[DSJ] Deep Sky Journal N°42 ( Agosto 2014 )

Nel secondo appuntamento del DSJ di astronomia.com torniamo alle origini, vale a dire torniamo a parlare di quella categoria di oggetti “astrusi” che non sono alla portata di qualsiasi strumento, ma che per bellezza estetica e, soprattutto, per interesse scientifico, non hanno nulla da invidiare ai più noti (e a volte semplici e fin troppo blasonati) oggetti del catalogo di Messier.

La tipologia di oggetti presentati, come quello proposto in questo numero, alzano decisamente l’asticella delle difficoltà osservativa e fotografica e relegano l’astrofilo inevitabilmente in una categoria superiore di esperienza personale, nulla toglie che tutti dovrebbero almeno tentare l’osservazione di questi oggetti (seppur a volte infruttuosa), dato che sbagliando e tentando si acquisisce proprio l’esperienza necessaria per tentare la “cattura” di questi effimeri oggetti……. Signore e signori, parliamo di NGC 6445 altrimenti nota come la nebulosa Scatola o Box nebula!

FOTO NGC 6445

Allegato 7561














La Box nebula si trova nella costellazione del Sagittario ed è rintracciabile alle coordinate celesti di Ascensione Retta 17h 49m 15.17s e di Declinazione -20° 00’ 34.5”, scoperta da W.Herschel il 28 maggio 1786, brilla di una effimera luminosità di una Magnitudine Visuale di +13.2 con una Luminosità Superficiale (quindi una luminosità su tutta l’estensione fisica della nebulosa) di addirittura di +22, le sue Dimensioni Apparenti sono di 38”x 29” ed è posta ad una distanza stimata in circa 3500 a.l.. la stella centrale che la illumina è di magnitudine +19!

TROVIAMO NGC 6445 CON STELLARIUM:

Allegato 7562












Allegato 7563












Allegato 7564













Trovare la Box nebula non è particolarmente difficile se non fosse per la sua bassa Magnitudine Visuale, si potrebbe partire da Kaus Borealis (Lambda Saggittarii +2.80) e congiungere con una retta immaginaria con Sabik (Eta Ophiuchi +2.83 una bella stella doppia) e in piena Via Lattea compare la nebulosa di una dimensione apparente simile a quella di Giove .


APPUNTI DI ASTROFISICA

La Box nebula è caratterizzata da una forma particolare rispetto alle nebulose planetarie similari, essa si presenta di forma rettangolare (e di qua il nome che porta si “Scatola”!) di cui è già riscontrabile la semplice osservazione al telescopio, ma è nelle immagini fotografiche che ovviamente escono fuori le complesse strutture esterne insieme al luminoso anello centrale.

Nelle riprese Ha la nebulosa ci appare nella sua complessa morfologia ed assume una forma toroidale bipolare, in cui la zona centrale rappresenta proprio il toroide mentre nella parte esterna invece dipartono i lobi polari (probabilmente formati durante la fase proto planetaria) dove emissioni multiple direzionali hanno regalato l’ aspetto odierno.

Ma è nello studio dello spettro che la Box nebula regala le informazioni più importanti, infatti la nebulosa mostra una evidente stratificazione della ionizzazione dovuta allo scarso flusso della stella centrale molto evoluta, tale condizione è tipica di una fase avanzata, mentre all'esterno i lobi mostrano tipiche condizioni di ricombinazione.

Uno degli aspetti più indagati di questo interessante nebulosa è la forte presenza di polveri che, nella norma indicherebbe condizioni di bassa temperatura nebulare, dato che ne sono state trovate tracce anche all'interno della zona ionizzata facendo supporre l'idea che questi granuli di polvere sopravvivano per lungo tempo in condizioni energetiche.

Infine, uno degli aspetti più interessanti è che il calcolo della temperatura della stella centrale con il metodo Zanstra fornisce un valore di oltre 184.000 K. !!


FORSE NON TUTTI SANNO CHE…… (tratto liberamente da: l’osservatorio G.V. Schiaparelli)

Metodo Zanstra e Spettro delle nebulose Planetarie

L’origine dello spettro delle nebulose planetarie e’ simile a quello delle nebulose diffuse a emissione.
L’intensa radiazione ultravioletta della nana bianca centrale ionizza l’idrogeno e gli altri gas della nebulosa che emettono le loro radiazioni caratteristiche ricombinandosi con gli elettroni liberi.

In tal modo si generano le stesse righe proibite dell’ossigeno e azoto ionizzati che si possono osservare nelle nebulose diffuse, solamente con maggiore intensita’ a causa dell’arricchimento di elementi pesanti nei gas delle nebulose planetarie dovuto all’evoluzione stellare.

Le stelle centrali sono astri caldissimi, con temperature oscillanti tra 25000 K e 250000 K e presentano spesso uno spettro di tipo Wolf-Rayet (dovuto all’emissione del caldissimo nucleo centrale ricco di azoto e carbonio e spogliato degli strati piu’ esterni, con righe allargate a causa del turbolento vento stellare) oppure con righe in assorbimento (per gli astri piu’ freddi) e vengono allora classificate di tipo O (O-subdwarf).

La misura della temperatura degli astri centrali si effettua con il metodo di Zanstra osservando che tutta la radiazione UV emessa dalla stella centrale compresa tra il limite di Lyman dell’idrogeno (912 Å) e dell’elio ionizzato (228 Å) viene assorbita dal gas della nebulosa e riemessa nel visibile attraverso la serie di Balmer, il continuo di Balmer e le righe di O e N.

Dunque misurando l’emissione visibile della nebulosa si puo’ conoscere l’emissione UV della stella centrale e comparandola alla sua luminosita’ nel visibile si calcola la temperatura di corpo nero.

Allegato 7565















Spettro blu e verde della nebulosa anulare della Lira M57 registrata con spettrografo equipaggiato con reticolo da 900 l/mm e focale delle ottiche di focalizzazione da 50 mm. La posa e' stata di 5 min su CCD Xpress MX5.
La fenditura e' stata disposta attraverso la nebulosa come indicato nell'inserto della figura.
L'intensita' relativa delle righe cambia dal bordo al centro. L'emissione dell'He II e' piu' intensa al centro (probabilmente a causa dell'elevata temperatura della stella centrale), mentre ossigeno e idrogeno compaiono solo ai bordi.
E' da notare la presenza delle righe dell'Argon (Z=18), elemento pesante non visibile nelle nebulose a emissione e la maggiore intensita' delle righe dell'ossigeno rispetto a quelle dell'idrogeno se questo spettro e' confrontato con quello di M42.


CONSIDERAZIONI OSSERVATIVE:

diciamo la verità…. Osservare questa nebulosa non è per niente semplice…. innanzitutto ci vuole un telescopio con una discreta apertura, diciamo almeno un8” posto sotto un cielo buio, ma per poter spingere sugli ingrandimenti senza perdere in risoluzione ci vuole uno strumento maggiore sempre però a patto di avere un cielo buono. Tra le altre cose la nebulosa transita sempre non troppo alta sull’orizzonte alle nostre latitudini per cui “soffre” sempre un pochino l’Inquinamento Luminoso delle nostre città e la cappa di smog, consigliatissimo un cielo di media/alta montagna.

Il report che vi propongo è datato 16/07/2013 con il mio CPC 280mm in una buona serata con SQM 21 e seeing stimato in 8/10…

Dagli appunti:

nebulosa ben staccata dal fondo cielo ma di difficile risoluzione. A 116x ricorda una piccola M27, a 300x con UHC-S ma ancor meglio con l’OIII esce la figura fortemente asimmetrica con un calo prepotente di luminosità al centro della nebulosa come un “baffo” di materia più densa che oscura la zona interessata

UN POCHINO DI STORIA: (da Wikipedia)


Allegato 7567Herman Zanstra ( 3 novembre del 1894 , Schoterland - 2 ottobre del 1972 , Haarlem ) è stato un astronomo olandese.
Era nato nei pressi della città di Heerenveen in Frisia, nel 1917 si è laureato come ingegnere chimico presso l'Istituto di Tecnologia di Delft.

Durante i suoi quattro anni di lavoro a Delft, gli ultimi due come insegnante di scuola superiore, ha scritto uno studio molto teorico e matematico, cinematica relativistica che ha inviato William Francis grigio Swann. Swann ha offerto un dottorato in fisica teorica con lui presso l' Università del Minnesota.

Zanstra finito il suo dottorato in due anni, estendendo il suo studio ( uno studio del moto relativistico in collegamento con la matematica classica , 1923). Dopo un anno con Swann in Chicago , un anno in diversi laboratori nei Paesi Bassi e in Germania, e due mesi nel laboratorio di Niels Bohr a Copenhagen , ha conseguito un post-dottorato presso il California Institute of Technology . Ha scritto un famoso studio, Un'applicazione della teoria quantistica alla luminosità delle nebulose diffuse , che inizialmente offerto un metodo quantitativo (il "Metodo Zanstra") per capire la luminosità di nebulose e comete .

Dopo aver insegnato qualche tempo in Università di Washington , si trasferisce a Londra , e infine alla University of Amsterdam . La seconda guerra mondiale lo portò a cercare rifugio in Sud Africa , dove ha ottenuto una cattedra a Durban . Con la fine della guerra tornò in Europa.

Ha vinto la Medaglia d'Oro della Royal Astronomical Society nel corso dell'anno 1961 .
Il cratere Zanstra sulla Luna è stato chiamato in suo onore.

VIDEO YOUTUBE NGC 6445
ABSTRACT HERMAN ZANSTRA

RACCOLTA DSJ DI ASTRONOMIA.COM

aggiunto il secondo DSJ di agosto! ;)

buona lettura e cieli sereni.

Antonio

Ciao a tutti,
volevo solo aggiungere che in effetti usando un semplice reticolo di diffrazione (Star Analyser), montato come un filtro prima della camera CCD, si riesce ad ottenere una immagine dello spettro di M57 che mostra chiaramente la scomposizione della componente OIII e della componente H-alpha.
Ecco l'immagine ottenuta con un telescopio da 20 cm, una camera CCD sbig ST7xme ed un reticolo di diffrazione Star Analyser 200 sommando tre pose da quattro minuti ciascuna.

Saluti
Lorenzo Franco

Allegato 7844

sempre molto molto interessanti i tuoi suggerimenti, grazie!