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Nuova osservazione della SN2023ixf in M101 la sera del 3 luglio 2023, con cielo fosco e luna piena sull'orizzonte. Il grafico mostra il confronto dello spettro del 26 giugno (bianco) e del 3 luglio (rosso), normalizzati a 5300 Angstrom.

La intensità della riga Halfa a 6563 Angstrom è leggermente aumentata e anche altre righe di emissione mostrano cambiamenti. Lo spettro del 3 luglio è più rumoroso a causa del cielo molto velato.

Telescopio Meade 30cm F/6.5, camera QHY174M, posa 10 minuti. Elaborazione con IRAF.

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La stella T CrB è una gigante rossa fredda di mag 10, di tipo spettrale M, caratterizzata da forti bande di assorbimento della molecola TiO. Si trova nella costellazione della Corona Boreale, ben visibile in primavera-estate. La distanza dal Sole secondo il catalogo Gaia DR3 è circa 900 pc.
La stella ha una compagna nana bianca a breve distanza, intorno alla quale si accumula un disco di materia persa dalla gigante rossa: questo tipo di stelle doppie vengono chiamate simbiotiche, e periodicamente hanno grandi aumenti di luminosità dovuti a instabilità del disco o addirittura a reazioni nucleari sulla superficie della nana bianca.

T CrB ha un periodo orbitale di 226 giorni e varia di luminosità con ampiezza di 0.4 mag picco-picco secondo AAVSO. E' una variazione dovuta alla deformazione della forma della stella causata della nana bianca; il periodo apparente della variazione di luminosità (113 giorni, 4 mesi) è la meta' del periodo orbitale vero (8 mesi).
L'ultima esplosione di T CrB è avvenuta nel 1946 e la prossima dovrebbe avvenire nel 2024. E' quindi il caso di tenerla d'occhio.

Ecco lo spettro di T CrB, confrontato con quello della iota CrB, una stella di tipo spettrale A0, fatto col telescopio da 30cm a F/6.5, reticolo SA100 e camera QHY174M la sera del 28 maggio 2023.

La scala delle lunghezze d'onda è in nanometri,

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Osservata con la strumentazione dell'Osservatorio la Supernova in M101 la sera del 26 giugno. Adesso le righe di emissione sono decisamente più evidenti rispetto alle nostre precedenti osservazioni. La figura mostra tre spettri: la stella HD 120874 di tipo A0 usata per la calibrazione in lunghezza d'onda, la Supernova e la regione H II NGC 5461 che fa parte della stessa galassia M101.

La linea bianca continua è lo spettro della stella, quella tratteggiata in alto è lo spettro della Supernova, quella tratteggiata in basso quella della regione H II. Notare che la stella mostra solo le righe dell'Idrogeno in assorbimento (Hgamma a 4340, Hbeta a 4861, Halfa a 6563 Angstrom); la regione H II mostra la Hbeta+[O III] a 5007 Angstrom, molto più luminosa di Hbeta, e Halfa, mentre la Supernova mostra diverse righe di emissione. In particolare notare come Halfa sia molto allargata per effetto Doppler, provocato dalla grande velocità di espansione dei gas prodotti dall'esplosione.

Una stima della velocità di espansione si puo' fare misurando la larghezza a metà altezza (FWHM) della riga Halfa, e confrontandola con la larghezza strumentale ricavata dalla immagine di ordine zero della Supernova prodotta dal reticolo. La FWHM di Halfa è 175 Angstrom, contro i 68 dell'immagine di ordine zero. Sottranendo in quadratura viene 161 Angstrom corrispondenti a 7370 km/s, una velocità abbastanza tipica per una esplosione di Supernova.

Per confronto, la larghezza della riga Halfa della regione H II, dove le velocità sono basse, è 92 Angstrom  molto simile alla larghezza della sua immagine di ordine zero, che non è puntiforme come la Supernova ma estesa, per cui corrisponde a una dispersione di velocità quasi nulla.

Telescopio Meade 30cm F/6.5, camera QHY174M, reticolo SA100, acquisizione 20 minuti con MaximDL, estrazione degli spettri ed elaborazione con IRAF. La scala delle ordinate è in unità arbitrarie, non calibrata per la risposta strumentale.

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La SN 2023ixf sta diminuendo di luminosità e cominciano a comparire le principali righe di emissione dell'inviluppo gassoso. Il nostro strumento permette un potere risolutivo di 50 Angstrom, molto scarso, ma la sera del 11 giugno qualcosa è già possibile vedere: le due righe dell'Idrogeno Halfa e Hbeta (656 e 486 nm) sono evidenti, insieme ad altre.

La linea rossa è lo spettro di una stella di tipo A0, usata per calibrare la scala delle lunghezze d'onda in nanometri; la linea blu è lo spettro della Supernova.

Telescopio Meade da 30cm, F/6.5 con riduttore di focale Meade, camera QHY174M, reticolo SA100, posa complessiva di 10 minuti. Acquisizione con MaximDL, elaborazione con IRAF/apall e TOPCAT.