Per la riga He I 6678 abbiamo a disposizione molti dati, a partire dalla fase attiva 1993-98 fino alla fase di declino dall’outburst del 2007 (figura 4.21).
La EW(He I λ6678) misurata con Loiano ha valori di circa il 20% maggiori rispetto alle misure di Ondřejov a causa dell’effetto della risoluzione (le correzioni sono state incluse anche nei grafici della precedente sezione). La stima è stata fatta sia misurando le EW su spettri di Ondřejov ridotti alla risoluzione di Loiano che confrontando tre misure contemporanee (entro 2 giorni di distanza) tra i due siti tramite cross-correlation. Nei grafici sono visualizzati i valori di Loiano corretti per queste differenze. I valori misurati per i dati Cima Pennar (che hanno la risoluzione dello stesso ordine di Loiano), non sono direttamente confrontabili con dati contemporanei a maggior risoluzione. Dai dati di Ondřejov risulta che la riduzione ad una risoluzione di 1 Å (dati Pennar del 3557 e 3581 MJD) non comporta variazioni sulla misura di EW per He I 6678, mentre passare ad una risoluzione di 2 Å (dato Pennar del 4364 MJD) produce l’aumento percentuale previsto anche per Loiano. A questo proposito è importante precisare che la sovrastima in entrambi i casi non è dovuta a ad un reale effetto di aumento di flusso di riga a seguito del suo appiattimento e allargamento ma alla inclusione nel profilo della vicina riga 6680 Å (viene in gergo unita, blended ) e contribuisce alla misura di EW totale6. Ciò spiega
anche il perché misure sulle righe più intense pur vicine ad altre molto deboli o nei pressi di un continuo particolarmente rumoroso non subiscono variazioni nel passaggio tra una risoluzione e l’altra e lo stesso vale per righe deboli ma lontane da rumore o da altre righe. Ciò comporta, e risulta difatti verificato, che tra tutti gli altri spettri a risoluzione maggiore di 1Å/px non vi sono differenze che superino gli errori sulla misura di EW (He I 6678). Nei grafici la EW per il dato Pennar del 4364 MJD è visualizzata con una riduzione del 25%. Bisogna precisare però che, non avendo spettri più risolti da mettere a confronto, non è possibile sapere se effettivamente la debole λ6680 Å sia presente o meno per questa data e se quindi tale correzione sia o meno necessaria.
Nel grafico di andamento temporale è da notare come i valori di flusso della riga siano massimi per gli outburst minori del 1998, 1999 e 2005 e nel declino del 2007. Anche per questa riga sono presenti alcune minoritarie fasi di anticorrelazione con la magnitudine in ogni banda.
Analizzando l’andamento della He I 6678 emergono risultati che a nostra conoscenza non sono mai stati riportati in letteratura per AG Dra anche se sono previsti dalla teoria ed osservati per altri sistemi simbiotici (ad esempio, BF Cyg (Mikolajewska et al., 1989) e AG Peg (Kenyon et al., 1993)). Per prima cosa c’è una separazione piuttosto netta, al di fuori di un esiguo numero di valori, dell’intensità sia assoluta che relativa tra la quiescenza e l’attività, a differenza di quanto accade per la Hα: i valori EW maggiori di circa 2.3-2.4 Å e i flussi maggiori di 1.5 10−12 erg cm−2 s−1 sono tutti in fase attiva, suggerendo quindi una correlazione predominante tra intensità e stato del sistema.
6Questo effetto di sovrastima di intensità per la He I 6678 è riportato anche in letteratura, per
esempio, da Schmid & Schild (1990). Shore et al. (2010), e diversi autori in relazione ad altre simbiotiche, attribuiscono questo profilo alla He II 6682.
92 Effettuazione delle misure e analisi
I valori di quiescenza di EW, e in misura meno netta di F(He I 6678), sono incred- ibilmente correlati con la fase orbitale (figure 4.24 e 4.25, pannello a)), e mostrano un andamento sinusoidale con il minimo di EW in corrispondenza della congiunzione infe- riore della gigante entro ∆φ = 0.05. Il comportamento è simile a quello in quiescenza della Hα (figura 4.14) con la differenza che per quest’ultima i minimi sono molto più stretti. Ciò potrebbe indicare una provenienza dei fotoni Balmer da una zona più vicina alla WD che viene maggiormente oscurata rispetto alla zona di formazione della riga He I 6678. A fronte di un aumento del flusso di riga in quiescenza di un fattore 4, si ha un’oscillazione in FU di un fattore 2.5, in FB di un fattore circa 1.3, e in FV di un fattore
circa 1.1.
In fase attiva è possibile riconoscere due differenti andamenti: uno con il periodo orbitale, sfasato rispetto alla fase quiescente di circa ∆φ = 0.2 (figura 4.24, pannello b)), il cui confronto è ben visibile in figura 4.23; l’altro con il periodo attribuito da Gális et al. (1999) alle pulsazioni della gigante, con picco sfasato rispetto alla velocità radiale minima della gigante di circa ∆φ = 0.30-0.35, lo stesso valore rilevato per le oscillazioni in attività dei valori massimi di Hα secondo le stesse effemeridi (figura 4.15, pannello c)). L’andamento ondulatorio in fase orbitale è relativo ai valori dell’outburst del 2006 e un controllo più attento suggerisce che i picchi del pannello b) siano in realtà gli stessi picchi del pannello c) , quindi la periodicità della He I 6678 in attività sia da attribuirsi al periodo pulsazionale e non a quello orbitale.
Passando ai flussi, in figura 4.25, pannelli b), c) e d) relativi all’attività, non si riconoscono particolari andamenti se non un’ondulazione per i valori di flusso minori di circa 2 10−12 erg cm−2 s−1 secondo le effemeridi di Fekel et al. (2000) che avendo picco alla stessa fase che per EW potrebbe essere reale. È interessante notare l’analogia negli andamenti di F(Hα) e F(He I 6678) in attività secondo le effemeridi di Bastian (1998): pur non rilevando periodicità i valori massimi di flusso per entrambe le righe si hanno per la fase attorno a φ = 0, ovvero per i massimi in banda U riconosciuti dagli autori in fase attiva.
4.7 He I 93
Figura 4.21: Flusso e larghezza equivalente della riga He I 6678 per AG Dra in funzione del tempo. Osservazioni di Asiago (quadrati), Loiano (più), Ondřejov (triangoli), Cima Ekar (asterischi), Catania (rombi), HST (cerchi vuoti), TNG (per), Punta Pennar (cerchi pieni).Nel pannello inferiore per confronto sono mostrate le magnitudini fotometriche in banda U (cerchi pieni), B (più) e V (cerchi vuoti).
94 Effettuazione delle misure e analisi
(a) (b)
(c) (d)
(e) (f)
Figura 4.22: Larghezza equivalente della riga He I 6678 per AG Dra in funzione della magnitudine in bande UBV. Osservazioni di Asiago (quadrati), Loiano (più), Ondřejov (triangoli), Cima Ekar (asterischi), Catania (rombi), HST (cerchi vuoti), TNG (per), Punta Pennar (cerchi pieni).
4.7 He I 95
(a)
(b)
Figura 4.23: Larghezza equivalente e flusso della riga He I 6678 per AG Dra in funzione della fase orbitale secondo le effemeridi di Fekel et al. (2000), P = 548.65 e fase 0.p0 cor- rispondente alla congiunzione inferiore della gigante. Osservazioni di Asiago (quadrati), Loiano (più), Ondřejov (triangoli), Cima Ekar (asterischi), Catania (rombi), HST (cerchi vuoti), TNG (per), Punta Pennar (cerchi pieni).
96 Effettuazione delle misure e analisi
(a) (b)
(c) (d)
Figura 4.24: EW(He I 6678) in funzione della fase orbitale per varie effemeridi in letteratura. Pannello a) per le fasi di quiescenza, altri pannelli per l’attività.
4.7 He I 97
(a) (b)
(c) (d)
Figura 4.25: F(He I 6678) in funzione della fase orbitale per varie effemeridi in letteratura. Pannello a) per le fasi di quiescenza, altri pannelli per l’attività.
98 Effettuazione delle misure e analisi