Spettroscopia - Introduzione
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La regina dell'astrofisica: così è stata spesso definita la spettroscopia; l'analisi degli spettri ha aperto enormi possibilità agli astronomi per la conoscenza dei corpi celesti, permettendo di conoscerne la composizione chimica, la temperatura, la pressione, la velocità di movimento, la direzione e l'esistenza di campi magnetici. Tutta la classificazione delle stelle si basa sui loro spettri, come gli studi cinematici sulla rotazione delle galassie, e le velocità di recessione delle remote galassie, dovute al red-shift cosmologico. Recentemente, la spettroscopia ad altissima risoluzione è diventata lo strumento principe per la scoperta di pianeti extra solari, identificati da lievissime oscillazioni dovute agli effetti doppler, causati sul moto delle stelle da perturbazioni di pianeti orbitanti attorno ad esse. La maggior parte degli astrofili vede ancora la spettroscopia come una pratica al di sopra delle proprie possibilità, ma recentemente, sono iniziati ad essere disponibili a prezzi accessibili, sul mercato, spettroscopi ad uso generico o specifici per l'analisi spettrale astronomica, che combinati con le elevate sensibilità dei CCD, danno modo anche agli amatori di iniziare ad esplorare la "terra incognita" della spettroscopia. Se sei interessato a partecipare alla nostra ricerca, oppure per informazioni non esitare a scrivere a: osservatorio@osservatoriomontebaldo.it |
Approfondimenti
Le stelle
Le stelle vengono classificate in 7 classi in base al loro spettro e alla loro temperatura superficiale. Le 7 classi sono indicate usando le lettere O, B, A, F, G, K e M, a sua volta divise in sottoclassi indicate da un numero romano posto a fianco della lettera. L'attuale classificazione Morgan-Keenan divide le varie classi in altre dieci sottoclassi che vanno da 0 a 9. Più il numero è basso, maggiore è la temperatura della stella. I parametri che vengono usati per classificare le stelle sono la massa, lo spettro, la temperatura superficiale, la sua luminosità e l’abbondanza degli elementi pesanti presenti sulla stella.   Le stelle di tipo “O”, con una temperatura che varia da 30.000 a 50.000 K, sono le più calde. Le altre lettere indicano stelle via, via meno calde, fino ad arrivare alla classe “M” che con una temperatura di 1700/3200 K sono le più fredde. La temperatura fa si che il loro colore cambi e le stelle di classe O ci appariranno "blu", mentre le B "azzurre", le A "bianche", le F "bianco-gialle", le G "gialle", le K "arancioni" e le M "rosse". Anche la classe spettrale di una stella è assegnata a partire dalla temperatura superficiale, che può essere stimata in base alla sua emissione luminosa mediante la legge di Wien. Adoperando uno spettroscopio, che permette di aumentare la dispersione della luce, noteremo che, mentre lo spettro di una lampada sarà sempre uno spettro continuo, quello stellare si presenterà invece molto più complesso, solcato da tante righe di assorbimento, che saranno diverse a seconda delle varie classi di stelle. |
Binarie Simbiotiche
Le binarie simbiotiche sono sistemi binari interagenti composti da una nana bianca ed una gigante fredda. La nana si accresce con il materiale della compagna ed in questo è facilitata perché spesso la stella gigante riempie il proprio lobo di Roche. La nana bianca brucia il materiale accumulatosi sulla sua superficie che viene compresso e riscaldato finché si innesca il processo di fusione nucleare che causa un "lampo" simile a quello che avviene nelle novae, divenendo molto luminosa e capace di ionizzare una parte considerevole del materiale rubato alla stella compagna.
Gli spettri di questi sistemi, ci mostrano un'immagine molto complessa: lo spettro di un oggetto caldo compatto sovrapposto allo spettro di una stella gigante fredda con intense righe di emissione visibili nello spettro ottico. Le variabili simbiotiche vengono riconosciute come possibili progenitori delle supernovae di tipo Ia, e molte novae ricorrenti e novae classiche hanno origine da sistemi binari simbiotici.
Spettro V471Per
Stelle Classe Be
Le stelle classe Be sono stelle di classe O-B-A (principalmente sono di tipo B) il cui spettro è caratterizzato da forti linee in emissione della serie di Balmer dell’idrogeno. Certe volte si presentano anche linee in emissione di altri elementi ionizzati più deboli. Le linee di emissione non provengono dalla stella ma da dischi circumstellari costituiti per la maggior parte da idrogeno espulso dall’astro. Il profilo delle righe di emissioni ha una particolare geometria che varia a secondo della direzione da cui si osserva la stella. Lo stadio delle stelle Be è transitorio ed ogni stella di classe B può diventare in qualunque momento una stella Be, e viceversa. La grande velocità di rotazione e la perdita di massa a causa della conseguente forza centrifuga concorrono alla formazione di queste stelle.
La prima stella riconosciuta come appartenente a questa classe stellare fu “Y Cassiopeiae” osservata per la prima volta da Angelo Secchi nel lontano 1866.
Principali stelle classe Be
Nome | Bayer/Flamst | Classe | Magnitudine |
| Achernar | α Eridani | B3Ve | +0,45 |
| Tsih | γCassiopeiae | B0.5IVe | +2,15 |
η Centauri | B1Vne | +2,23 | |
Phecda o Phad | γ Ursae Majoris | A0Ve | +2,41 |
δ Centauri | B2IVne | +2,58 | |
α Arae | B2Vne | +2,85 | |
Alcyone | η Tauri | B7IIIe | +2,85 |
Gomeisa | β Canis Minoris | B8Ve | +2,89 |
PP Carinae | p Carinae | B4Vne | +3,36 |
Elettra | 17 Tauri | B6IIIe | +3,72 |
κ Draconis | B6IIIpe | +3,88 | |
48 Persei | B3Ve | +4,00 | |
Merope | 23 Tauri | B6IVe | +4,14 |
θ Coronae Borealis A | B6Vnn | +4,14 | |
ψ2 Aquarii | B5V | +4,39 | |
Fum al Samakah | β Piscium | B6Ve | +4,49 |
ο Puppis | B1IVnne | +4,50 | |
φ Andromedae A | B6IVe | +4,54 | |
Seat | π Aquarii | B1Ve | +4,79 |
ψ1 Orionis | B1Ve | +4,87 | |
Pleione | 28 Tauri | B8Vpe | +5,05 |
Stelle di presequenza
Queste sono stelle che si trovano nelle prime fasi della loro formazione. Sono nel momento dell'accrescimento con il materiale che orbita nel disco protoplanetario. La protostella è la parte più densa del nucleo della nube gassosa la sua massa è di circa 104 masse solari ed è costituita da gas e polveri che collassano sotto la loro stessa forza gravitazionale. Dopo alcuni milioni di anni si innesca nel suo nucleo la fusione nucleare ed si crea un fortissimo vento stellare che spazza il residuo del disco di gas e polveri, in quel momento la stella pronta per entrare nella sequenza principale.
Le stelle di pre-sequenza possono esser distinte dalle stelle di sequenza principale tramite l'analisi del loro spettro che permette di misurare la correlazione tra gravità e temperatura, una stella pre-sequenza presenta un rapporto raggio-massa maggiore rispetto a quello di una stella di sequenza principale.
Spettro UZ_TAU
Stelle novae
Le Novae hanno origine in sistemi binari stretti composti da una nana bianca e, la maggior parte delle volte, da una gigante rossa. La nana bianca, con la sua forte gravità sottrae materia alla compagna, facilitata dalla gigante rossa la quale riempie il suo lobo di Roche. I gas catturati consistono principalmente di idrogeno, il quale si deposita sulla superficie della nana bianca venendo compresso e riscaldato ad altissima temperatura. Quando pressione e temperatura sono sufficienti si innesca la reazione di fusione nucleare che causa intensi outbursts e converte una grande parte dell’idrogeno catturato in elementi più pesanti che danno origine, nel loro spettro, ad intense righe di emissione,
Molte novae classiche o ricorrenti sono in origine delle binarie simbiotiche.Lo spettro delle novae è quindi caratterizzato essenzialmente da larghe righe di Idrogeno, di “He II” e da larghe e strette righe di “He I”. Si pensa che le righe larghe siano emesse dal gas ionizzato che circonda la nana bianca, mentre le righe più strette siano emesse dai gas derivanti dallo scontro dei reciproci venti stellari nei pressi della gigante rossa.
Spettro Stella Nova
