c01:a04
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== A1.4 Spettri stellari e tipi spettrali ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Abbiamo indicato come lo spettro di una sorgente stellare | ||
+ | corrisponda | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | 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' | ||
+ | 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 | ||
+ | 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' | ||
+ | richiederebbe una radiazione isotropa. | ||
+ | |||
+ | Una radiazione elettromagnetica che attraversi un gas subisce | ||
+ | peraltro fenomeni di assorbimento, | ||
+ | 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 | ||
+ | elettroni legati ai nuclei: portando un elettrone su un livello | ||
+ | eccitato esso ritorna sul suo stato naturale emettendo un quanto | ||
+ | di luce di frequenza | ||
+ | E</m> dove < | ||
+ | Analogamente, | ||
+ | quanto di energia per portarsi dal suo livello naturale al livello | ||
+ | eccitato. Si noti che si è in presenza | ||
+ | transitorio, | ||
+ | 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' | ||
+ | anche, e soprattutto, | ||
+ | Al crescere della temperatura cresce infatti l' | ||
+ | particelle e negli atomi aumenta il numero di elettroni che si | ||
+ | allontana dallo stato fondamentale | ||
+ | su livelli eccitati o per passare in stati slegati | ||
+ | (fenomeno della [[wp.it> | ||
+ | particolare distribuzione degli elettroni legati ai vari nuclei, | ||
+ | distribuzione che si riflette sulle righe di assorbimento | ||
+ | presenti nello spettro stellare. | ||
+ | |||
+ | {{: | ||
+ | |||
+ | **Fig. 1.18** //Schema delle transizioni elettroniche indotte | ||
+ | dall' | ||
+ | stato fondamentale hanno elettroni nell' | ||
+ | (orbita K) ed i possibili assorbimenti producono una serie di | ||
+ | righe note come "serie di Lyman" | ||
+ | gli elettroni si spostano a popolare livelli superiori e | ||
+ | conseguentemente si hanno la "serie di Balmer" | ||
+ | sull' | ||
+ | nell' | ||
+ | |||
+ | Così alle più basse temperature gli elettroni legati | ||
+ | all' | ||
+ | fondamentale (nell' | ||
+ | stati eccitati superiori produrranno righe di assorbimento solo | ||
+ | nell' | ||
+ | della temperatura | ||
+ | sposta sul primo stato eccitato (la seconda orbita) e nello | ||
+ | spettro appaiono le righe della [[wp.it> | ||
+ | temperature ancora maggiori apparirà la [[wp.it> | ||
+ | nell' | ||
+ | |||
+ | Analogamente, | ||
+ | nell' | ||
+ | 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 // | ||
+ | bande in uno spettro è essenzialmente governata dalla | ||
+ | // | ||
+ | collegata all'// | ||
+ | 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, | ||
+ | O, B, A, F, G, K, M, ognuno suddiviso in dieci sottoclassi (B0, B1, B2...B9, A0, A1...). | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | //**Fig. 1.19** Intensità delle righe di assorbimento | ||
+ | nel visibile di diversi elemento al variare del tipo spettrale.// | ||
+ | |||
+ | ^ Spettro ^ B-V ^ Te ^ M< | ||
+ | | O5 | ||
+ | | B0 | ||
+ | | B5 | ||
+ | | A0 | ||
+ | | A5 | ||
+ | | F0 | ||
+ | | F5 | ||
+ | | G0 | ||
+ | | G5 | ||
+ | | K0 | ||
+ | | K5 | ||
+ | | M0 | ||
+ | | M5 | ||
+ | |||
+ | //**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> | ||
+ | esempio, le righe del FeI = ferro non ionizzato. Le righe | ||
+ | dell' | ||
+ | stato fondamentale e le righe della serie di Lyman cadono | ||
+ | nell' | ||
+ | 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' | ||
+ | portati a popolare il secondo livello. Aumentando ancora la | ||
+ | temperatura scompaiono nuovamente le righe dell' | ||
+ | ionizzato, e appaiono le righe dell' | ||
+ | ionizzato (HeII), presenti solo ad alta temperatura perchè gli | ||
+ | assorbimenti dell' | ||
+ | nell' | ||
+ | |||
+ | 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> | ||
+ | (// | ||
+ | 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</ | ||
+ | atmosferiche maggiori, atomi più perturbati e righe | ||
+ | conseguentemente allargate. Corrispondentemente, | ||
+ | spettrale si definiscono cinque //classi di luminosità//, | ||
+ | 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 // | ||
+ | G2V. | ||
+ | |||
+ | Ad evitare equivoci, è bene precisare che //una classe di | ||
+ | luminosità NON corrisponde ad una luminosità fissa e | ||
+ | determinata// | ||
+ | temperatura dalle stelle meno luminose, che corrispondono a stelle | ||
+ | di sequenza principale e la cui luminosità dipende fortemente | ||
+ | dalla temperatura. | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |