GLI SPETTRI DELLE STELLE
Tipi spettrali:
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- F
- G
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- M
Le stelle di classe spettrale K
Nella classe spettrale K si accentua la differenza in luminosita’ tra nane e giganti.
Le stelle di sequenza principale K sono un po' piu' fredde (da 4700 a 3000 K) e piu'
piccole del sole e mediamente la loro luminosita' assoluta e' di 3 magnitudini inferiore
a quella solare.
Pertanto sono poche le stelle nane di tipo K visibili ad occhio nudo.
La stella nana piu’ luminosa visibile dall’emisfero Nord e’ la
61 Cygni B che, solo grazie alla sua vicinanza al sole (11 anni luce) brilla
con magnitudine 5,6 (la somma delle due componenti K5 + K7 diviene 4.8).
Tra le stelle piu’ luminose di questa classe possiamo elencare:
Tra le nane: 54 Psc (K0 V), 107 Psc (K1 V), a Cen B (K1 V), 40 Eri A, 61 Cyg A (K5 V)
Tra le giganti: b
Gem (K0 III), a Uma (K0 III), Arturo
(K2 pec), y Uma (K2 III), d And
(K3 III), Aldebaran (K5 III)
Tra le supergiganti:
e Peg (K3 I)
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Figura 1: Spettro della stella Aldebaran (a Tau, K5 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 di tipo M, nello spettro delle stelle
di tipo K appaiono le righe della serie di Balmer dell’idrogeno e le righe H e
K del Ca II.
Rispetto alle stelle di classe G mancano le righe di elementi ionizzati
quali Ba II, Sr II o Fe II mentre lo spettro e' riempito dalle righe dei metalli neutri.
Analogamente alle stelle di classe G e M, le stelle K possiedono una cromosfera.
Le righe del calcio in emissione dovute alla tenue
cromosfera possono essere osservate al centro delle larghe bande di
assorbimento fotosferiche del calcio ionizzato K e H.
Al centro della riga in emissione (chiamata K2) puo’
osservarsi un secondo assorbimento (chiamato K3), dovuto alla cromosfera che autoassorbe
parte della sua stessa emissione.
La larghezza della riga di emissione K2 e’
tanto maggiore quanto piu’ luminosa e’ la stella. La misura della larghezza di
K2 fornisce pertanto un criterio preciso per determinare la classe di
luminosita’. Purtroppo la risoluzione spettrale richiesta per apprezzare questo
effetto (scoperto da Wilson e Bappu nel 1956) e’ di molto superiore a quella
fornita dal nostro spettrometro e ci siamo dovuti accontentare (per ora) di
osservare la riga cromosferica (indicata in fig 2). E' tuttavia interessante
riuscire a scorgere indizi di attivita' cromosferica in una stella che non sia
il nostro sole.
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Figura 2: Spettro di Enif ( e Peg - K3 Ib) che
mostra la riga di emissione coronale K2 all'interno del largo assorbimento di K1 centrato a 3934 Å.
La risoluzione di 0,7 Å non e' sufficiente per mostrare l'autoassorbimento coronale K3 nel centro
di K2.
La larghezza della riga K2 dipende dalla classe di luminosita' (come scoperto da Wilson
e Bappu nel 1956). Piu' larga e' la riga coronale e maggiore la luminosita' della stella.
Lo spettro e' stato registrato il 12 dic 2001 cone reticolo 1800 l/mm e ottica di focalizzazione da 50 mm.
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