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SPETTROSCOPIA STELLARE E DI
OGGETTI DEEP SKY
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Le stelle presentano , analogamente al
Sole, uno spettro formato da un continuo solcato da righe scure e questo ci autorizza
a pensare che siano dotate di una struttura analoga, con una fotosfera
ed una cromosfera. Tuttavia spettro, caratteristiche fisiche e percorso
evolutivo possono essere diversi e governati principalmente dalla loro
massa.
Già alla fine del 19° secolo,tra il 1862 ed il 1868,
l' astrofisico padre Angelo Secchi aveva
raccolto lo spettro e catalogato più di 4000 stelle,riscontrando che la
maggior parte di esse ricadeva in pochi gruppi spettrali ben distinti
tra loro, che classificò in quattro gruppi
principali:
- I - spettro quasi continuo con poche righe, le più intense
delle quali dovute all'idrogeno ( stelle bianche o blu
come Sirio, Vega, Altair);
- II - spettro simile a quello solare, caratterizzato, accanto
a righe più deboli dell'idrogeno, da una grande quantità di
righe metalliche (sodio, calcio, ferro) e da molte altre
sottili ( stelle gialle od arancio come Sole, Capella);
- III - spettro con molte righe sottili ed anche con righe
larghissime e sfumate dette "bande", con tracce di metalli e di
idrocarburi ( stelle arancio o rosse come Betelgeuse, Antares,
Mira Ceti);
- IV - spettro con bande dovute al carbonio, ma senza metalli.
La classificazione di Secchi, da principio accolta con grande
favore, fu poi sottoposta poi a revisione da grandi astronomi come
Sir J. Norman Lockyer ed Edward C. Pickering, ma costituì ugualmente
un passo iniziale molto importante, poiché per prima mise in
evidenza che il comportamento delle righe spettrali (numero,
posizione ed intensità) dipende dal colore della stella.Col
perfezionarsi degli spettroscopi apparve infatti che la
classificazione di Secchi era troppo ampia Charles Edward Pickering, direttore
dell'osservatorio di Harvard,
intraprese la raccolta degli spettri di tutte le stelle fino alla 10-ma
magnitudine, Il lavoro di catalogazione fu affidato ai suoi assistenti,
tra cui ricordiamo Annie J. Cannon , che dal 1911 al 1914, osservò
circa 225.000 spettri addivenendo ad una classificazione che , nella sua
armonica semplicità è rimasta,pur con le successive variazioni,
fondamentalmente immutata sino ad oggi.
Le classi ,definite con lettere dell'alfabeto, sono
:
W - O - B - A - F - G -K
- M - R - N - S
Ogni classe è stata successivamente suddivisiva in 10
sotto-classi (es. O5, G7, ecc..). Le principali caratteristiche di
queste classi sono:
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Classe
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Caratteristiche
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Temperatura °K
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W
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Stelle di Wolf-Rayet caratterizzate da bande larghe di
idrogeno ed elio. Ne esistono due sottoclassi, le WC e Wn,
che presentano rispettivamente evidenza di carbonio e azoto.
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40.000-50.000 K
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O
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Presenza di forti righe di assorbimento dovuto all' elio
ionizzato. Presenza di elio ionizzato e idrogeno.
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36000 (O5)
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B
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Crescono le righe dell' idrogeno. Le3 righe dell' elio sono
al massimo di intensità in B2, spariscono completamente in
B9. Sono visibili le righe del silicio ionizzato, dell'
ossigeno ed el magnesio.
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28600 (B0)
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A
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Nella classe A0 le righe della serie di Balmer dell'
idrogeno mostrano il loro massimo. La riga K del calcio
ionizzato cresce su tutta la classe.
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10000 (A0) - 8530 (A5)
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F
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Diminuiscono le righe dell' idrogeno , cresce quella del
calcio ionizzato. Appaiono le prime righe dei metalli.
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7500 (F0) - 6470 (F5)
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G
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E' la classe di appartenenza del Sole (G5). L' idrogeno in
ulteriore diminuzione. La riga K del calcio si rafforza.
Numerose righe di metalli neutri.
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5200 (G0) (*)
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K
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Crescono le righe dei metalli mentre spariscono quelle dell'
idrogeno.
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4320 (K0) (*)
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M
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Corrispondenti al gruppo III di Secchi. Le bande dell'
ossido di titanio, sfumate verso il rosso, crescono per
tutta la classe.
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3400 (A0) - 2590 (M8)
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R
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Classe intermedia tra G ed N.
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N
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Gruppo IV di Secchi Questa classe è caratterizzata dalle
bande dei composti del carbonio.
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S
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Caratterizzata dalle bande dell' ossido di zirconio
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(*) temperature valide per le stelle nane. Per le
giganti lo spettro ha un andamento diverso dovuto a fenomeni di
pressione.
Nella figura
sottostante sono riportati alcuni spettri-tipo di stelle di alcune
sottoclassi delle classi
più comuni O-B-F-G-K-M con l'indicazione delle righe di assorbimento dei
principali elementi.
Ai seguenti link di spettroscopisti amatoriali sono visibili delle
librerie di spettri stellari ripresi con strumentazioni amatoriali:
Fulvio Mete,Italiano,appassionato di spettroscopia e costruttore
di numerosi strumenti, responsabile della sezione (spettri stellari
ripresi con C.L.A.U.S., spettroscopio stellare a lente
cilindrica)
http://www.lightfrominfinity.org/images/Immagini spettri/Spectra
images.htm
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Riccardo Mancini E' uno spettroscopista
italiano, che ha realizzato un proprio
strumento sul modello di quello di C. Buil
C. Buil. Lo strumento ha il vantaggio di essere
compatto e facilmente collegabile all' uscita
del telescopio.
.
http://www.utenti.lycos.it/stazrigel/Pag11.htm
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Cristian Buil :Francese, uno dei maggiori esponenti della
spettroscopia amatoriale, e costruttore di varie tipologie di
spettroscopi (LHires 2 e LHires 3 per citare i più perfomanti)
http://www.astrosurf.com/buil/lhires2/lhires2.htm
Maurice Gavin, Inglese, autocostruttore di uno spettroscopio stellare
(WPO)
ed autore di una vasta libreria di spettri di stelle e DSO
http://www.astroman.fsnet.co.uk/spectro.htm
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Spettri di stelle delle varie classi, stelle Be,
stelle peculiari, novae e supernovae si possono trovare al link
dell'osservatorio "G.Schiapparelli" di Campo dei fiori di Varese, al
settore spettroscopia , coordinato dea P.Valisa.Trattasi di osservatorio
con strumentazione professionale, ma comunque di particolare interesse
per l'amatore.
http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/spettri.htm
Vittorio Lovato
Spettri di stelle delle varie classi con uno spettroscopio a prisma
autocostruito al link:
http://www.astrotethys.org/didattica/Lavori%20di%20spettroscopia%20stellare.htm
(Nel testo,
laddove si parla di potere risolutivo
del prisma, la riga di riferimento convenzionale non è l' H-alfa,
bensì l'H-gamma)
Osservatorio Astronomico del Monte Baldo
L'Osservatorio, gestito dal Circolo astrofili
Veronesi, mette a disposizione sul proprio sito web Interessanti
notizie sulla spettroscopia in generale ed i dati di spettroscopia
stellare concernenti le osservazioni effettuate con uno spettroscopio
Sbig DSS7.Il link è (andare su ricerca- spettroscopia):
http://lnx.osservatoriomontebaldo.it/
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Stelle di tipo Be
Sono stelle di tipo B (10.000°K) caratterizzate da
importanti eiezioni di masse gassose che contribuiscono all'
allargamento delle righe. Alcuni spettri presentano un eccesso di
infrarosso, il che testimonia la presenza di polveri intorno all'
inviluppo di gas circumstellare. Sono supposte fasi di transizione verso
le Wolf_Rayet.
Le righe di emissione possono essere spiegate dalla
presenza di un inviluppo di idrogeno, posto ad una distanza che di 5 -15
raggi stellari, ed eccitato dai raggi ultravioletti emessi dalla
stella. Per di più queste stelle sono dotate di una elevata velocità di
rotazione (100-200 km/sec. all' equatore), il che determina profili di
righe allargati per effetto Doppler.La prima stella ad essere
riconosciuta come Be, grazie alle linee in emissione, fu Gamma
Cassiopeae, osservata nel 1866 da padre Angelo Secchi.
Gamma Cassiopea, facilmente
visibile nell'omonima costellazione è infatti una stella molto
particolare, dalla temperatura elevata ( superiore ai 20.000 °),
variabile e che si supponeva anche doppia spettroscopica con una
compagna molto debole,una stella di neutroni, cosa che avrebbe
giustificato anche la notevole emissione nel dominio X.Le ricerche
recentemente effettuate non hanno tuttavia confermato l'esistenza della
compagna, e si suppone ora che la forte emissione termica ed X sia
dovuta a delle vere e proprie eruzioni magnetiche con lobi di gas
caldissimi (100 milioni K) , per certi versi simili alle eruzioni solari
ma in scala enormente più grande. Il periodo di tali eruzioni dovrebbe
essere 27 giorni ed il meccanismo dell'emissione X non è ancora chiaro.L'immagine
sottostante mostra lo spettro di Gamma Cassiopea ripreso da Fulvio Mete
con un telescopio Schmidt Cassegrain da 36 cm a f 7 ed un reticolo di
diffrazione a trasmissione applicato , a mò di filtro, al naso da 31,8
di una camera CCD.Particolarmente evidenti le righe di emissione
dell'idrogeno Alfa e Beta.Il software di gestione è stato Astro Spectrum
di Ivaldo Cervini (vedi pagina software).
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| Spettro della K-Draconis, stella Be gigante blu
nell'omonima costellazione, che si presume abbia esaurito il
combustibile nucleare e si avvii alla fase di gigante rossa.Si nota la
forte riga di emissione dell'idrogeno alfa., oltre alle righe di
assorbimento della serie di Balmer del'idrogeno.
Una delle più conosciute
stelle BE: Beta Lyrae
Beta Lyrae e' un sistema multiplo le cui componenti principali sono due stelle ravvicinatissime (il sistema viene definito "a contatto") che orbitano una attorno all'altra su un piano di poco inclinato rispetto alla nostra linea di vista. Di conseguenza le due stelle si eclissano periodicamente, producendo una variazione della luminosita' apparente di circa una magnitudine.L'indagine spettroscopica ci permette di individuare, anche a livello amatoriale, le caratteristiche del sistema e la sua evoluzione nel tempo.
Nell'Immagine sovrastante è mostrato lo spettro della stella come si
può ricavare da una normale strumentazione amatoriale (rifrattore apo
115/f7; camera DMK 41 AS; reticolo a trasmissione da 100 l/mm "Star
Analyser") con sole 20 immagini da 2 secondi l'una: risultano evidenti
le righe di emissione Ha e He1.Tuttavia la parte più interessante dello
spettro della stella, il profilo particolare della riga Ha e le sua
evoluzione possono essere mostrati solo da uno spettroscopio di maggior
potere dispersivo e risolutivo.
Particolarmente valido ed interessante, al riguardo, il lavoro svolto
dall'astrofilo Paolo Berardi al link:
http://quasar.teoth.it/index.php?option=com_k2&view=item&id=13:spettroscopia-amatoriale-beta-lyrae
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Stelle di tipo Wolf-Rayet
Sono stelle molto calde (~ 50.000°K), molto massive e luminose,
che eiettano importanti quantità di materia, con una velocità
considerevole (v ~ 2500 km s-1), contribuendo all’ arricchimento del
mezzo interstellare .Il loro spettro è caratterizzato dalla presenza di righe di emissione
molto larghe e molto intense di Elio, carbonio e nitrogeno
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| Spettro della WR 137: 19h46m16s | +28°16'19"
- (type spectral WC7, mag.vis: 7.95)
L'osservazione della stella di Wolf Rayet 136 in NGC 6888 è
riportata sul sito web di Fulvio Mete al link:
http://www.lightfrominfinity.org/Ponte%20di%20Nona/Peculiary%20stars/Stelle%20peculliari.htm
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Stelle al Carbonio e metalli pesanti
Interessanti sono anche le stelle di tipo C ed S. Le
prime sono stelle al Carbonio, giganti fredde (normalmente da 2000 a
3000° K) molto rosse e circondate da materia circumstellare carbonata in
espulsione. Questa materia, ricca di composti carbonati, si presenta
sotto forma di involucri, dischi, nubi... Queste stelle sono, di norma,
irregolari o semi-regolari.
Molto importante è lo studio del rapporto di intensità tra il Carbonio e
l’ Ossigeno che determina la generazione di famiglie di composti
diversi. Le stelle di tipo S sono molto simili alle prime ma il loro
spettro è ricco di elementi metallici pesanti che sono sintetizzati
dalla cattura lenta di neutroni (ref. 5), meccanismo efficace di
formazione di atomi oltre il ferro, alternativo a quello delle
supernovae.
Stelle pulsanti di tipo Delta-Scutii
Altra categoria di stelle sono quelle pulsanti le cui
variazioni forniscono informazioni sulla struttura interna della stella
e sulla asterosismologia. In quest’ ultima categoria abbiamo le stelle
del tipo Delta Scutii. Sono stelle pulsanti, di tipo A o F precoce, nel
diagramma H-R sono poste alla base di instabilità delle Cefeidi. Il
progetto ARAS è inserito in uno studio più generale di correlazione tra
pulsazione, rotazione, diffusione radiattiva, binarità e composizione
chimica. Vengono studiate l’ occorrenza di pulsazioni anche nei sistemi
binari e multipli e i modi di pulsazione radiale e non radiali.
L’ analisi globale dello spettro fornisce la composizione chimica
completa della stella, mentre l’ analisi dettagliata delle righe dell’
Idrogeno permette la determinazione della temperatura superficiale,
dalle righe del Ferro neutro (FeI) si ottiene la velocità di rotazione,
dal Ferro ionizzato (FeII) si ottiene indicazione della gravità
superficiale.
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Stelle Binarie spettroscopiche
Una stella doppia spettroscopica è
formata da due (o anche più) stelle che non possono essere risolte nemmeno con i telescopi più potenti, ma
solo spettroscopicamente (o, in alcuni casi, con sistemi interferometrici) .Le separazioni in gioco sono infatti microscopiche, in
alcuni casi di alcuni millesimi di secondo d'arco. L'osservazione spettroscopica
è facilitata allorquando le stelle hanno un piano orbitale parallelo alla linea
di osservazione e la velocità radiale di
rotazione intorno al comune centro di massa è molto elevata, causando uno shift
delle righe di assorbimento per effetto Doppler .
In alcune binarie potranno osservarsi le righe di entrambe le stelle, e si
vedranno le righe stesse duplicarsi e poi sovrapporsi periodicamente.In altri
casi in cui una delle componenti è molto debole, si osserveranno le righe
della stella principale oscillare periodicamente in un senso e nell'altro
rispetto alla posizione a riposo. La
determinazione dell'orbita delle binarie spettroscopiche passa attraverso la
costruzione di un grafico della velocità radiale: più l'orbita è circolare,
più il le curve del grafico di avvicineranno ad una sinusoide: ovviamente più osservazioni
vengono effettuate, più il grafico e le misure sono precisi. Nella figura che segue(fonte ESO), è
schematizzata la situazione descritta di due binarie ad eclisse orbitanti
intorno al comune centro di massa.Nel punto di quadratura, come si osserva, la
separazione delle righe dello spettro è massima.
Per i dettagli di una osservazione spettroscopica amatoriale
della binaria Beta Aurigae effettuata nell'ottobre 2009 da Fulvio
Mete dall'Osservatorio di Ponte di Nona a Roma , vedere il link:
http://www.lightfrominfinity.org/Ponte%20di%20Nona/Peculiary%20stars/Stelle%20peculliari.htm
Altre osservazioni della medesima binaria effettuate da Paolo
Berardi nel mese di dicembre 2009 dall'Aquila si trovano al link:
http://quasar.teoth.it/index.php?option=com_content&task=view&id=281&Itemid=81
Paolo Berardi ha anche svolto, nel luglio 2010 un'interessante e
completa indagine sulla binaria spettroscopica ad eclisse Beta
Lyrae , con due componenti principali di classe B.Beta
Lyrae è uno degli oggetti stellari più interessanti per
l'osservazione spettroscopica, dato che questa permette di accedere
alla conoscenza di particolari inaccessibili alle altre
discipline, fotometria compresa, e di meglio comprendere la
complessa struttura fisica del sistema.Le caratteristiche righe di
emissione dell'idrogeno e dell'elio della binaria possono inoltre
essere riprese anche con strumenti modesti, ovvero semplici reticoli
a trasmissione , da 100 o 200 l/mm, come specificato nel testo del
report.Il lavoro mostra anche il notevole livello cui
possono pervenire le osservazioni di astrofili impegnati e motivati.Nell'immagine
seguente è mostrata l'evoluzione del profilo della riga Ha della
stella durante una serie di osservazioni dal 27 giugno al 9 luglio
2010, ripresa con uno spettroscopio LHires III.
Il link del testo completo dell'articolo è:
http://quasar.teoth.it/index.php?option=com_k2&view=item&id=13:spettroscopia-amatoriale-beta-lyrae
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Raccolta
di librerie di spettri stellari
Una vasta raccolta di librerie di spettri stellari e di
articoli professionali concernenti spettri di stelle di ogni tipo può essere
rinvenuta al seguente link del Dipartimento di astrofisica
dell'Università Complutense di Madrid:
http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html
Spettri di Nebulose
planetarie Lo spettro
delle nebulose, di emissione e planetarie, è molto diverso da quello delle
stelle,in quest'ultime, in particolare, predominano le righe di emissione dell'OIII
e quelle della serie di Balmer dell'Idrogeno, specialmente l'Ha.Uno strumento
poco sofisticato, ma comunque idoneo alla ripresa di tali oggetti è un reticolo
a trasmissione di poche l/mm (in genere 100-200) capace di evidenziarne le
righe di emissione, per le planetarie più piccole e più luminose,e le relative
immagini nelle bande di emissione per quelle più grandi.Un esempio di
quest'ultimo tipo di spettro è quello della famosa nebulosa planetaria
della Lira, M57
Nel caso, invece, di NGC 7027 in Cygnus,che è una
planetaria molto piccola e luminosa dato che sottende 18 x 11 secondi d'arco lo
spettro a bassa risoluzione reca evidenti tutte le righe in emissione della
serie di Balmer dell'Idrogeno, quelle dell'OIII e dell'Elio .Caratteristica
della nebulosa è una luminosità superficiale particolarmente alta sia nel
visibile che nell'IR, al limite superiore delle PN.Altra caratteristica
peculiare dell'oggetto è quella di essere circondato da una spessa nube
molecolare, e, infine di possedere uno spettro particolarmente ricco dall'UV, al
visibile ed all'IR.Notare come l'apertura dello strumento utilizzato, un C14 ad
f 7,e le modestissime dimensioni dell'oggetto abbiano consentito di
visualizzare, in questo secondo esempio di spettro,parecchi altri elementi oltre
a quelli ,più facilmente visibili nelle planetarie,dell'OIII dell'Ha.Entrambi
gli oggetti sono stati ripresi da Fulvio Mete con un reticolo a trasmissione da
100 l/mm, la prima con un C11, la seconda con un C14, entrambi aperti a f 7.
Un buon catalogo di spettri di nebulose planetarie è rinvenibile al link:
http://www.williams.edu/Astronomy/research/PN/nebulae/ |
