GLI SPETTRI DELLE STELLE
Tipi spettrali:
O
- B
- A
- F
- G
- K
- M
Le stelle di tipo O
Le stelle di tipo O costituiscono una esigua minoranza, circa il 0,00004% del totale, eppure
numerose sono quelle visibili ad occhio nudo a causa della elevatissima luminosita’.
La temperatura varia da 50000 K per le stelle di tipo O3 (rarissime), 40000 per il tipo O5
e fino a 30000 K per le stelle O9.5.
Per le stelle di tipo O, la differenza in luminosita’ tra giganti e nane della sequenza
principale e’ esigua e le classi di luminosita’ si riducono spesso a I e V senza gradi intermedi.
Appartengono alla classe O:
z Ori (O9.5Ibe),
i Ori (O9),
l Ori (O8),
x Per (O7e),
q1 Ori (O6),
l Cep O6f.
Gli spettri sono molto poveri di righe (vedi figure 1 e 2), a causa dell’elevato stato
di ionizzazione dei metalli.
La classificazione si esegue valutando il rapporto He I contro He II. Spesso sono presenti
anche righe in emissione.
Per i tipi Oe sono in emissione le righe dell’idrogeno mentre per i tipi Of (vedi figura 3) sono in emissione
le righe di NIII e He II a 4686 e 4640 Ĺ, cosa che avvicina queste stelle O ai tipi
Wolf-Rayet.
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Figura 1: Spettro della stella q 1 Ori, la piu' luminosa del trapezio di M42.
L'intervallo spettrale 3800-4100 Ĺ e' stato registrato con una esposizione di 4 min mentre a partire
da 4100 Ĺ l'esposizione e' stata di 2 min.
Spettrografo equipaggiato con reticolo 1800 l/mm al fuoco Cassegrain del riflettore da 60 cm.
La risoluzione e' migliore di 1 Ĺ.
Le righe larghe in assorbimento sono dovute alla stella mentre le sottili righe in emissione
sono dovute ai gas della nebulosa che circonda la stella.
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Figura 2: Spettro della stella q 1 Ori, la piu' luminosa del trapezio di M42,
registrato con esposizione di 2 minuti.
Spettrografo equipaggiato con reticolo 1800 l/mm al fuoco Cassegrain del riflettore da 60 cm.
La risoluzione e' migliore di 1 Ĺ.
Nel riquadro e' mostrata una porzione dell'immagine originale sul CCD che mostra come le
righe larghe in assorbimento sono dovute alla stella mentre le sottili righe in emissione
sono dovute ai gas della nebulosa che circonda la stella.
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Figura 3: Spettro della stella l Cephei, registrato con 10 minuti di esposizione
per ciascuna delle tre finestre spettrali necessarie per coprire il range 4000-5000 Ĺ.
Spettrografo equipaggiato con reticolo 1800 l/mm al fuoco Cassegrain del riflettore da 60 cm.
La risoluzione e' migliore di 1 Ĺ.
Si notano bene le righe in emissione dell N III ed He II che rendono queste stelle una classe intermedia con le WR. L'emissione č probabilmente
dovuta a violente emissioni di gas molto caldo il cui movimento produce anche l'allargamento Doppler delle righe di emissione.
Nella figura si puo' notare anche la riga interstellare (DIB) a 4430 Ĺ, prodotta da vaste nubi di gas freddi che si interpongono tra noi e
l Cephei.
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