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Una variabile cataclismica è una stella doppia, composta da una stella normale di piccola massa e una nana bianca, che e' una stella molto compressa (la massa del Sole nel volume della Terra !). La stella normale cede massa alla nana bianca che forma una ciambella intorno alla nana, per poi cadere lentamente su di essa. Quando l'accumulo di materia sulla nana bianca supera un valore critico si ha una esplosione termonucleare che trasforma l'Idrogeno in Elio ed espelle nello spazio il materiale formando una bolla di gas caldo denso e in rapida espansione.

La vcariabile cataclismica V627 Peg è di nuovo in fase esplosiva. Abbiamo ottenuto il suo spettro col telescopio Meade da 30cm e il reticolo SA200, con la camera QHY174M. Posa 10 minuti.  Per confronto abbiamo preso lo spettro di un'altra variabile cataclismica, SS Cyg, attualmente in fase di quiescenza. La figura mostra i due spettri sovrapposti, bianco la V627 Peg, rosso la SS Cyg. Notare le forti righe di emissione (Idrogeno ed Elio) in SS Cyg, mentre V627 Peg mostra solo deboli righe dell'Idrogeno in assorbimento.

Questo è il comportamento normale degli spettri delle cataclismiche: in fase esplosiva i gas espulsi sono caldi e densi, e si comportano come la fotosfera di una stella, che ha spettro continuo e righe in assorbimento; in fase quiescente è presente solo un disco di gas intorno alla nana bianca, che eccitato dalla luce ultravioletta della nana bianca genera le righe di emissione.

La riga di emissione al pixel 900 nello spettro di SS Cyg e' la Hbeta dell'Idrogeno. Le lunghezze d'onda sono cresenti da sinistra a destra, circa da 350 a 760 nanometri. Notare come il massimo di intensita' di V627 Peg sia piu' a sinistra di quello di SS Cyg, indice di una temperatura maggiore.

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La spettroscopia permette di ricavare molte informazioni sulla struttura delle stelle. Tra le piu' spettacolari ci sono le stelle di tipo Wolf-Rayet, caratterizzate da forti righe di emissione di Idrogeno, Elio, Carbonio, Azoto. La figura mostra gli spettri delle stelle WR134, WR135 e WR137, le prime ad essere scoperte, situate nella costellazione del Cigno. Sono relativamente brillanti, facilmente visibili con un binocolo;  spettri fatti col nostro telescopio da 30cm, un reticolo di diffrazione SA200, e camera QHY174M la sera dell'8 luglio.

Sono stelle di grande massa, vicine al termine della loro vita. L'intensita' delle righe e' variabile, e il loro studio permette di seguire l'evoluzione dei loro strati esterni, fino alla possibile fine come Supernovae.

La seconda figura mostra lo spettro di WR137 con indicate le principali righe di emissione.

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Nella costellazione di Perseo è esplosa una Nova. Scoperta da un astrofilo (ovviamente giapponese) con una reflex e un teleobiettivo il 25 novembre 2020, è di decima magnitudine, quasi alla portatadi un binocolo.

Ne abbiamo fatto lo spetto il 26 novembre col telescopio da 30cm dell'Associazione, il grism da 200 tratti/mm e la camera QHY174M. Il potere risolutivo del nostro strumento è molto basso, dato il campionamento di 11 Angstrom/pixel e la larghezza strumentale di circa 50 Angstrom.

L’immagine fatta attraverso il grism mostra le stelle del campo, e sotto ciascuna stella ma molto più in basso, la striscia luminosa (verticale) che è il suo spettro, ossia la distribuzione della luce in funzione della lunghezza d’onda, dal violetto (4000 Angstrom) fino all’infrarosso (8000 Angstrom).

Estraendo il profilo di luminosità (scendendo in verticale) della striscia si ottiene lo spettro della stella, riportato nella figura sotto: lo spettro mostra forti righe di emissione dell'Idrogeno, la firma tipica delle Novae normali.

Spettro del 26 novembre 2020.

Qui sotto, lo spettro della Nova Persei 2020 osservata il 15 dicembre 2020: la stella è ancora molto brillante ma lo spettro è radicalmente cambiato, con le righe di emissione dell'Idrogeno più brillanti. Posa 10 minuti. Il grafico ha la scala delle ascisse in lunghezza d'onda (Angstrom).

Il 19 dicembre continuiamo a seguire la Nova Persei 2020 con il nostro Grism SA200 per vedere l'evoluzione spettrale. La stella è ancora molto brillante e lo spettro non mostra cambiamenti rispetto a quattro giorni prima, con forti righe di emissione: la scala delle ascisse è in pixel, spettro estratto con MaximDL. Le due righe più intense, circa ai pixel 150 e 300, sono le righe Hbeta ed Halfa dell'Idrogeno. Tutte le ondulazioni tra queste due righe sono anche loro vere righe di emissione di vari elementi.

Spettro della Nova Persei 2020 il 12 gennaio 2021. La stella è fortemente diminuita di luminosità': adesso e' di 14-esima magnitudine. Abbiamo provato a farne ancora lo spettro col telescopio da 30cm, il grism SA200 e la camera QHY174M, approfittando del cielo finalmente sereno. Ecco il risultato di 30 minuti di posa: l'emissione luminosa è concentrata in poche righe di emissione, con la riga dell'Idrogeno Halfa a 6563 Angstrom di gran lunga la più brillante. Viene poi la riga Hbeta a 4861, sempre dell'Idrogeno, e la riga infrarossa a 8540. Sono presenti diverse altre righe piu' deboli. I conteggi in ordinata sono lordi e non calibrati per la risposta strumentale. La stella ha iniziato la rapida discesa finale di luminosità, per cui presto non potremo piu' farne lo spettro con il nostro telescopio.

Il confronto con lo spettro del 19 dicembre mostra che il picco di luminosità del continuo si è spostato verso lunghezze d'onda maggiori, indizio di raffreddamento generale del gas espulso nell'esplosione a causa della sua espansione nello spazio interstellare.

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T Tauri
La figura mostra lo spettro della stella variabile T Tauri, una stella in formazione che non ha ancora raggiunto la struttura di equilibrio, quando l'energia viene prodotta solo dalla reazioni nucleari nella zona centrale della stella. Le stelle in formazione sono ancora circondate da un inviluppo di gas che viene lentmente disperso nello spazio circostante. Questo inviluppo e' responsabile delle forti righe di emissione che si vedono nello spettro. Le piu' intense sono dovute all'Idrogeno, Hbeta a 4861 Angstrom ed Halfa a 6563 Angstrom. A destra della riga Halfa si notano forti bande di assorbimento dovute al passaggio della luce della stella attraverso la nostra atmosfera, e prodotte dalle molecole dell'Ossigeno (6867 e 7594 Angstrom) e dell'Acqua (7200 Angstrom). Sia la luminosita' della stella che l'intensita' delle righe di emissione variano in maniera irregolare. Lo studio delle righe di emissione permette di risalire alla struttura dell'inviluppo gassoso circumstellare e alla dinamica del suo dissolvimento.