dei gas e sullo shock derivante dalla reciproca collisione, quest'ultimo apparente in ciascuna fase orbitale.Un'immagine che spiega la complessità della struttura ed i principali elementi che vi contribuiscono è la seguente (fonte Harvard University Edu-HOP):

Inoltre,(Contini, 1996) il rapporto Ha/Hb cambia con la fase, indicando che parti differenti della nebulosa contribuiscono allo spettro; in particolare,lo spettro derivante dalla parte della nebulosa dominata dallo shock collisionale presenta alti rapporti Ha/Hb.In ogni caso le nebulose che rivestono un ruolo importante nella produzione dello spettro risultano essere almeno tre:

1- la nebulosa tra le stelle, a valle dello shock creato dall'incontro e dalla sovrapposizione dei rispettivi venti stellari;

2-la nebulosa a valle dello shock verso l'atmosfera della gigante rossa che si espande nelle zone periferiche di questa;

3-La nebulosa prodotta dallo shock collisionale che si propaga verso l'esterno del sistema binario e che non viene raggiunta dalla radiazione della sorgente calda.

Ciascuno di queste componenti nebulari contribuisco in diversa maniera alla produzione dello spettro, a seconda dell'angolo di vista e della fase.

Il primo recente outburst della nova simbiotica fu registrato a fine giugno 2015, e reso noto dall'AAVSO con l' alert notice n.521 del 23 giugno 2015, che indicava la magnitudine dell'oggetto a  7.2.L'AAVSO specificava inoltre che il Database internazionale AAVSO riportava un declino continuo e costante, anche se lento, della magnitudine media della stella dal luglio 1941 (7.7) sino al gennaio 2015 (8.8-9.0).La fine di giugno fu tuttavia caratterizzata da un meteo non favorevole a Roma, così la mia prima osservazione valida dello spettro della simbiotica ebbe luogo il 26 giugno 2015, al fuoco di un Celestron 8 portato a f 5 ed un reticolo Star Analyser 200 posto sul "naso" da 31,8 della camera, una Atik 16 HR con sensore Sony 285 AL, con 20 frames da 5 secondi, corretti per dark e flat.Lo spettro bidimensionale ed il profilo ottenuto sono riportati qui di seguito, insieme alle altre osservazioni successive , mie e degli altri osservatori dell'oggetto, suddivise per data e spettroscopio usato.Ove non diversamente indicato, gli spettri si intendono normalizzati e corretti per la risposta.

Outburst di giugno 2015

STAR ANALYASER 200

Fulvio Mete- Roma

26 giugno 2015 Celestron 8 a f 5, camera Atik 16 HR Star Analyser 200- profilo normalizzato e corretto per la risposta- disp 12.4 A/pix

UAN (Unione Astrofili Napoletani) Sezione Spettroscopia -Napoli

21 luglio 2015  Celestron 11, Atik 314L (Sony ICX 285 AL)

29 luglio 2015  Celestron 11, Atik 314L (Sony ICX 285 AL)

2 settembre 2015  Celestron 11, Atik 314L (Sony ICX 285 AL)

    Ag Pegasi -C11, Atik 314 L Star Analyser 200  Disp 7.3 A/pix Star Analyser 200

Spettroscopi a fenditura

Umberto Sollecchia-  L'Aquila

15 settembre 2015  Spettroscopio autocostruito a fenditura, Celestron 8, camera Sbig ST 8300 (KAF 8300) spettro corretto per la risposta

Nuovo Outburst di ottobre 2015.

Ai primi di ottobre 2015 la nova ha prodotto un nuovo outburst, qui di seguito le relative osservazioni:

Star Analyser  100 e 200

Fulvio Mete-Roma

2 novembre 2015

Telescopio rifrattore apocromatico TMB LZO 115/800 f 7, camera Atik 16 HR (Sony ICX 285 AL), dispersione 5.9 A/Pixel (spettro corretto per la risposta).

Roberto Nesci -Gruppo Astrofili di Foligno

6 novembre 2015

SC Meade 30 cm f10- Star Analyser 100 Canon 350 D modificata con filtro Baader in binning 2x2 somma di 15 integrazioni da 30 sec.

6 novembre 2015 h 20.33 UT dispersione 6 A/pix spettro corretto per la risposta

Spettroscopi a fenditura

Umberto Sollecchia-  L'Aquila

11 ottobre 2015

Telescopio Celestron 8 - camera Sbig 8300 (Kaf 8300)

Paolo Corelli

 19 ottobre 2015

Spettroscopio autocostruito 5 frames da 120 sec Telescopio 45 cm f9 dispersione 3.3 A/pix- spettro non corretto per la risposta

 20 ottobre 2015

Spettroscopio autocostruito 4 frames da 50 sec Telescopio 45 cm f9 dispersione 1.65 A/pix- spettro non corretto per la risposta

 8 novembre 2015

Spettroscopio autocostruito  Telescopio 45 cm f9 dispersione - spettro non corretto per la risposta

UAN (Unione Astrofili Napoletani) Sezione Spettroscopia -Napoli

 19 novembre 2015  

Celestron 11, Atik 314L (Sony ICX 285 AL) Spettroscopio Dados reticolo 200 l/mm 1.37 A/pix Spettro normalizzato e corretto per la risposta.(seconda immagine con enfatizzazione delle righe più deboli).