GLI SPETTRI DELLE STELLE
Tipi spettrali:
O
- B
- A
- F
- G
- K
- M
Le stelle di classe spettrale A
Le stelle di tipo A sono ben rappresentate in cielo poiche’ la loro temperatura attorno ai
10'000 K rende le nane di questa classe ben 50 volte piu’ luminose del sole.
Tra le nane piu’ rappresentative troviamo:
Vega (A0 V), Sirio (A1 V), Alcor (A5 V), Altair (A7 V)
Tra le giganti troviamo:
b Eridani (A3 III),
a Oph (A5 III),
g Bootis (A7 III)
Tra le giganti luminose II: nessuna e’ visibile ad occhio nudo.
Tra le supergiganti:
Deneb (A2 Ia) e
h Leonis (A2 Ib)
Nelle figure seguenti sono confrontati gli spettri di Vega e Deneb da noi realizzati
con la strumentazione descritta nella sezione
“I nostri strumenti”.
Si nota come nelle nane di questa classe (rappresentate da Vega) dominano le righe della
serie di Balmer dell’idrogeno, sensibilmente allargate a causa del campo elettrico
(effetto Stark) degli elettroni liberi generati dai metalli che a questa temperatura sono per la
maggior parte ionizzati.
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Figura 1: Spettro di Vega e Deneb (A0 V e A2 Ia) tra 3700 e 4400 Å registrato con dispersione di 2 Å.
Lo spettro non e' corretto per la trasmissione atmosferica e la risposta spettrale dello spettromtro e CCD.
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Figura 2: Spettro di Vega e Deneb (A0 V e A2 Ia) tra 4300 e 5100 Å registrato con dispersione di 2 Å.
Lo spettro non e' corretto per la trasmissione atmosferica e la risposta spettrale dello spettromtro e CCD.
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Figura 3: Spettro di Vega e Deneb (A0 V e A2 Ia) tra 5100 e 6600 Å registrato con dispersione di 2.5 Å.
Il riquadro rosso centrato sulla riga H a di Deneb indica la parte di spettro ingrandita in basso a sinistra con una dispersione di 0.45 Å/pixel. Con questa dispersione è visibile la forma asimmetrica della riga H a dovuta ad emissioni e assorbimenti leggermente spostati per effetto Doppler prodotti dai gas espulsi dalla gigantesca e tenue atmosfera. La forma della riga puo' essere variabile con il tempo. Per questo la classificazione completa dello spettro di Deneb è A2 Iae dove e sta ad indicare la presenza di righe in emissione.
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Le righe dei metalli ionizzati (in particolare le numerosissime righe del Ferro una volta ionizzato
– Fe II) sono molto piu’ intense nelle giganti poiche’ nelle nane la densita’ superficiale
(e dunque anche la densità degli elettroni liberi) e’ molto piu’ alta e quindi e’ maggiore la probabilita’ di ricombinazione dello ione e dell’elettrone libero a riformare l’atomo neutro.
Un minor numero di elettroni liberi fa si che anche le righe dell’idrogeno siano piu’ sottili nelle giganti che nelle nane a causa del minor campo elettrico perturbatore (effetto Stark) che si viene a creare a seguito del loro moto casuale. L'allargamento delle righe è pertanto un ottimo criterio per valutare la luminosità assoluta delle stelle di questa classe.
Nelle stelle di classe spettrale A, le righe della serie di Balmer dell’idrogeno raggiungono
il massimo della loro intensita’. Le righe di assorbimento della serie di Balmer originano
da un salto dell’elettrone nella seconda orbita (n=2 che si trova a 10.2 eV dall’orbita dello stato
fondamentale con n=1)verso orbite più esterne. A temperature inferiori
(cioe’ per le classi spettrali F , G , K , M) la seconda orbita e’ poco popolata rispetto alla fondamentale.
Le righe che originano dalla prima orbita formano la serie di Lyman e sono tutte visibili
nell’ultravioletto, conseguentemente la serie di Balmer e’ poco intensa (addirittura invisibile
nelle stelle di tipo M). Al contrario, nelle stelle piu’ calde (B, O) gli atomi di idrogeno
cominciano ad essere ionizzati (bastano 13.6 eV) e perdendo l’unico elettrone, non producono
piu’ alcun assorbimento.
La serie di Paschen nel vicino infrarosso
Nello spettro di Vega, grazie alla sensibilità estesa al vicino infrarosso dei rivelatori CCD è possibile osservare anche una parte della serie di Paschen (figura 4) che si origina da elettroni che partono dalla terza orbita (n=3). La riga Paschen alfa cade a 1,87 mm e quindi non è osservabile ma a partire dalla Paschen delta a 10050 Å (giusto al limite del range del CCD) e fino al termine della serie a 8204 Å tutte le righe sono osservabili.
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Figura 4: Spettro NIR di Vega che mostra la prima parte della serie di Paschen dell'Idrogeno sovrapposta ai numerosi assorbimenti dell'ossigeno e del vapor d'acqua dell'atmosfera terrestre (posa 4 min, dispersione 2 Å/pixel, telescopio 60 cm F/20 e filtro W88 per filtrare i secondi ordini).
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Rotazione Stellare ricavata dal profilo Doppler delle righe
Tra le classi M,K,G e la classe B si assiste ad un rapido aumento delle velocità di rotazione stellari passando da qualche Km/sec all'equatore per le stelle di classe G (il sole circa 2 Km/sec) fino a 200 e oltre per le stelle di classe B.
Secondo le più moderne teorie e' probabile che tutte le stelle nascano con analoghe velocità di rotazione (cosa che si osserva tra i membri di giovani ammassi) ma quelle delle classi spettrali più fredde, a causa dei moti convettivi, sviluppano un campo magnetico che frena progressivamente la rotazione stellare.
Cio' non succede generalmente per le stelle di classe spettrale A, B e O poichè nella loro struttura interna non esiste lo strato convettivo e dunque solitamente non hanno campo magnetico.
Tra le stelle di classe A troviamo pero' numerose eccezioni a questa regola. Le stelle A magnetiche (Am) sono infatti dei rotatori molto lenti.
La velocità di rotazione stellare si puo' agevolmente ricavare dal profilo delle righe spettrali che vengono allargate in maniera caratteristica (allargamento perfettamente simmetrico e non polarizzato) per effetto Doppler.
Siccome l'effetto Doppler consente di misurare solamente velocità radiali, occorre osservare che anche stelle che ruotano molto velocemente, qualora vengano osservate in direzione del loro asse di rotazione, non presentano allargamento Doppler delle righe. In effetti quello che si puo' misurare è la grandezza Vsin(i) dove i è l'angolo tra la linea di vista e l'asse di rotazione, che deve essere dunque considerato come un limite inferiore.
Nell'esempio dello spettro seguente si noti come velocità di 200 Km/sec provochino un allargamento Doppler delle righe di qualche Å, effetto enormemente maggiore dello sdoppiamento Zeeman che è, anche nel caso di campi magnetici molto intensi, resta dell'ordine di una frazione di Å.
Tra le stelle A con maggiore allargamento Doppler troviamo, oltre ad Altair, anche
z Aquilae.
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Figura 5: Spettro di Altair confrontato con quello di Cor Caroli. Quest'ultima è una stella A magnetica che ha dunque una rotazione molto lenta. L'allargamento delle righe di Cor Caroli è dovuto nel mio caso solamente alla risoluzione dello spettrografo (dispersione 0.6 Å/pixel). Le righe di Altair appaiono nettamente allargate. Nel riquadro a sinistra, 5 righe tra le più profonde di Altair sono state calibrate ponendo velocità Doppler=0 nel loro centro e quindi attribuendo ad ogni pixel il valore V=cxDl/l. Infine sono state sommate per ridurre il rumore e ottenere un profilo di riga più pulito. Come si puo' osservare, tale profilo corrisponde a velocità Doppler di circa 220 Km/sec. Per confronto, nel riquadro è riportata anche la riga del Mg II 4481 Å (in colore blu) ricavata dallo spettro di Cor Caroli.
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Stelle di classe A peculiari
Circa il 25% delle stelle di tipo A presentano spettri peculiari . Le principali classi peculiari sono le stelle A metalliche (Am) e le stelle A magnetiche. Ulteriori informazioni su queste classi si possono trovare nella Pagina delle Stelle Peculiari
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