Risultati di EW della riga Hα

La EW(Hα) è stata misurata in un intervallo di velocità radiale ± 2000 km s−1 in modo da non trascurare la componente allargata del profilo. Verifiche sulla misura di EW hanno dato che il contributo delle ali all’emissione della riga è di ≈ 25%. L’aspetto soggettivo nella scelta dei punti di intensità zero della ali si riflette sull’incertezza della misura finale, dell’ordine di 5 Å per gli spettri più risolti rispetto a valori di EW dell’ordine della decina di Å.

La scarsità di spettri di Loiano con Hα non satura ha obbligato all’utilizzo di tutti i dati disponibili, compresi quelli a risoluzione minore (∆λ/px ≈ 4 Å); i risultati sono riportati in tabella 4.4. Le EW(Hα) hanno una deviazione standard di 1.5 Å. C’è da considerare che trattandosi di spettri con S/N piuttosto basso (tempi di esposizione tipici da 10 a 60 s) l’errore complessivo sarà sicuramente maggiore, almeno pari a quello ricavato per i dati più risolti; il fatto che l’incertezza per i dati di Loiano (bassa risoluzione) sia minore che per quelli a risoluzione maggiore riflette l’appiattimento del rumore del continuo dovuto all’effetto della risoluzione stessa che limita le possibilità dell’utente di scegliere punti del continuo differenti per ogni misura.

In tabella 4.5 sono riportati i valori misurati per le EW delle righe di emissione Hα per gli spettri di Ondřejov. Per questa riga non risultano differenze significative tra misure di EW effettuate nei dati di Loiano e Ondřejov. In figura 4.10 è mostrato l’andamento della EW(Hα) nel corso dell’ultimo outbust.

In generale per tutti i dati a disposizione è stata effettuata un’analisi con entrambi i metodi descritti in sezione 4.2 da cui risulta che le differenze tra poteri risolutivi non influiscono sul valore medio di EW(Hα).

In figura 4.11 è mostrata l’evoluzione temporale della Hα nell’intervallo coperto dai dati in nostro possesso, che parte dal periodo attivo 1993-97 fino ad oggi. È interessante notare che, ad esclusione di un breve intervallo di quiescenza, da 1200 a 1800 MJD, in cui la riga sembra più o meno stabile rispetto al continuo, per il resto assume valori molto variabili. Nelle figure 4.12 la EW(Hα) è correlata con le magnitudini UBV. I plateaux relativi alla quiescenza (che definiamo per valori di magnitudine U>11, come in Leed- jarv et al. (2004)), ben definiti per B e V, suggeriscono che a parità di magnitudine la

76 Effettuazione delle misure e analisi

Figura 4.10: Larghezza equivalente della riga Hα per AG Dra in funzione del tempo. Osservazioni di Loiano (triangoli) e Ondřejov (più).

EW(Hα) può assumere valori molto variabili. In particolare tutti i valori minimi4 _di

EW(Hα) (≤≈80Å) sono attribuibili al periodo quiescente. In quiescenza esiste una certa correlazione positiva tra le magnitudini e flussi/EW (un plateau in V) ma lo sparpaglia- mento (più accentuato in U, come vedremo, a causa della modulazione orbitale) non permette di capire con quale andamento.

In figura 4.14 i vari pannelli mostrano EW(Hα) e F(Hα) in fase quiescente in funzione delle fasi di Fekel et al. (2000), Gális et al. (1999) e Meinunger (1979). È immediato verificare che sia per il flusso che per la larghezza equivalente i minimi coincidono con i minimi in magnitudine U (secondo le effemeridi di Meinunger (1979)) con uno sfasamento rispetto alla fase orbitale spettroscopica di poco meno di ∆φ = 0.1.

In fase quiescente ∆V ≈ 0.2, cioè il flusso del continuo V varia di circa il 20%, e ∆U ≈ 0.8, corrispondente ad una variazione di flusso U di un fattore 2. Il flusso della Hα varia con l’orbita di un fattore 2, esattamente come il flusso in U. Considerando che la maggior parte della magnitudine U è determinata dalle ricombinazioni dell’idrogeno, non stupisce che gli ordini di grandezza delle variazioni di U e del flusso Hα siano confrontabili. Poiché il continuo V in fase quiescente resta pressoché costante, per questi spettri si può pensare che una diminuzione di EW sia dovuta effettivamente alla parziale occultazione della regione di ricombinazione della Hα.

Passiamo adesso all’analisi più complessa dei dati delle fasi attive.

Non è immediato stabilire dai grafici di figura 4.12 un’unica correlazione EW/magnitudine, ancor meno flusso/magnitudine, a anche se è possibile distinguere almeno due zone nei grafici EW/magnitudine in cui si addensano i punti. Analizzando la curva di luce a

4_{Confrontando i valori di EW faremo riferimento al loro valore assoluto che suggerisce l’effettiva}

intensità della riga rispetto al continuo. Il segno indica soltanto se la riga è in emissione (EW negativa) o in assorbimento (EW positiva).

4.6 Hα e righe Balmer 77

confronto con gli andamenti della riga (figure 4.10 e 4.11) si vede per esempio un doppio andamento nella fase di discesa dall’outburst maggiore del 2006 (MJD dopo 54000). Se inizialmente l’intensità della riga scende con la luminosità, attorno a MJD 54180 com- incia a risalire mentre l’outburst resta in declino. Osservando i pannelli a) e b) della figura 4.15 si vede chiaramente che gli stessi valori (dati di Loiano e Ondřejov, triangoli e più nei grafici) sono in fase subito prima e subito dopo i minimi U. In questa fase di attività la variazione della riga è, secondo la nostra interpretazione, correlata più alla modulazione orbitale che all’effettiva variazione di flusso legata all’outburst. Il flusso di riga nella prima parte del declino diminuisce di circa il 60% mentre i flussi in U e V rispettivamente del 30% e del 20%. Nella seconda fase i flussi di banda diminuiscono di un ulteriore 30% a fronte di un aumento di F(Hα) di circa il 40%. Quindi, anche se è indubbio che al picco dell’outburst il flusso di riga è massimo a causa dell’attività, dato che in generale i valori in attività sono più alti di tutti i valori in quiescenza, una parte molto consistente delle variazioni nel declino di EW e flusso è da attribuire alla modulazione orbitale.

Dai grafici a) e b) di figura 4.15 è possibile riconoscere un generale andamento on- dulatorio dei valori massimi di EW(Hα) con la fase orbitale in tutti i periodi attività. In corrispondenza della congiunzione inferiore della gigante le EW subiscono una forte diminuzione, cosa che invece in generale non accade per i flussi, anche se in quest’ultimo caso i valori minimi coincidono comunque con la fase di gigante in congiunzione inferiore (sempre entro lo sfasamento tra Umin e fase orbitale spettroscopica).

Un ulteriore andamento della EW in attività sembra esistere, anche se è piuttosto mascherato, anche in funzione delle effemeridi pulsazionali della gigante (Gális et al., 1999) ma apparentemente non per i flussi. In particolare, per i valori di EW maggiori di 130, per i quali i flussi V variano entro il 30% (pannello e) di figura 4.12), si ha una variazione del 25% di EW tra minimo e massimo che causa un aumento netto del flusso di riga di circa il 10% nei periodi da massima velocità radiale; il grafico per il flusso non consente quindi di distinguere dagli altri punti questi valori poiché risultano mascherati.

78 Effettuazione delle misure e analisi

Figura 4.11: Flusso e larghezza equivalente della riga Hα 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).

4.6 Hα e righe Balmer 79

(a) (b)

(c) (d)

(e) (f)

Figura 4.12: Larghezza equivalente della riga Hα per AG Dra in funzione della magni- tudine in bande UBV. Osservazioni di Asiago (quadrati), Loiano (più), Ondřejov (trian- goli), Cima Ekar (asterischi), Catania (rombi), HST (cerchi vuoti), TNG (per), Punta Pennar (cerchi pieni).

80 Effettuazione delle misure e analisi

(a)

(b)

Figura 4.13: Larghezza equivalente e flusso della riga Hα per AG Dra in funzione della fase orbitale secondo le effemeridi di Fekel et al. (2000), P = 548.65 e fase 0.p0 corrispon- dente 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), RITTER (rombo pieno).

4.6 Hα e righe Balmer 81

(a) (b)

(c) (d)

(e) (f)

Figura 4.14: EW(Hα) e F(Hα) in funzione della fase orbitale per varie effemeridi in letteratura per le fasi di quiescenza.

82 Effettuazione delle misure e analisi

(a) (b)

(c) (d)

(e) (f)

Figura 4.15: EW(Hα) e F(Hα) in funzione della fase orbitale per varie effemeridi in letteratura per le fasi di attività.

4.6 Hα e righe Balmer 83