Spettroscopia

Spectroscopy

Fulvio  Mete- Roma  

 

 

 

fulvio_mete@fastwebnet.it

fulvio.mete@gmail.com

 siti web :

http://www.lightfrominfinity.org

http://www.pno-astronomy.com

 

                                 23 marzo 2017

 

                                   

                                  

E’ disponibile on line il mio testo in materia di spettroscopia astronomica amatoriale.

Mi sono impegnato in questa non facile impresa non certo per questioni economiche, in quanto il libro è gratis, ma per la volontà decisa di allargare quanto più possibile la platea degli interessati a questa fondamentale branca dell’astronomia.

In tale ottica, le due caratteristiche fondamentali del mio lavoro sono le seguenti:

-    La divulgazione delle mie esperienze in spettroscopia; questo è quindi un libro nel quale io racconto in modo limitato le esperienze altrui, focalizzando l’attenzione del lettore sulle esperienze pratiche e teoriche del mio lavoro degli ultimi vent’anni.

-    La finalità di essere quanto più possibile , in una materia difficile,chiaro e colloquiale, nel preciso intento di attrarre e non respingere; quindi anche le formule sono corredate da esempi alla portata di chiunque abbia un diploma di scuola media.

Il testo conta 377 pagine formato A4 ed è  il primo in Italia nella lunga storia dell’astronomia amatoriale in questo paese, e, quel che più conta, è scritto da un amatore per gli astronomi amatori. Come molti sanno, il mio curriculum universitario è di Scienze economiche, ma in un lontano passato il caso ha voluto che un professore di matematica di Ingegneria a Napoli insegnasse anche la sua disciplina nella mia facoltà di Economia, con la conseguenza che il programma di analisi matematica era identico nelle due facoltà, e molto pesante.All’epoca ho pianto lacrime amare su tale scelta accademica, ed ho sacramentato non poco per la difficoltà di uno studio particolarmente complesso.In seguito poi ho ringraziato mentalmente coloro che avevano fatto tale scelta, per le possibilità che la scelta stessa  mi aveva fornito, specie nel campo dell’astronomia che ho praticato da amatore, ed in quello della spettroscopia, per la migliore comprensione della sua parte matematica.Ho, inoltre, superato due esami di statistica ed insegnato matematica finanziaria in un istituto privato.

Nei link sottoindicati potranno essere scaricati il libro on line in formato PDF e,per chi volesse stamparlo, la relativa copertina.Il testo è per uso personale e non è consentito in nessun caso cederlo a terzi, a titolo gratuito o a pagamento: eventuali eccezioni e casi particolari dovranno recare il consenso esplicito dell’autore.

 

Link del Libro                                    Cenni di spettroscopia amatoriale .pdf

 

Link della copertina                           copertina.jpg

 

Link della pagina Facebook :          https://www.facebook.com/Fulvio-Mete-Lightfrominfinity-193295981096944/

 

Lorenzo Franco - Roma

 

Appassionato di astronomia da sempre tanto da intraprendere un corso di studi a carattere scientifico, laureandosi in Astronomia all'università di Bologna, Lorenzo Franco conduce le sue osservazioni da Roma (Balzaretto Observatory, codice MPC: A81). I principali campi di interesse sono l'astrometria, la fotometria e la spettroscopia. Ha all'attivo più di 60 pubblicazioni scientifiche come autore/coautore ed oltre 20 articoli divulgativi. Ha concorso alla scoperta di quattro asteroidi binari e venti stelle variabili.
L'elenco aggiornato delle sue pubblicazioni si trova al link:
http://digilander.libero.it/A81_Observatory/70/index.html

 

 

 27 marzo 2017

Un interessante lavoro di Lorenzo Franco sulle applicazioni di spettroscopia amatoriale presentato al convegno di Faenza degli Astrofili ricercatori:

 

 

Fulvio  Mete- Roma  

fulvio_mete@fastwebnet.it

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15 aprile 2017

 

 

 

 Esperimento di Young sulla doppia fenditura con uno spettrografo

 

Young double slit experiment by a spectrograph

 

Noi appassionati di spettroscopia siamo ormai abituati a convivere con due fenomeni fondamentali della luce : l'interferenza e la diffrazione, entrambi spiegabili soltanto considerando la natura ondulatoria della luce e dei fotoni.Ma la discussione sulla natura della luce viene da molto lontano,e precisamente dalla fine del 17° secolo, allorquando lo scienziato olandese C. Huygens propugnò la teoria ondulatoria , in opposizione a quella particellare, fatta risalire a Newton, secondo la quale la luce sarebbe stata composta da particelle in moto che obbedirebbero alle leggi della meccanica.Molto tempo dopo, fu lo scienziato inglese Thomas Young a dimostrare in modo inconfutabile la natura ondulatoria della luce con un esperimento che ha fatto storia.Tale esperimento è geniale perchè assolutamente semplice ed alla portata (oggi ) di tutti coloro che vogliano effettuarlo: il passaggio della luce di una sorgente che la emette raggi luminosi della stessa frequenza ed in fase tra loro attraverso un interferometro del tipo più semplice che possa esistere: una fenditura seguita da due fenditure di piccola apertura e molto ravvicinate (1/4-1/5 mm) .L'esperimento in questione fu successivamente ripetuto dal fisico francese Augustine J. Fresnel che fece l'analisi matematica e l'interpretazione dei risultati dell'esperimento di Young, oltre a ripeterlo per proprio conto.Sembrava allora certo che la luce ed i fotoni avessero natura ondulatoria, ma altri fenomeni, come l'effetto fotoelettrico sembravano  dare per certo l'opposto, ovvero la natura corpuscolare dei fotoni e delle altre particelle.Il dualismo onda - particella e la sovrapposizione di stati ha permeato e caratterizzato da allora la fisica moderna, ma questa è un'altra storia.Tornando all'esperimento di Young, la logica di questo era estremamente semplice:

 Colpendo una lastrina con  due fenditure sottili con i fotoni di un raggio luminoso monocromatico e coerente , ci aspetteremmo di vedere in uno schermo posteriore  in corrispondenza delle due aperture i fotoni stessi raggrupparsi in due strisce luminose: l’aspetto corpuscolare sarebbe confermato.

We amateur spectroscopist are now accustomed to living with two fundamental phenomena of light: interference and diffraction, both of which can only be explained by the wave nature of light and photons. But the discussion on the nature of light comes from far away, and precisely From the end of the 17th century, when Dutch scientist C. Huygens advocated the wave theory, as opposed to the particle one, which was traced back to Newton, according to which light would be composed of particles in motion that would obey the laws of mechanics. Later on, was the English scientist Thomas Young to unmistakably demonstrate the wave nature of light with an experiment that has made history. This experiment is brilliant because it is absolutely simple and the reach (today) of all those who want to do it: the passage of Light of a source that emits luminous beams of the same frequency and in phase between them through an interferometer of the simplest type that may exist: a slit followed by two slits of small aperture  and very close (1 / 4-1 / 5 mm) to each other. The experiment in question was repeated by French physicist Augustine J. Fresnel He did the math analysis and the interpretation of Young's experiment results, as well as repeating it for himself. It seemed then that the light and the photons had an wave nature, but other phenomena such as the photoelectric effect seemed to give the opposite, or the corpusculous nature of the photons and other particles. The dual wave-particle and the superimposition of states has permeated and characterized modern physics since then, but this is another story. Turning to Young's experiment, the logic of this was extremely simple:
By striking a sheet with two thin slits with the photons of a monochromatic and coherent light ray, we would expect to see in the rear screen at the two apertures the photons themselves clustered in two bright strips: the corpuscular appearance would be confirmed.

 

Invece nella realtà vedremo formarsi nella lastra bersaglio un alternarsi di frange chiare e scure con un massimo centrale,una figura dovuta all’interferenza dei fotoni tra di loro.

Instead, in reality, we will see in the target plate an alternation of light and dark fringes with a central maximum, a figure due to the interference of the photons between them.

 In effetti la figura di diffrazione conseguente all'interferenza delle due onde in uscita dalla doppia fenditura ha un aspetto  complesso, con un massimo centrale, due massimi di minore intensità  ed altri ancor meno intensi, come si osserva con maggior dettaglio nella figura che segue.

In fact, the diffraction pattern due to the interference of the two waves outgoing from the double slit has a complex appearance, with a central maximum, two lower intensity and some less intense, as can be seen in greater detail in the figure below.

 

Fin qui l'esperimento originario di Thomas Young, l'interferenza tra le due onde in uscita provoca l'immagine di diffrazione che si osserva nella figura precedente, a dimostrazione della natura ondulatoria dei fotoni e della luce.Ma questo è solo un aspetto della questione, che porta molto più lontano.Oggi i  ricercatori sono in grado di inviare singoli fotoni,uno alla  volta ed in modo assolutamente casuale , sulle due fenditure dell'esperimento: alcuni di essi passano attraverso la prima fenditura, altri attraverso la seconda, altri ancora tra nessuna delle due.Ogni fotone è quindi indipendente, sia spazialmente che temporalmente, dagli altri.In tali condizioni , quindi, essi non hanno alcun modo di interferire tra loro, e ci si aspetterebbe di osservare, dopo un certo periodo di tempo, un'immagine simile a quella della prima delle figure soprastanti: invece, meraviglia! il risultato di questo secondo esperimento è del tutto simile a quello originario di Young,il singolo fotone, che è una particella, si comporta come un'onda: cosa inspiegabile con la meccanica classica, ma spiegata dalla meccanica quantistica.In un simile stato di cose, l'unica certezza è la partenza e l'arrivo di un fotone sullo schermo, tutto quello che succede tra la partenza e l'arrivo è regolato da leggi probabilistiche: ciascun fotone ha quindi uguale probabilità di passare tra la prima o la seconda fenditura, o (per quanto sembri strano) attraverso entrambe, interferendo con sè stesso! Mentre in meccanica classica dati due stati possibili ( passaggio attraverso una fenditura o l'altra) il verificarsi dell'uno esclude quello dell'altro, in meccanica quantistica si può avere anche uno stato che sia una combinazione lineare degli altri due (nel caso il passaggio della singola particella attraverso le due fenditure) e, in generale, un sistema di "sovrapposizione di stati" nel quale tutti gli stati possibili coesistono (ed addirittura, come visto, possono interferire l'uno con l'altro) sino  al momento in cui viene effettuata una misurazione: non abbiamo la possibilità di osservare fotoni od altre particelle in sovrapposizione di tutti gli stati possibili, ma solo nello stato corrispondente a quello in cui viene osservato.Sussiste inoltre una funzione d'onda e l'impossibilità di determinare contemporaneamente posizione ed impulso, ovvero realtà oggettiva a queste due grandezze fisiche (Principio di indeterminazione di Heisemberg).

So far Thomas Young's original experiment, the interference between the two outgoing waves causes the diffraction image to be seen in the previous figure, demonstrating the wave's nature of the photons and light. But this is just one aspect of a matter that brings much further away. Today, researchers are able to send individual photons, one at a time and in a totally random way, on the two slits of the experiment: some of them pass through the first slit, others through the second,others still in none of the two. Each photon is therefore independent, both spatially and temporally, from the others. Under these conditions, therefore, they have no way of interfering with each other, and one would expect to observe, after a certain period of time, an image on the screen similar to that of the first of the above figures: instead, wonder! The result of this second experiment is quite similar to that of Young, the single photon, which is a particle, behaves like a wave: something unexplainable with classical mechanics, but explained by quantum mechanics. In such a state of things, the only certainty is the start and arrival of a photon on the screen, all that happens between the start and the end is governed by probabilistic laws: each photon therefore has the same chance of switching between the first or the second slit, or (as it looks strange) through both, interfering with itself! While in classical mechanical theory in two possible states (passing through a slit or another) occurrence of one excludes one from the other, quantum mechanics may also have a state that is a linear combination of the other two (in the case of The passage of the single particle through the two slits) and, in general, a "superposition of states" system in which all possible states coexist (and even as seen may interfere with each other) until the moment For which a measurement is made: we do not have the possibility to observe photons or other particles overlapping all possible states, but only in the state corresponding to the one in which it is observed. There is also a wave function and the impossibility of determining simultaneously Position and impulse, that is, objective reality to these two physical quantities (Heisemberg's  principle of indetermination).

 

Senza alcuna intenzione di voler disturbare la fisica quantistica, ho voluto qualche giorno fa tentare il classico esperimento di Young della doppia fenditura su uno dei miei spettrografi solari,HIRSS2 utilizzando appunto la luce solare, che, come si sa, è policromatica ed incoerente. Ho quindi acquistato un piastrina alluminata con sopra una serie di tre doppie fenditure di 70 micron distanziate rispettivamente 200, 300 e 500 micron, che ho inserito in un supporto a coda di rondine per centrare alternativamente la fenditura di interesse.La piastrina è in vendita da alcuni distributori di strumenti scientifici ed educativi, io l'ho comprata a 60 € da 3B Scientific; è un oggetto progettato proprio per  esperimenti sulla diffrazione da doppia fenditura.

Without any intention of disturbing quantum physics, I wanted a few days ago to try Young's classic experiment of the double slit on one of my hires solar spectrographs, HIRSS2, using sunlight, which, as is well known, is polychromatic and incoherent. I then bought an aluminum plate with over a series of three double  slits of spaced each other of 200, 300 and 500 microns respectively, which I inserted into a swallowtail holder to alternately center the slit of interest. The plate is for sale by some distributors of scientific and educational tools, I bought mine at 60 € from 3B Scientific; Is an object designed for experiments on double slit diffraction.

 

 

 Il mio interesse non era tuttavia solo quello di effettuare l'esperimento di Young tout court, ma :

1-Di effettuarlo con la luce solare, notoriamente policromatica ed incoerente.Tale esperimento, infatti, pur essendo relativamente facile  con un laser a bassa potenza il cui fascio in uscita ha coerenza spaziale e temporale, diventa molto più complesso sulla luce solare che non presenta tali caratteristiche.

2-Di effettuarlo inviando il fascio diffratto dalla doppia fenditura ad uno spettroscopio autocollimante e per esso al reticolo, facendogli subire una seconda diffrazione, per osservare gli effetti sugli spettri dei vari ordini, il primo particolarmente.Per tale esperimento ho usato HIRSS2, un Littrow con reticolo da 1800 l/mm  ottica a rifrazione formata da un rifrattore acro 100/500, al quale il fascio luminoso in arrivo (luce solare) viene inviato da un altro rifrattore acro 80/400.Tale spettroscopio è peraltro un ottimo strumento, che permette di ottenere risoluzioni sino a 40000 sullo spettro solare, come si osserva dall'immagine dello spettro della zona della riga H alfa.

My interest, however, was not just to carry out the Young  experiment tout court but:
1-Do it with sunlight, notoriously polychromatic and incoherent. This experiment, while being relatively easy with a low power laser whose output beam has spatial and temporal coherence, becomes much more complex on sunlight that hasn't such features.
2-Do it by sending the  diffracted beam from the double slit to a Littrow spectroscope and for it to the grating, causing it to undergo a second diffraction, to observe the effects on the spectra of the various orders, the first particularly. For such experiment I used HIRSS2, a Littrow autollimating spectroscope with a 1800 l / mm grating and using  as collimator  an acro 100/500 refractor, to which the incoming light beam (sunlight) is sent by another 80/400 acro refractor . This spectroscope is a great instrument, which  allows to obtain resolutions up to 40000 on the solar spectrum, as seen from the spectrum image of the H alpha zone below.

Dopo alcune prove preliminari che mi hanno portato ad una migliore comprensione del problema, che non è banale , ho deciso di operare secondo la seguente modalità:

1- Effettuare la prima parte dell'esperimento escludendo lo spettroscopio autocollimante, ovvero semplicemente rivolgendo il prisma del deviatore (estraibile e mobile) verso il rifrattore 80/400 e la luce solare in arrivo.Per rendere la luce solare  monocromatica ho usato un primo filtro Halpha da 50.8 mm da 35 nm di bandpass anteposto all'obiettivo del rifrattore ed un secondo filtro Halpha più selettivo da 10 nm all'ingresso della camera; per darle coerenza spaziale ho invece usato un foro stenopeico da 100 micron posto nel portaoculari del rifrattore, secondo lo schema e la foto che seguono. La camera usata è stata una IS DMK 41 1280 x 960 pixel da 4.5 micron, mentre la doppia fenditura usata è stata quella con la separazione minima, di 200 micron  tra le aperture di 70 micron ciascuna.

Lo schema del sistema usato per rendere coerente il fascio di luce solare in ingresso

After some preliminary tests that led me to a better understanding of the problem, which is not trivial, I decided to operate in the following way:
1- Take the first part of the experiment by excluding the auto-collimating spectroscope, simply by turning the diverter prism (removable and mobile) towards the refractor 80/400 and the incoming sunlight. To make  solar light monochromatic I used a first Halpha prefilter 50.8 mm  of 35 nm of bandpass put in front of the 80/400 refractor lens and a second Halpha filter 10nm bandpass, more selective,  at the camera entrance; To give i spatial coherence to the beam,  I used a 100 micron pinhole in the refractor eyepiece holder, according to the diagram and the following picture. The camera used was an IS DMK 41 1280 x 960 pixels of 4.5 microns, while the double slit used was the one with the minimum separation of 200 micron between the apertures of 70 microns each.


Here below the system  used to make the incoming sunlight beam coherent.

Il layout dello strumento usato ed una sua foto

The layout of the instrument and a photo

 

Il risultato è stato pienamente soddisfacente, oltre le mie aspettative, in quanto la camera ha restituito un'immagine del pattern di diffrazione da doppia fenditura: perfettamente uguale a quello che si può trovare sui libri o sugli articoli specialistici (il profilo è stato ricavato con VSpec).

The result fully satisfied me, beyond my espectations, for the camera gave an image of the double slit diffraction pattern almost equal to the one we can find on the books or in the articles.(the profile was obtained by VSpec).

 

La seconda parte dell'esperimento, quella più interessante,aveva lo scopo di far subire al fascio ottico diffratto dalla doppia fenditura una seconda diffrazione ad opera del reticolo da 1800 l/mm dello spettrografo per osservare l'immagine finale .Un esperimento semplice, ma non banale, di diffrazione multipla od in serie.Il prisma deviatore dello spettrografo era stato stavolta rivolto verso il reticolo, come nel normale layout di un autocollimante Littrow.

The second part of the experiment, the most interesting , was to make the beam diffracted by the double slit perform a second diffraction by the 1800 l / mm grating of the spectrograph to observe the final image. A simple experiment not trivial,of multiple or serial diffraction. The spectrograph divergent prism had been pointing toward the grating, as in the normal layout of a  Littrow spectroscope.

 

 

Senza l'uso del foro stenopeico in uscita del rifrattore 80/400 , con il collimatore 100/500 dello spettrografo focheggiato, come normale sulla fenditura doppia,con la parte posteriore dell'obiettivo a 460 mm di distanza dalla fenditura stessa (460 e non 495-500 in quanto i punti di fuoco delle due ottiche si intersecano),e puntato sulla riga H alpha a 6562.8 A ottenevo un'immagine doppia della riga, e quindi due spettri sovrapposti , anche se distanziati  tra loro in proporzione alla distanza tra le due fenditure.L'immagine spettrale era flou per la scarsa risoluzione fornita dall'apertura delle due fenditure (solo 70 micron).Il risultato si spiegava, a mio avviso, col fatto che la luce in arrivo sulla doppia fenditura era incoerente e quindi la stessa operava come una semplice maschera.La diffrazione di Young in tal caso non aveva luogo, ed avveniva solo quella operata dal reticolo dello spettrografo.

Without the use of the pinhole in exit from the 80/400 refractor  with the 100/500 collimator of the spectrograph,focused as normal, on the double slit, with the back of the lens at 460 mm distance from the slit (460 And not 495-500 as the focal points of the two optics intersect each other), and pointing to the line H alpha at 6562.8 A I obtained a double line image, and hence two overlapping spectra, although spaced apart in proportion to the distance between the two slits. The spectral image was flush due to the low resolution provided by the opening of the two slits (only 70 micron). The result was explained, in my opinion, by the spatial  incoherence of the light on the double slit so the same worked as a simple mask. Young's diffraction in that case did not take place, but only that operated by the grating of the spectrograph .

 

 

Con l'uso del foro stenopeico da 100 micron come filtro spaziale  l'esperimento entrava nella sua parte più interessante, ma anche più complicata in quanto :

1- Dovevo accertarmi che effettivamente la diffrazione di Young avesse luogo anche successivamente al passaggio sul reticolo dello spettrografo, isolando questo dallo strumento, in parole povere facendolo operare solo come semplice reticolo; e per fare questo era necessario che l'ottica dello spettroscopio non fosse a fuoco sulla doppia fenditura, ma focheggiata molto più avanti di questa.Ho ottenuto ciò portando la fenditura stessa a 495 mm di distanza dalla lente posteriore dell'obiettivo 100/500 dello spettrografo.

In tale configurazione, senza foro stenopeico, si otteneva la seguente immagine: senza alcuna riga, simile ad una flat del sensore della camera.

With the use of the 100 micron pinhole as spatial filter, the experiment became more interesting, but also more complicated as:


1- I had to make sure that Young's diffraction  took place even after passing on the grating,  isolating it from the instrument, in a word, making it only act as a simple grating; And to do this it was necessary that the spectroscope optic be not focused on the double slit, but focused much later than this. I obtained this by carrying the slit at 495 mm distance from the rear of the  100/500 collimating lens of the spectrograph.
In this configuration, without a pinhole, the following image was obtained, with no line, similar to that of a camera flat.

 

Con l'uso del foro stenopeico,con luce in coerenza di fase, l'immagine mostrava invece, seppure in modo non chiaro, una replica del pattern di diffrazione di Young in assorbimento , nello spettro di ordine 1 del reticolo che non sembrava mostrare alcuna riga spettrale.

With the use of pinhole, with sunlight in spatial coherent beam, the image showed, although in a not fully clear way, a Young diffraction pattern in absorbtion in the 1st order spectrum of the grating, that seemed show no spectral line.

2-Con l'ottica dello spettroscopio focheggiata sulla fenditura si otteneva invece il seguente risultato:

2a- Senza foro stenopeico, una replica dell'immagine già mostrata in precedenza, con una riga Ha doppia e quindi la sovrapposizione di spettri sfalsati tra loro.

 

2-With the spectroscope optic focused on the double slit I obtained the following results:

2a Without pinhole, an image with two spectra, superimposed to each other, with two Ha lines.

2b- col foro stenopeico da 100 micron:un'immagine simile alla precedente

2b- with the 100 micron pinhole, an image similar to the previous one

In conclusione, considerando sempre il caso di fascio ottico reso coerente da un prefiltro H alpha di 35 Nm , un foro stenopeico di 100 micron ed un filtro da 10 nm:

1- Nel caso che il collimatore dello spettroscopio non sia a fuoco sulla doppia fenditura e quindi non faccia arrivare al reticolo un fronte d’onda piano con l’immagine della doppia fenditura stessa, ma intercetti il cono ottico del telescopio col fascio di luce coerente immediatamente dopo il foro stenopeico, allora nello spettro di ordine 1 originato dalla diffrazione del reticolo si riproduce il pattern di diffrazione di Young classico della doppia fenditura, anziché lo spettro della zona di lunghezza d’onda in  esame (riga H alpha nel caso in esame, e righe vicine).Il reticolo opera la diffrazione separando gli ordini, ma non riportando in essi lo spettro della zona interessata, bensì la figura di diffrazione di Young, che si osserva in assorbimento.

 

2-nel caso invece che il collimatore dello spettroscopio sia a fuoco sulla doppia fenditura il pattern di diffrazione di Young da questa originato non è più riportato nello spettro di ordine 1 generato dal reticolo, dove si osserva invece uno spettro simile a quello che si ottiene in caso di luce non coerente (senza foro stenopeico e filtri), consistente in due spettri sovrapposti e sfalsati della zona spettrale sulla quale è puntato lo spettroscopio.La fenditura doppia agisce in tal caso ancora come una maschera ed il reticolo opera la diffrazione negli spettri dei vari ordini come consueto.

 

 In conclusion, always considering the case of optical beam made coherent by a 35 Nm H alpha prefilter, a 100 micron pinhole and a 10 nm H alpha filter:


1- If the spectrograph collimator is not focused on the double slit and therefore does not make a plane wave with the image of the double slit itself reach the grating, but intercept the optical cone with the light beam Immediately after the pinhole, then in the 1st order spectrum of the grating , the classic diffraction pattern of the double slit is reproduced instead of the spectrum of the wavelength area under consideration (H alpha line in the case , and adjacent lines.) The grating seemed  to operate the diffraction by separating the orders, and not bringing them into the spectrum of the selected area, but in the diffraction pattern of Young, which is observed in absorption.

2 - In the case instead of the spectrometer collimator being focused on the double slit the Young's diffraction pattern from this originated is no longer reported in the 1st order spectrum generated by the grating, where   is observed
a spectrum similar to that in the case of incoherent light (without pinhole and filters), consisting of two superimposed and offset spectra of the spectral zone on which the spectroscope is aimed. The double slit acts in this case still as a mask and the grating operates in the diffraction spectra of the various orders as usual.

                                                                                                

 

 

L'Angolo delle stelle Wolf Rayet

The Wolf Rayet  stars corner

 

                                       1.9.2017

 

 Le stelle WR, scoperte dagli astronomi Wolf e Rayet all’Osservatorio di Parigi nel 1867, sono stelle massicce e molto calde (30000-200000 K) caratterizzate da fortissimi venti stellari (sino a 2000 kms), e da enormi perdite di massa : tali perdite di massa  provocano l’espulsione dello strato superficiale di idrogeno sino a scoprire i nuclei più interni di elio.

Una caratteristica peculiare di tali stelle è lo spettro, che presente righe in emissione molto spesse,con predominanza di quelle dell’Elio, Carbonio, Ossigeno ed Azoto, a seconda del tipo e quelle dell'Idrogeno deboli o assenti: lo spessore delle righe fu correttamente attribuito ad effetto Doppler, il che fece ipotizzare un inviluppo gassoso che circondava le stelle e si spostava velocemente rispetto alla linea di vista.Una prima classificazione delle stelle WR fu effettuata sulla base dell’abbondanza o meno nei loro spettri delle righe dell’azoto ionizzato (WN) o del carbonio ionizzato (WC) tali classi furono poi divise in sottoclassi spettrali , rispettivamente da WN 2 a 11 e da WC 4 a 11 a seconda, appunto, della presenza maggiore o minore delle righe di tali elementi.Quanto alla loro evoluzione, si ritiene che parte delle stelle WR di massa tra le 10 e 25 masse solari provenga da stelle di tipo O, altre, di massa tra 25 e 30 M siano l’evoluzione delle stelle supergiganti rosse.Alle classi iniziali furono poi aggiunte quella WO (divisa in 4 sottoclassi da 1 a 4) , che è piuttosto una sottotipo delle WC con predominio delle righe dell'ossigeno ionizzato; Alcune stelle WR sono ritenute essere progenitrici di supernovae di tipo Ib ed Ic, caratterizzate da mancanza delle righe dell’Idrogeno, anche se sussiste un certo grado di incertezza in tale assunto, ed addirittura di GRB.Le stelle WR emettono radiazione nell’UV e nei raggi X ancor più che nel visibile.

 

In summary, the WR stars, discovered by the astronoms Wolf and Rayet at the Paris Observatory in 1867, are massive and very hot stars (30000-200000 K) featuring strong star stellar winds (up to 2000 kms) and massive mass losses : Such mass leakage causes the superficial hydrogen layer to be expelled to discover the more internal helium nuclei.

A peculiar characteristic of such stars is the spectrum, which has very thick lines with predominance of those of Helium, Carbon, Oxygen and Nitrogen, depending on the type: the thickness of the lines was properly attributed to Doppler effect, which hypothesized a gaseous envelope surrounding the stars and shifted rapidly from the view line. A first WR star rating was made based on the abundance of their spectrum of ionized nitrogen (WN) or ionized carbon (WC), these classes were then subdivided into spectral subclasses, respectively WN 2 to 11 and WC 4 to 9, depending on the presence or absence of the lines of these elements. To the initial classes, followed later a third (WO) with abundance of ionized oxigen lines. As to their evolution, it is believed that part of the Mass WR stars between 10 and 25 solar masses come from O-type stars, others with masses between 25 and 30 M are the evolution of the super-gigantic red stars. Some WR stars are considered to be progenitors of type Ib and Ic supernovae, characterized by lack of lines of hydrogen, although there is some degree of uncertainty in that assumption, and even of GRB. WR stars emit radiation in the UV and in the X-rays even more than visible.

La Classificazione delle WR e nebulose planetarie con WR centrali  (fonte Wikipedia -creative commons)

WR stars classification and planetary nebulas with WR central stars

Le nebulose planetarie con una stella WR  centrale

Planetary nebulas with a WR central star

Ma le stelle di Wolf Rayet costituiscono anche la sorgente di alcune nebulose ad emissione, come NGC 6888 (WR 136) ,  NGC 2359 (WR 7) e la debole nebulosa  associata alla WR 134.

Qui di seguito gli spettri di emissione di alcune stella WR (in ordine di numero).

But Wolf rayet Stars are also the source of some emission nebulas,as NGC 6888 (WR 136) ,  NGC 2359 (WR 7) and the fait nebula around WR 134.Hereunder the emission spectra of some WR Stars (in order of number)

1-WR 133

WR 133 è una stella di tipo Wolf-Rayet che si trova nella costellazione del Cigno all'interno dell'ammasso aperto NGC 6871. WR 133 si trova in un sistema binario ed orbita intorno ad una supergigante blu di tipo O9I in circa 112 giorni. Lo spettro risultante è pertanto la combinazione delle due stelle. La stella brilla con una magnitudine 6.75 V. Lo spettro mostra delle forti linee di emissione dell'elio ionizzato (He II) oltre alle caratteristiche linee di emissione dell'azoto ionizzato (N IV ed N V) e del carbonio ionizzato (C IV).

WR 133 is a Wolf-Rayet star located in the Swan Constellation within the NGC 6871 open cluster. WR 133 is in a binary system and orbit around a super-giant blue O9I spectral class in about 112 days. The resulting spectrum is therefore the combination of the two stars.The star shines with a magnitude of 6.75 V. The spectrum shows the strong  ionized helium (He II) emission lines in addition to the characteristics of ionized nitrogen  (N IV and N V) and ionized carbon (C IV) emission lines.

WR 133: Lo spettro di Lorenzo Franco con uno spettrografo Alpy 600

 

Lo spettro è stato acquisito da Roma il 20 ottobre 2017 con un telescopio da 20cm ed uno spettroscopio Alpy600 con 11 pose da 120s. Il profilo rettificato mette meglio in evidenza le caratteristiche dello spettro.

The spectrum by Lorenzo Franco was acquired from Rome, Italy, with a 20 cm scope and an Alpy 600 spectroscope, 11 frames 120 sec each.The rectified profile  shows better the features of the spectrum.

 

 

2- WR 134

La WR 134 , classificata come una variabile ad eclisse tipo Algol ,è una Wolf Rayet situata nella costellazione del Cigno,a 6000 a.l dalla terra, e circondata da una debole nebulosa prodotta dall'intensa radiazione e dal vento solare della stella.Essa ha una temperatura superficiale di oltre 63.000 K, ed è 400000 volte più luminosa del sole, mentre la sua magnitudine apparente è di circa 8.La sua classe spettrale è la WN 6.

Nell'immagine che segue il profilo spettrale della stella, ottenuto da Lorenzo Franco con uno spettrografo Alpy 600 al fuoco di un Meade LX200 da 8" (stacking di 5 frames da 180 sec).

The WR 134, classified as an Algol-like eclipse variable, is a Wolf-Rayet located in the Swan Constellation, at 6,000 by the Earth, and surrounded by a weak nebula produced by intense radiation and solar star wind. It has a superficial temperature of over 63,000 K, and is 400,000 times brighter than the sun, while its apparent magnitude is about 8. Its spectral class is WN 6.
In the image following the spectral profile of the star, obtained by Lorenzo Franco with an Alpy 600 Spectrographer at the focus of a 8" Meade LX200 (stacking 5 frames by 180 sec).

 WR 134: Lo spettro di Lorenzo Franco con uno spettrografo Alpy 600

  3-WR 136 e Crescent Nebula, una nebulosa WR

      WR 136 and Crescent Nebula, a WR nebula

 

 

Nessun astrofotografo che si rispetti può aver mancato di riprendere od osservare NGC 6888, la famosa “Crescent Nebula”, che prende il suo nome dall’apparente forma di luna crescente.Si tratta infatti di un oggetto facile da individuare, dato che si trova a soli 2 gradi a sud ovest di Sadr, la stella gamma del Cigno, e che culmina allo zenith nelle ore serali del mese di luglio, quando l’osservazione e la ripresa di oggetti celesti è maggiormente agevole e divertente per le condizioni ambientali, anche in siti montani.

Pochi tuttavia sanno che tale nebulosa, che dista circa 5000 AL da noi, è uno dei pochissimi esempi di “WR Nebula” galattica, ovvero di nebulosa ad emissione alimentata da una stella di Wolf Rayet , la 136, situata nella sua zona centrale.

 

No respected amateur astronomer may have failed to observe NGC 6888, the famous "Crescent Nebula", which takes its name from the apparent crescent moon. It is an easy object to locate, since it is situated in just 2 degrees southwest of Sadr,in the Swan , and culminating in zenith in the evening hours of July, when observing and shooting celestial objects is easier and fun for environmental conditions, even in mountain sites.

Few, however, know that this nebula, which is about 5,000 AL from us, is one of the very few examples of galactic "WR Nebula", or emission nebula powered by a Wolf Rayet star 136, located in its central area.

 

 

 

Ngc 6888 con le nebulosità che la circondano.Foto di  Fulvio Mete il 16 agosto 2017 da gli Altipiani di Arcinazzo (FR)a 900 mt di altitudine, con un Celestron 8 a f 6.3, una camera Sbig ST10 XME ed un filtro H alpha Astronomik da 6 nm: stacking di 4 frames da 1200 sec l’uno.

 

 

Ngc 6888 with the nebulae surrounding it. Photo of the author on August 16, 2017 from the Altipiani of Arcinazzo (FR) at 900 mt altitude, with a Celestron 8 at f 6.3, a Sbig ST10 XME camera and a H alpha Astronomik filter 6 nm bandpass: stacking of 4 frames of  1200 secs each.

 

 

 

 

 

Nel crop soprastante si osserva la posizione centrale della WR 136 e si notano i vari punti di  shock  della shell.

 

In the image you can observe the central position of WR 136 in the nebula an d the various shock points in the shell.

 

 

 

 

La WR 136 (HD 192163), posta al centro di NGC 6888, è classificata come WN 6, con le righe dell’Idrogeno assenti, quelle dell’azoto ionizzato di intensità inferiore a quelle dell’Elio, e con quelle dell’Elio ionizzato invece ben presenti ed intense.Essa ha una massa pari a 15 volte quella del sole ed una luminosità di 250.000 volte maggiore.La sua temperatura superficiale è di circa 70.000 K, e l’emissione è particolarmente forte nel dominio UV.La sua magnitudine apparente è di 7.5.

Circa 120-240000 anni fa, divenuta una gigante rossa, la stella espulse una grande quantità di materia, che ancora oggi si espande a circa 80 Kms.Contemporaneamente il forte e veloce vento stellare viaggia alla velocità di circa 1700 Kms e, collidendo con la materia espulsa in precedenza , dà origine alla shell osservata di Ngc 6888 ed a due onde d’urto, una diretta verso l’esterno, ed una verso l’interno.La seconda riscalda il vento stellare sino all’emissione di radiazione X.

 

The WR 136 (HD 192163), located at the center of NGC 6888, is classified as WN 6, with absent hydrogen lines, those of ionized nitrogen of less intensity than that of helium, and those of the ionized helium well present and intense. It has a mass of 15 times that of the sun and a brightness of 250,000 times greater. Its surface temperature is about 70,000 K, and the emission is particularly strong in the UV domain. Its apparent magnitude Is 7.5.

About 120 to 240000 years ago, becoming a red giant, the star expelled a large amount of matter, which still expands today to about 80 kms. At the same time, the strong and fast wind stellar travels at a speed of about 1700 Kms and colliding with material expelled earlier, gives rise to the observed Ngc 6888 shell and two shock waves, one directed outward and one inward. The second warms the star wind up to the X radiation emission.

La ripresa dello spettro della WR 136 è stata effettuata il 12 agosto 2017 dalla medesima località, utilizzando lo spettroscopio stellare a bassa risoluzione (R= 500) “Spec 600” progettato e realizzato dall’autore, al cui fuoco è posta una camera CCD Atik 16 HR con un sensore Sony ICX 285 AL, particolarmente indicato per applicazioni spettroscopiche per l’eccellente QE ed il basso rumore termico: la camera è stata usata in binning 1x1.Il telescopio utilizzato è stato un Celestron 8 vintage, uno dei primi costruiti nel marzo 1970, che si è dimostrato particolarmente adatto per spettroscopia, montato su una Skywatcher EQ6 pro..La camera di guida (per guidare direttamente sulla stella in fenditura attraverso il modulo di guida) una SX Press Lodestar (setup nelle foto che seguono).

 

Imaging of the WR 136 spectrum was carried out on August 12, 2017 from the same location, using the low-resolution (R = 500) "Spec 600" spectroscope designed and constructed by the author, with a CCD Atik 16 HR camera with a Sony ICX 285 AL sensor, particularly suitable for spectroscopic applications for excellent QE and low thermal noise. The telescope used was a vintage Celestron 8, one of the first built in March 1970, which proved to be particularly suitable. The camera was used in 1x1 binning. The driving camera (to drive directly to the star in the slit through the driving module) is an SX Press Lodestar ( the whole setup is pictured below).

 

 

 

 

 

 

 

 

Il setup, con un venerabile SC Celestron da 8" del marzo 1970  e una montatura EQ6 pro.

The setup , with a vintage, venerable Celestron 8" Schmidt Cassegrain  and an EQ6 pro mount

 

 

 

 

 

 

Premetto che entrambi gli oggetti, la NGC 6888 e la WR 136 sono stati oggetto di studio approfondito, in sede professionale, dal dominio X, a quello UV,  a quello radio, tuttavia sono presenti i contributi nel visibile.

In sede amatoriale, gli spettri nel visibile della WR 136 si contano sulle dita di una mano.Lo spettro bidimensionale della stella è stato ottenuto dallo stacking di 7 frames da 600 secs l’uno ottenuti con la strumentazione predetta, autoguidati sulla stessa stella come appariva in fenditura dello spettroscopio attraverso la camera posizionata  nel modulo di guida.

 

Both objects, the NGC 6888 and WR 136, have been subjected to extensive study, from the X ray, to the UV domain, to the radio, but there are also contributions in the visible.

Amateur spectra in the visible of WR 136 count on the fingers of a hand. The two-dimensional spectrum of the star was obtained by stacking 7 frames of 600 secs each the one obtained with the instrumentation predicted, self-guided on the same star as it appeared in the slit through the camera positioned in the guiding module.

 WR 136: Lo spettro di Fulvio Mete con lo spettrografo Spec 600

WR 136: the twodimensional spectrum shot by Fulvio Mete with the Spec 600 spectrograph , an Atik 16 HR camera and Astroart 3; median of 7 frames  of 600 secs each

Lo spettro bidimensionale, acquisito con la camera Atik 16 HR e Astroart 3, media di 7 frames da 600 sec.

 

 

 

Il profilo spettrale,ottenuto con Visual Spec, normalizzato e corretto per la risposta, dispersione 2.4 A/pix,  va da 3983 a 6804 A.Esso appare canonico e conforme alle caratteristiche della classe WN 6, con la mancanza delle righe dell’Idrogeno e con l’intensità delle righe dell’Elio ionizzato che predomina su quelle dell’N III e dell’N IV, presenti, ma deboli .Il rapporto He II/He I, misurato sulle righe He II a 4686 e He I a 5876 A,è risultato pari a 10.4/1.8 = 5.77 e quindi compreso tra 1.25 ed 8.L’intensità relativa del C IV appare tuttavia inferiore va quella dell’He I, anche se di poco (1.6 vs 1.8).

The spectral profile, obtained with Visual Spec software, normalized and corrected for the response ranges from 3983 to 6804 A. It appears canonical and conforms to the WN 6 class features, with the absence of the lines of the Hydrogen and the intensity of the lines of the ionized helium He II that predominates on those of N III and N IV, present but weak. The He II / He I ratio, measured on lines He II at 4686 and He I at 5876 A, was equal to 10.4 / 1.8 = 5.77 and therefore between 1.25 and 8. However, the relative intensity of C IV appears lower than that of He I, albeit low (1.6 vs. 1.8).

 

 

 

 

 

 

 

 

Si tratta comunque di uno spettro dove le righe dell’Elio ionizzato He II sono talvolta , a bassa risoluzione, blended con quelle dell Azoto ionizzato N III, come si osserva nell’immagine che segue, elaborata con  la routine “Lineident” di V Spec.

 

It’s , any way, of a spectrum were, for the low resolution, the lines of He II are often blended with those of N III, as you can see in the following profile, processed with the “lineident” routine of V Spec.

 

 

 

 

 

 WR 136: Lo spettro di Lorenzo Franco con uno spettrografo Alpy 600

Di seguito il profilo spettrale della WR 136 ottenuto da Lorenzo Franco, di Roma, in data 29 luglio 2015 con un telescopio Meade LX 200 da 20 cm ed uno spettrografo Shelyak Alpy 600

Hereunder the spectral profile  and syntetic 2d spectrum obtained bv Lorenzo Franco , in Rome, on July, 29,2015, by a Shelyak Alpy 600 spectrograph at the focus of a 8" Meade LX 200 telescope.

 

 

WR 136: Lo spettro di Paolo Corelli con uno spettrografo autocostruito

 

 

Paolo Corelli si occupa di astronomia da oltre 50 anni, E' fra i fondatori dell'Associazione Friulana di Astronomia e Meteorologia che, nel 2020 compirà 50 anni.Ha realizzato la strumentazione su misura per i suoi studi, dal telescopio allo spettrografo. E' approdato alla spettroscopia una quindicina di anni fa realizzando i primi spettrografi con reticoli economici a trasmissione in plastica per passare poi a quelli a riflessione, in combinazione Littrow. I suoi campi di interesse sono le novae, le comete, le stelle peculiari, binarie spettroscopiche e spettroscopia planetaria.

Paolo Corelli is interested in astronomy since 50 years.He is one of the founders of Friulan Society of Astronomy and Meterology, he use self built instruments, also in spectroscopy 

Lo spettro bidimensionale, lo spettro sintetico ed il profilo spettrale della WR 136 ottenuti da Paolo Corelli.

The bidimensional spectrum and the sintetic profile obtained by Paolo corelli

 

 

4-WR 137

 

La WR 137 è una stella variabile distante circa 6000 a.l. dalla terra, nella costellazione del Cigno, di magnitudine apparente 7.9.La WR 137 è parte di un sistema binario con una compagna classe O9.Essa è di classe spettrale WC7, con la presenza delle righe del carbonio ionizzato C III e C IV.

Nell'immagine sottostante, la WR 137 come appariva nel campo della camera di guida Lodestar usata in binning 2x2.

The WR 137 is a variable star distant about 6,000 a.l. from the earth in the swan constellation of apparent magnitude 7.9. The WR 137 is part of a binary system with a class O9 companion. It is spectral class WC7 with the presence of the lines of ionized carbon C III and C IV.
In the image below, the WR 137 as it appeared in the field of the Lodestar autoguiding camera used in binning 2x2.

 

 

Spettro di Fulvio Mete con lo Spec 600

Lo spettro bidimensionale, acquisito con  AA3, media di 4 frames da 600 sec l'una.

The two dimensional spectrum, stacking of 4 frames, 600 secs each.

 

Il profilo spettrale ottenuto con Visual Spec,normalizzato e corretto per la risposta, dispersione 2.4 A/pixel: Il criterio CIV > CIII> O V proprio della sua classe spettrale sembra essere rispettato.

The spectral profile, obtained by Visual Spec software, normalized and response corrected: dispersion 2.4 A/pix: The CIV > CIII> O V  criterion of its class seems to be respected.

 

 

 

 5-WR 140

 

WR 140: Lo spettro di Lorenzo Franco con uno spettrografo Alpy 600

 

La WR 140 è una stella WR moderatamente brillante  (mag 7) situata in un sistema binario spettroscopico,SBC9 1232, la cui componente principale è una stella massiccia di classe O4-5 ha una temperatura superficiale di circa 70000 K.La WR è molto meno luminosa della primaria, ma ne domina lo spettro con le sue righe in emissione.Si trova nella costellazione del Cigno ed è di classe spettrale WC7.

 

 Qui di seguito uno spettro della WR 140 ripreso il 29 luglio 2015 da Lorenzo Franco con uno spettrografo Alpy 600 al fuoco di un Meade LX 200 da 8".

The WR 140 is a moderately brilliant WR star (mag 7) located in a spectroscopic binary system, SBC9 1232, whose main component is a massive O4-5 class star, and has a surface temperature of approximately 70000 K. The WR is much less bright than the primary, but dominates the spectrum with its  emission lines. It is located in the constellation of the Swan and is a  WC7 spectral class.

Here is a spectrum of the WR 140 taken on July 29, 2015 by Lorenzo Franco,in Rome , with an Alpy 600 Spectrograph at the focus of a Meade
8 "LX 200  .

 

 

 

WR 140: Lo spettro di Paolo Corelli con uno spettrografo autocostruito

Lo spettro di Paolo Corelli ripreso il 9.11 2011

The spectrum of Paolo corelli, taken on november, 11, 2011