GLI SPETTRI DELLE STELLE
Tipi spettrali:
O
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- A
- F
- G
- K
- M
Le stelle di tipo B
Le stelle che appartengono a questa classe spettrale hanno un intervallo di temperature
molto vasto. Si va dai 10000 K delle stelle B9 ai 30000 K delle stelle B0 e pertanto vengono
spesso introdotte classificazioni decimali (ad esempio
b Scorpii è classificata B0.5).
Le stelle luminose appartenenti alla classe B sono numerose:
Tra le nane:
b Scorpii (B0.5 V),
h Ori (B1 V),
hUma (B3 V),
hAur (B3 V), Algol (B8 V), Regolo (B8 V)
Tra le giganti:
d Sco (B0 IV),
Spica (B1 III-IV),
g Orionis (B2 III),
g Peg (B2,5 IV),
Merope-h Tauri (B5 III),
b Tau (B8 III)
Tra le supergiganti:
e Orionis (B0 I),
k Cas (B1 Iae),
c Aur (B3 I),
h CMa (B5 I),
b Orionis (B8 Iae)
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Figura 1: Spettro della stella Bellatrix (g Ori, B2 III)
registrato con risoluzione migliore di 1 Å. Per vedere lo spettro in dettaglio con
l'identificazione delle righe fai doppio click sull'immagine.
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Rispetto alle stelle della classe spettrale A, che presentano la massima intensita’ delle righe
della serie di Balmer dell’idrogeno, le stelle B presentano la massima intensita’ delle righe
dell’elio neutro, che appaiono nelle stelle di tipo B9 e raggiungono il massimo nelle stelle di tipo B2
per lasciare gradualmente il posto alle righe dell’elio ionizzato.
Le giganti si distinguono dalle nane soprattutto per la diminuzione di intensita’
delle righe di assorbimento della serie di Balmer dell’idrogeno (e anche dell’elio ionizzato)
e per l’aumento dell’intensita’ delle righe degli elementi
ionizzati (Si III, Si IV e O II per B0-B2 e CII per B3-B5).
Sottoclassi di stelle Peculiari: stelle di tipo P Cyg
Le stelle di tipo B presentano talvolta nello spettro indizi di violenti venti stellari
che disperdono grandi quantita’ di gas nello spazio circostante.
E’ questo il caso della stella P cygni che presenta, oltre allo spettro di una normale
stella B1 Ia, righe in emissione dovute ai gusci di gas in fuga
dalla stella. L’elevata radiazione ultravioletta emessa dalla stella favorisce l’eccitazione
degli atomi dei gusci di gas che si diseccitano emettendo
righe in emissione. Le righe emesse dal gas sono fiancheggiate, sul lato violetto, da righe
in assorbimento, assorbite dal gas che si muove
allontanandosi dalla stella (e dunque avvicinandosi a noi) lungo la linea di vista.
Ricordando che Dl/l =v/c , dallo
spostamento Doppler tra la riga in emissione e in assorbimento di circa 2 Å si deduce
una velocita’ di allontanamento del gas di oltre 100 Km/sec.
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Figura 2: Spettro della stella P Cygni registrato con reticolo 900 l/mm e focale 50 mm
al fuoco Cassegrain del riflettore da 60 cm. Nel riquadro e' mostrato un dettaglio dello spettro
centrato sulle righe .
Molte righe in assorbimento, tipiche di uno spettro B1, appaiono spostate verso il blu
mentre sono accompagnate da una emissione. Queste righe originano da un inviluppo gassoso
in espansione che circonda la stella che genera lateralmente emissione e lungo la direzione di vista
un assorbimento spostato verso il blu poiche' i gas, espandendosi, sono in avvicinamento.
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Sottoclassi di stelle Peculiari: stelle di tipo Be
Numerose stelle di tipo B presentano righe in emissione dovute a un disco di materiale in
rapida rotazione attorno alla stella. Il disco si crea a causa dell’alta velocità di rotazione
(fino 200 Km/sec) superficiale della stella.
Il disco è probabilmente instabile e le sue variazioni provocano repentini cambiamenti dello spettro.
Le righe in emissione sono spesso sdoppiate per effetto Doppler poiché infatti mentre una parte
del disco si avvicina a noi, l’altra si allontana. Nel centro presentano un assorbimento
dovuto alla parte del disco che si frappone fra l’osservatore e la
stella e che non possiede velocità radiale rispetto all’osservatore. L'intensità dell'assorimento dipende dall'orientazione del disco rispetto alla linea di vista. Quando il disco è visto di taglio l'assorimento è più pronunciato (w Ori) mente se il disco è visto di piatto l'assorbimento è naturalmente minore (Alcyone).
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Figura 3: Una piccola porzione dello spettro di h Tau (Alcyone, la più brillante delle Pleyadi),
centrato sulla riga H a con una dispersione di 0,27 Å/pixel e risoluzione R=10'000. Spettro registrato il 14/12/2004 su MX5, reticolo 1800 l/mm focale camera=90 mm su CCD MX512 Xpress con telescopio diam 60 cm F/20. Posa 5 min.
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Figura 4: Una piccola porzione dello spettro di w Ori,
centrato sulla riga H a con una dispersione di 0,43 Å/pixel.
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