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+====== A1.4 Spettri stellari e tipi spettrali ======
+<WRAP justify>
+Abbiamo indicato come lo spettro di una sorgente stellare
+corrisponda  in genere ad una distribuzione energetica di
+[[wp.it>Corpo_nero|corpo nero]] solcata da righe o bande di assorbimento.
+La distribuzione di
+corpo nero ci assicura che la radiazione proviene da strati
+stellari in cui le interazioni tra particelle e fotoni sono
+sufficienti ad assicurare l'[[wp.it>Equilibrio_termodinamico|equilibrio termodinamico]] tra materia e
+radiazione. Risulta peraltro ovvio che prima di lasciare la stella
+tale radiazione debba fatalmente attraversare strati di bassa e
+bassissima densità ove le interazioni tra radiazione e particelle
+finiscono col diventare  sporadiche e  l'equilibrio termico non
+può più essere realizzato. A conferma di ciò si consideri
+che negli ultimi strati superficiali si è in presenza di un
+flusso di radiazione uscente, mentre l'equilibrio termodinamico
+richiederebbe una radiazione isotropa.
+Una radiazione elettromagnetica che attraversi un gas subisce
+peraltro fenomeni di assorbimento, secondo la regola che vuole che
+ogni gas sia in grado di assorbire la radiazione che sarebbe in
+grado di emettere spontaneamente. A livello microscopico sappiamo
+che tale regola è collegata ai livelli energetici  degli
+elettroni legati ai nuclei: portando un elettrone su un livello
+eccitato esso ritorna sul suo stato naturale emettendo un quanto
+di luce di frequenza  che obbedisce alla relazione <m>h nu = Delta
+E</m> dove <m>Delta E</m> è la differenza di energia tra i due livelli.
+Analogamente, un elettrone è in grado di assorbire lo stesso
+quanto di energia per portarsi dal suo livello naturale al livello
+eccitato. Si noti che si è in presenza  di un assorbimento
+transitorio, perché l'elettrone eccitato ritornerà sul suo
+stato naturale emettendo nuovamente radiazione. Tale emissione è
+peraltro isotropa e alla superficie di una stella tale meccanismo
+implica che vengono estratti fotoni dal flusso uscente, producendo
+le righe di assorbimento presenti nello spettro.
+Le righe presenti in uno spettro stellare dipenderanno quindi non
+solo dalle specie atomiche presenti nell'atmosfera stellare ma
+anche, e soprattutto, dalle temperature degli strati atmosferici.
+Al crescere della temperatura cresce infatti l'energia delle
+particelle e negli atomi aumenta il numero di elettroni che si
+allontana dallo stato fondamentale  per collocarsi spontaneamente
+su livelli eccitati o per passare in stati slegati
+(fenomeno della [[wp.it>ionizzazione]]). Ad ogni temperatura corrisponde quindi una
+particolare distribuzione degli elettroni legati ai vari nuclei,
+distribuzione che si riflette sulle  righe di assorbimento
+presenti nello spettro stellare.
+{{:c01:fig1_20.jpg?400}}
+**Fig. 1.18** //Schema delle transizioni elettroniche indotte
+dall'assorbimento di fotoni in atomi di idrogeno.  Atomi nello
+stato fondamentale hanno elettroni nell'orbita più interna
+(orbita K) ed i possibili assorbimenti producono una serie di
+righe note come "serie di Lyman". Al crescere della temperatura
+gli elettroni si spostano a popolare livelli superiori e
+conseguentemente si hanno la "serie di Balmer" (da elettroni
+sull'orbita L) nel visibile e la "serie di Paschen" (da elettroni
+nell'orbita M) nell'infrarosso.//
+Così alle più basse temperature gli elettroni legati
+all'idrogeno (fig. 1.18) saranno nello stato
+fondamentale (nell'orbita inferiore), e passando da questo stato a
+stati eccitati superiori produrranno righe di assorbimento solo
+nell'estremo ultravioletto ([[wp>Lyman_series|Serie di Lyman]]). Al crescere
+della temperatura  una consistente frazione degli elettroni si
+sposta sul primo stato eccitato (la seconda orbita) e  nello
+spettro appaiono le righe della [[wp.it>serie di Balmer]], nel visibile, e a
+temperature ancora maggiori apparirà la [[wp.it>serie di Paschen]],
+nell'infrarosso.
+Analogamente, anche gli atomi degli altri elementi presenti
+nell'atmosfera produrranno ad ogni temperatura uno spettro di
+assorbimento caratteristico della temperatura stessa. Poichè
+nella materia stellare, formata essenzialmente da idrogeno ed
+elio, sono in ogni caso sempre presenti tutti gli altri elementi,
+sia pur con diverse abbondanze, la //presenza// di determinate righe o
+bande in uno spettro è essenzialmente governata dalla
+//temperatura//, mentre la //consistenza// di tali assorbimenti sarà
+collegata all'//abbondanza// delle relative specie atomiche o
+molecolari.
+Al variare della temperatura si presentano così nello spettro
+righe di assorbimento caratteristiche (fig.1.19):
+sulla base delle quali vengono definiti, in ordine di temperatura
+decrescente, i [[wp.it>Classificazione_stellare|tipi spettrali]]
+O, B, A, F, G, K, M, ognuno suddiviso in dieci sottoclassi (B0, B1, B2...B9, A0, A1...).
+</WRAP>
+\\
+{{:c01:fig1_21.jpg?400}}
+\\
+//**Fig. 1.19** Intensità delle righe di assorbimento
+nel visibile di diversi elemento al variare del tipo spettrale.//
+^  Spettro ^  B-V  ^  Te  ^ M<sub>V</sub> ^
+| O5   |     -0.35 |   35500  |   -5.7 |
+| B0   |     -0.30 |   25000  |   -4.1 |
+| B5   |     -0.16 |   17200  |   -1.1 |
+| A0   |      0.00 |   12300  |   +0.7 |
+| A5   |     +0.15 |    9900  |   +2.0 |
+| F0   |     +0.30 |    8350  |   +2.6 |
+| F5   |     +0.45 |    7100  |   +3.4 |
+| G0   |     +0.57 |    6240  |   +4.4 |
+| G5   |     +0.70 |    5620  |   +5.1 |
+| K0   |     +0.89 |    4930  |   +5.9 |
+| K5   |     +1.18 |    4100  |   +7.3 |
+| M0   |     +1.45 |    3560  |   +9.0 |
+| M5   |     +1.75 |    3110  |   +11.8 |
+//**Tab. 2** Corrispondenza tra tipo spettrale, indice di colore,
+temperatura efficace e magnitudine V assoluta per stelle di disco
+di Sequenza Principale.//
+<WRAP justify>
+A basse temperature sono presenti nel visibile gli assorbimenti di
+molecole e elementi pesanti (i cosiddetti [[wp.it>Metallicità|metalli]]) neutri, quali, ad
+esempio, le righe del FeI = ferro non ionizzato. Le righe
+dell'idrogeno sono assenti perchè tale elemento è nel suo
+stato fondamentale e le righe della serie di Lyman cadono
+nell'ultravioletto. Aumentando la temperatura si dissociano le
+molecole mentre appaiono le righe di metalli ionizzati, ad esempio
+FeII= ferro ionizzato una volta. Appaiono anche le righe della
+serie di Balmer perchè gli elettroni dell'idrogeno si sono
+portati a  popolare il secondo livello. Aumentando ancora la
+temperatura scompaiono nuovamente le righe dell'idrogeno, perchè
+ionizzato, e appaiono le righe dell'elio prima neutro (HeI) e poi
+ionizzato (HeII), presenti solo ad alta temperatura perchè gli
+assorbimenti dell'elio nello stato fondamentale cadono anch'essi
+nell'estremo ultravioletto.
+Nella Tabella 1.2 riportiamo a titolo indicativo le
+relazioni tra tipo spettrale, indice di colore B-V e temperatura
+efficace per stelle di [[wp.it>sequenza principale]] del [[wp.it>disco galattico]]
+(//Popolazione I//), dando per tali stelle anche la tipica
+magnitudine assoluta nella banda V.
+Stelle con identico tipo spettrale possono mostrare ulteriori
+differenze nella forma delle righe, differenze che sono risultate
+in relazione alla luminosità intrinseca della stella. Si
+comprendono tali differenze notando come a parità di temperatura
+stelle intrinsecamente meno luminose debbano avere raggi minori
+(<m>L = 4 pi R^2 sigma Te^4</m>) cui corrispondono densità
+atmosferiche maggiori, atomi più perturbati e righe
+conseguentemente allargate. Corrispondentemente, per ogni tipo
+spettrale si definiscono cinque //classi di luminosità//, che
+vanno dalla classe I per le stelle più luminose a righe
+più sottili alla classe V, che corrisponde a stelle della
+sequenza principale. In questa //classificazione di Morgan, Keenan e Kellman// ([[wp.it>Classificazione_di_Morgan-Keenan#Classificazione_spettrale_di_Yerkes|classificazione MKK]]) il [[wp.it>Sole]] è una tipica stella
+G2V.
+Ad evitare equivoci, è bene precisare che //una classe di
+luminosità NON corrisponde ad una luminosità fissa e
+determinata//. La classe V, ad esempio, è formata  per ogni
+temperatura dalle stelle meno luminose, che corrispondono a stelle
+di sequenza principale e la cui luminosità dipende fortemente
+dalla temperatura.
+</WRAP>
+\\
+----
+~~DISQUS~~