Gli spettri stellari - storia

Transcript

1 Gli spettri stellari - storia W.H. Wollaston scopre righe di assorbimento nello spettro solare 1814/5 - Joseph Fraunhofer ( ) conferma la presenza di un gran numero (574) di righe di assorbimento nello spettro solare JF determina l esistenza di diversi tipi di spettri stellari Padre A. Secchi esamina gli spettri di oltre 4000 stelle e le divide in 4(+1) tipi principali I - bianco-azzurre con forti righe dell H (Sirio) II - gialle, con righe H sottili e metalli abbondanti (Sole, Arturo) III - rosse, con molte righe e bande a colonnato (Betelgeuse) più brillanti sul lato rosso IV - rosso sangue, con bande più brillanti sul lato violetto V - stelle con righe d emissione

2 Gli spettri stellari - storia

3 Gli spettri stellari - storia Nel 1874 H. C. Vogel e nel 1888 J.N. Lockyer cercano di costruire classificazioni fisiche basate sulle rudimentali teorie evolutive dell epoca E. C. Pickering ( ), Williamina Fleming ( ), Henrietta Maury, Annie J. Cannon ( ) iniziano ad Harvard il lavoro che porterà allo Henry Draper Catalogue (HD, 1914) contenente informazioni sugli spettri (fotografici) di oltre stelle. Adottano criteri sostanzialmente morfologici basati sulla larghezza decrescente delle righe dell idrogeno e di altri elementi indicando i diversi tipi con lettere da A a Q Nel 1901 la Cannon riorganizza la classificazione, sopprime alcune classi e pone le stelle O e B all inizio della sequenza. Introduce anche sottoclassi (es. A1-A9) Nel 1908 e 1922 vengono aggiunte alla fine della sequenza le classi R, N e S. O Be A Fine Girl Kiss Me Right Now, Susan

4 Classificazione di Harvard

5 Formazione degli spettri stellari Tipo O B A F G K M R &N S C Descrizione spettrale Stelle blu-bianche, calde con poche righe. Forti righe di assorbimento (raramente emissioni) dell He II. Assorbimenti He I forti Stelle blu -bianche, meno calde. Assorbimenti dell He I massimi a B2. La serie di Balmer inizia a rafforzarsi Stelle bianche. Gli assorbimenti Balmer sono massimi a A0. Ca II che si rafforza. Si vedono deboli righe di metalli ionizzati (Cr, Fe, etc.) Stelle bianco-gialle. Balmer decresce e Ca II continua a crescere. Primi assorbimenti di metalli (neutri) Fe I e Cr I. Stelle gialle. Ca II continua rafforzarsi. Spetto di tipo solare. Righe dei metalli che si rafforzano e diventano confrontabili con quelle dell H. Stelle arancioni. Ca II H e K massime a K0 che poi iniziano ad indebolirsi. Spettri dominati dai metalli neutri. Stelle rosse. Bande molecolari in assorbimento (CN, CH, TiO). Forti assorbimenti da metalli neutri. Sono dominate da bande di composti molecolari del carbonio, l ossigeno è praticamente assente (tutto nel CO, osservabile nell UV). Ulteriormente suddivise in C1, C2, C3 per bande di intensità crescente Le bande dello ZrO sono dominanti

6 Classi di luminosità

7 Classi di luminosità - differenze spettrali Il diagramma di H-R mostra che ad uno stesso tipo spettrale corrispondono stelle di luminosità molto diversa. Per le stelle blu, le righe dell H divengono più sottili al crescere di L Per stelle di tipi spettrali più tardi, l effetto riguarda soprattutto l intensità delle righe dei metalli F8 B5

8 Nane bianche - spettri Le righe spettrali sono poche ed estremamente larghe Perlopiù sono righe dell idrogeno e dell Elio DA - Nane bianche con righe dell idrogeno DB - Nane bianche con righe dell Elio DC - Nane bianche con il solo continuo DZ - nane bianche con alcune righe di metalli

9 Ejnar Hertzsprung Nel 1893, l astrofilo irlandese W.H.S. Monck è il primo a cercare di trovare una correlazione tra spettri e luminosità Hertzsprung ( ) utilizza dati di letteratura. Nel 1913, indipendentemente, H.N. Russell ottiene lo stesso risultato e ne dà la prima rappresentazione grafica Primo diagramma H-R, Russell 1913

10 Comprensione quantitativa Righe dell idrogeno (serie di Balmer; n=2) l eccitazione richiede ca. 10 ev e può avvenire per collisioni o per assorbimento di un fotone UV (1216 A) (a T<T(A0) il secondo livello è sempre meno popolato) la decrescita a temperature maggiori di T(A0) è invece dovuta al fatto che l intensità delle righe è attenuata dalla di molti atomi nel terzo livello di eccitazione Righe dell elio righe dell elio neutro: richiedono 20 ev per l eccitazione al secondo livello (o fotoni di 500 A) righe dell elio ionizzato: potenziale di ionizzazione 24.6 ev Righe dei metalli nei primi tipi spettrali sono dominate da quelle dell H. Le elevate temperature permettono però la seconda e la terza ionizzazione di alcuni elementi (SI, Fe, etc.) Nei tipi tardi, le righe dei metalli neutri possono essere di intensità confrontabile (se non maggiore) con quella delle righe dell idrogeno

11 Gli spettri stellari - storia Il problema che si pone, agli inizi degli anni 20 del XX secolo è trovare la spiegazione fisica (temperatura e/o composizione?) degli spettri stellari. Equazione di Maxwell-Boltzmann Equazione di Boltzmann Equazione di Saha Teoria delle atmosfere stellari

12 Stelle con spettri peculiari Sono stelle con peculiarità spettrali che non possono essere ricondotte alle sole differenze di composizione chimica. Stelle A Peculiari (stelle magnetiche) Mostrano righe spettrali intense dello Y, Si, Sr, Cr e Eu (terre rare) che sembrerebbero indicare abbondanze fino a 10 3 volte maggiori della norma. Queste righe mostrano una forte e periodica variabilità (il periodo di variazione è, a volte, diverso per elementi diversi - in A 56 Ari, il periodo per l Elio è ~ 1/2 di quello del Fe e Si. Tutte le stelle A peculiari hanno intensi campi magnetici