LA NEBULOSA PLANETARIA NGC 2392

1. LA NEBULOSA PLANETARIA NGC 2392 D.Giacoia, G.Benetello, N.Monaco, G.Pecoraro Scuola Navale Militare “F.Morosini”

2. 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

3. 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.

4. 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

5. 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.

6. 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

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

8. 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

9. 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 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. • 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).

10. 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

11. 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:

12. Per l’ossigeno abbiamo ricavato da cui  Per l’azoto  Per lo zolfo

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