GLI SPETTRI DELLE STELLE
Tipi spettrali:
O
- B
- A
- F
- G
- K
- M
Le stelle di tipo G
Le stelle di tipo G coprono l’intervallo di temperature superficiali che si estende da 4800
a 6000 K per le nane e tra 4200 e 5400 K per le supergiganti.
Nello spettro delle stelle di classe G, rispetto alle stelle di classe K,
si indeboliscono le righe dei metalli neutri e compaiono, seppur deboli,
le righe di metalli ionizzati.
Nelle subclassi più prossime alla K raggiungono la loro massima intensità
le righe del Ca II (H e K secondo la designazione di Fraunhofer).
Si intensificano le righe della serie di Balmer dell’idrogeno, poiché la
temperatura più alta favorisce la popolazione della prima orbita eccitata
che dà origine alla serie di Balmer.
Le sottoclassi vengono ben individuate dal rapporto tra l’intensità delle
righe H d e Fe I a 4144 Å. Inoltre la classe G è l’ultima a mostrare bande molecolari.
A temperature maggiori tutte le molecole vengono dissociate (se si eccettua il radicale CH
che persiste anche nelle subclassi F piu' avanzate).
Tra le stelle appartenenti alla classe G troviamo:
Sole (G2 V), Capella (G0 III + G5 III),h
Boo (G0 IV), V509 Cas (G4 Ia), a Cen A (G2 V), 9 Ceti (G2 V),
r Crb (G2 V)
Il sole e' la stella di classe G indubbiamente meglio osservabile!
Piu' precisamente e' classificato G2 V e cioe' stella nana di sequenza principale con
una temperatura efficace di 5800 K.
Grazie alla sua luminosita' si presta ad
una analisi spettroscopica estremamente dettagliata e funge spesso da spettro di
riferimento.
Il primo ad accorgersi della presenza di righe scure che solcano lo spettro solare
fu William Wollaston nel 1802 che descrive la sua esperienza di dispersione dei raggi
solari attraverso un prisma. Le sue osservazioni sono descritte nell'articolo
"A method of examining refractive and dispersive powers by prismatic reflections"
nel quale interpreta le righe scure come i confini tra un colore e il
successivo.
Qualche anno dopo, il grande genio dell'ottica Joseph Fraunhofer, perfeziona
il metodo della dispersione del prisma, anteponendolo ad un piccolo cannocchiale.
Tra l'estremo rosso e il blu conta piu' di 500 righe scure e nomina le piu'
appariscenti con le lettere dell'alfabeto che sono poi rimaste nella comune
notazione spettroscopica (figura 1).
Figura 1: Spettro solare registrato su pellicola TP 2415 con risoluzione di circa 5 Å.
La radiazione emessa dal sole è a grandi linee approssimata da quella di un corpo nero.
Dalla legge di Wien otteniamo la lunghezza d’onda del massimo spettrale
l max=2898/T = 0,5
m m ovvero 5000 Å
(T è espresso in gradi Kelvin).
Figura 2: Spettro solare registrato con risoluzione di 0,7 Å su CCD. Lo spettro e'
visionabile in dettaglio con l'identificazione delle righe piu' intense selezionando
la finestra spettrale di interesse nella tabella che segue.
| Intervallo finestra spettrale |
Bande principali |
| 3700 - 3975 Å (clic) | H and K Ca II lines |
| 3975 - 4200 Å (clic) | H d |
| 4150 - 4420 Å (clic) | CH "G" band |
| 4400 - 4675 Å (clic) | linee metalli Fe I, Ca I, Ba II, Sr I … |
| 4675 - 4875 Å (clic) | H b |
| 4855 - 5155 Å (clic) | H b ,Fe I, Fe II, Ba II , Ti ... |
| 5155 - 5460 Å (clic) | tripletto Mg "b" |
| 5460 - 5730 Å (clic) | linee metalli Fe I, Fe II, Mg I … |
| 5725 - 6070 Å (clic) | doppietto Na "D" |
| 6050 - 6355 Å (clic) | linee metalli Ca I, Fe I |
| 6350 - 6775 Å (clic) | H a |
(Clic sulla finestra spettrale per aprire lo spettro relativo)
Vai agli altri tipi spettrali:
- O
- B
- A
- F
- K
- M
|
