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A1.4 Spettri stellari e tipi spettrali

Abbiamo indicato come lo spettro di una sorgente stellare corrisponda in genere ad una distribuzione energetica di 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'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 h nu = Delta
E dove Delta E 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 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.

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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 (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 serie di Balmer, nel visibile, e a temperature ancora maggiori apparirà la 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 tipi spettrali O, B, A, F, G, K, M, ognuno suddiviso in dieci sottoclassi (B0, B1, B2…B9, A0, A1…).


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Fig. 1.19 Intensità delle righe di assorbimento nel visibile di diversi elemento al variare del tipo spettrale.

Spettro B-V Te MV
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.

A basse temperature sono presenti nel visibile gli assorbimenti di molecole e elementi pesanti (i cosiddetti 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 sequenza principale del 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 (L = 4 pi R^2 sigma Te^4) 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 (classificazione MKK) il 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.



c01/a04.txt · Ultima modifica: 15/03/2017 11:28 da marco