Astrofisica Stellare

Questa pagina è in sola lettura. Puoi visualizzare il sorgente, ma non puoi modificarlo. Contatta l'amministratore se pensi che ci sia un errore.
====== 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~~