by Diego Barucco

Abell 12 - Una sfida possibile
Recentemente una certa curiosità ha investito alcuni osservatori per questa sconosciuta planetaria dal nome di Abell 12, collocata nella costellazione di Orione a pochi secondi d'arco dalla stella gigante blu Mu Orionis di magnitudine 4,12. Il forte contrasto fra l'esile planetaria e l'astro è un problema non indifferente sia nel visuale che nella ripresa fotografica. Tuttavia grazie all'usilio di filtri molto selettivi quali l'Halpha e l'OIII è possibile attenuare il bagliore della stella e osservare meglio le caratteristiche di questa nebulosa.
Gli osservatori Andrea Tasselli e Fulvio Mete cosapevoli delle difficoltà, nell'arco di alcune settimane, hanno ottenuto varie riprese in bande diverse con un'ottima risoluzione.

Immagini multi-banda di Abell 12 attenute da Andrea Tasselli, a sinistra in Halpha, al centro in OIII e a destra nel blu.

A sinistra: la ripresa effettuata da Fulvio Mete che mostra l'emissione dell'Halpha all'esterno e l'OIII all'interno il quale tende a distribuirsi maggiormente in direzione NW-SE e dando l'impressione della presenza di due cavità in direzione NE-SW. A destra: la ripresa di Andrea Tasselli in RGB ottenuta unendo i canali Halpha (R), OIII (G) e B. Notare la preponderante emissione dell'Halpha.

L'immagine di Fulvio Mete mette in evidenza un'aspetto interessante: la planetaria presenta un'evidente stratificazione della ionizzazione con l'Halpha all'esterno e l'OIII all'interno, caratteristica confermata dalle riprese multi banda di Andrea Tasselli le quali mostrano anche una forte differenza d'intensità fra l'OIII e l'Halpha. Anche se l'immagine di Mete non è molto chiara soprattutto nelle zone centrali si ha l'impressione di notare l'evidenza di due zone scure simili a cavità in direzione NE-SW, mentre in direzione NW-SW l'emissione OIII si concentra in due condensazioni opposte. Queste caratteristiche non sono invece visibili nella ripresa in OIII di Tasselli.
A livello morfologico la planetaria ha l'apparenza di una nebulosa anulare con uno sbuffo esterno in direzione NE che ricorda i lobi delle planetarie bipolari, mentre in OIII la nebulosa perde parzialmente l'aspetto anulare per mostrare un disco vagamente omogeneo con una diminuzione di luminsità al centro. In mancanza di dati spazio-cinematici non è possibile purtroppo stabilire la struttura della planetaria. Non è comunque da escludere l'idea che questa nebulosa sia raffrontabile a livello morfologico al tipo NGC 6853 (M27) all'interno del quale ricadono planetarie come NGC 7139 e NGC 7048.

Immagine ottenuta sottraendo il canale OIII al canale Halpha nella ripresa di Tasselli; evidente il maggiore spessore dell'anello di Halpha in due condensazioni opposte.

Eseguendo una sottrazione del canale OIII su quello Halpha sulle due riprese di Tasselli, si evidenzia molto bene la stratificazione delle ionizzazione e i rapporti fra le due emissioni. In apparenza sembra che la nebulosa sia leggermente orientata in direzione NE-SW in quanto l'immagine di sottrazione evidenzia un maggiore rinforzo dell'emissione di Halpha in direzione NW-SE in due condensazioni anche se fortemente disomogenee.
Da un punto di vista evolutivo non č possibile avere una grande certezza, la stratificazione della ionizzazione e la preponderante emissione di Halpha fanno supporre che la stella centrale sia già molto evoluta e non riesce più a ionizzare interamente i gas in espansione.

Sulla base dei pochi dati in possesso possiamo comunque avanzare qualche ipotesi.
Considerando che la magnitudine apparente della stella centrale è intorno a 18,5 (così come riportato da alcuni cataloghi) e la distanza della nebulosa è di 2038 pc (Cahn et al., 1992), ricaviamo una magnitudine assoluta compresa fra 7 e 7,45, un tale valore si avvicina molto alla magnitudine assoluta del nucleo della planetaria NGC 650/1, una planetaria gią evoluta in piena fase di ricombinazione, quindi dovremmo aspettarci in linea di massima condizioni simili in Abell 12.
Ulteriori calcoli possono essere svolti per trovare il valore di luminositą grazie al quale č possibile ricavare l'intervallo della temperatura superficiale, una stima empirica basata sulle curve teoriche dell'evoluzione dei nuclei di nebulose planetarie di Vassiliadis e Wood (1992).
Poichč la magnitudine apparente m non č nota con certezza abbiamo supposto che essa sia compresa fra 18 e 18,7 e considerando il valore intermedio di 18,5 abbiamo ottenuto i seguenti calcoli:

per m = 18 ------> Log(L/Lo) = 1,90 ----- 150.000 < T < 95.000
per m = 18,5 ------> Log(L/Lo) = 1,53 ---- 125.000 < T < 80.000
per m = 18,7 ------> Log(L/Lo) = 1,40 ---- 117.000 < T < 50.000

L'entità di oscillazione della temperatura dipende essenzialmente dalla massa. Le curve teoriche da noi utilizzate comprendono un intervallo di massa compreso fra 0,9 e 0,5 Mo.
Sulla base degli intervalli da noi riscontrati la temperatura del nucleo di Abell 12 dovrebbe aggirarsi intorno a 123.000 K con un valore di massa medio alto.
A prescindere dalla stima empirica della temperatura ciò che è più importante sottolineare è che in ogni caso i valori tendono a far rientrale la stella centrale all'interno della fase di raffreddamento iniziale quindi in uno stadio evolutivo già avanzato che giustifica la condizione riscontrata della ionizzazione della planetaria.

 

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