La classificazione spe.rale delle stelle

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1 La classificazione spe.rale delle stelle Elemen4 di classificazione spe.rale Interpretazione fisica degli spe.ri (cenni) Diagramma HR Indici di colore Spe.roscopi

2 SPETTRI m λ = d sinθ

3 SPETTRI: )pico spe0ro stellare I n t e n s i t à Lunghezza d onda

4 Uno dei primi a osservare le stelle con uno spe.roscopio e a formulare una prima classificazione in base agli spe.ri fu, tra il 1860 e il 1870, Angelo Secchi. 4 principali classi spe.rali basate sul colore e sulle righe presen4 nello spe.ro.

5 Stelle diverse hanno evidentemente spe.ri diversi, ma, si possono individuare delle regolarità? Spe.ro di Vega Spe.ro di Antares

6 Verso il 1880 Edward C. Pickering (Harvard College Observatory) inizia il lavoro che porterà alla classificazione di Harvard, base di tu.e le classificazioni moderne Williamina Fleming Antonia Maury Annie Jump Cannon Un paziente lavoro quasi tu.o al femminile! Cecilia Helena Paine

7 Analizzare spe.ri non è sempre un impresa facile. Spe.ro di NGC4151

8 La classificazione di Harvard Oh! Be A Fine Girl (Guyl) Kiss Me (Right Now!) Only Bored Astronomers Find Gratification Knowing Mnemonics Ogni classe suddivisa in ulteriori 10 so.oclassi numerate da 0 a 9. Es.: G2

9 Schema di classificazione di Morgan- Keenan (1953) Hypergiants supergiants Bright giants giants subgiants Es.: Betelgeuse: M2I Capella: G8III Il Sole: G2V subdwarfs dwarfs White dwarfs Classe spe.rale di Harvard

10 B5V A5V F5V G5V K5V M5V

11 Le stelle eme.ono come corpi neri (in prima approssimazione) Legge di Wien! m "T = 2.9 "10 #3 m " K Legge di Stefan- Boltzmann (per una sfera di raggio R)

12 Legge di Planck L(!) = 2" 2 R 2 # 2hc2 /! 5 hc!kt e $ 1

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14 Radiazione di Corpo Nero (caso del Sole) L occhio costruisce il colore sulla base di tre canali di colore Non si vedono mai stelle verdi

15 Stelle di )po M (es. Antares)

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17 Stelle di )po B (es. Alcyone Pleiadi- )

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19 Le righe degli spe.ri Hα λ(nm) 1240 E(eV)

20 Le righe possono essere in assorbimento o in emissione

21 M 42 Great Orion Nebula

22 Spe0ro di emissione di M42

23 Il primo diagramma di Hertzsprung- Russell (Nature, 1914) Classe spe.rale

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25 Modelli di evoluzione stellare nel diagramma HR in funzione della massa

26 Percorso evolu4vo del Sole nel diagramma HR Fusione dell elio Fusione dell idrogeno Progressivo raffreddamento

27 Processi di conversione di H in He (sequenza principale) Ciclo p- p: dominante nel Sole e nelle stelle di massa minore Ciclo CNO: dominante nelle stelle con M >1.3 M (T > K)

28 Indici di Colore B! V = 2.5 log F V F B + C Il rapporto tra i flussi In due diverse bande dipende solo dalla forma dello spe.ro Anche se misura4 a par4re dalle magnitudini apparen4 sono una cara.eris4ca intrinseca della stella, legata dire.amente alla sua Temperatura (e quindi al suo colore). Più una stella è calda (blu) più l indice di colore è piccolo (fino ad assumere valori nega4vi) Si usano diversi indici di colore (es.: U- B), ma il B- V è quello più u4lizzato nel visibile.

29 Diagramma HR sperimentale: diagramma colore- magnitudine (M V, B- V) Si può costruire solo a par4re da misure fotometriche (e conoscendo le distanze)

30 Se le stelle sono tu.e alla stessa distanza: M = m + cost. per tu.e In questo caso: (M V, B- V) (V, B- V) Il diagramma HR ha la stessa FORMA sia se usiamo M sia se usiamo m e si può costruire misurando SOLO flussi, senza conoscere la distanza! Vale per tur gli ammassi stellari In questo caso: M13 globular cluster

31 Diagramma Colore- Magnitudine di M45 Diagramma Colore- Magnitudine di un campione di stelle misurate dal satellite Hipparcos Dalla differenza m M o.eniamo dire.amente il modulo di distanza 5log( d 10 ) E quindi la distanza dell ammasso!

32 Il punto di turn- off (allontanamento dalla sequenza principale) fornisce una buona s4ma dell età dell ammasso Stelle più blu Stelle più rosse

33 Gli spe0roscopi (elemen)) Dispersione della luce

34 Equazione del re4colo mλ = d sinθ

35 Reticolo a riflessione

36 Nei reticoli a riflessione l angolo è misurato rispetto all angolo di riflessione (uguale all angolo d incidenza) λ 1 = d sin(θ 1 θ 0 ) Parametro principale dei reticoli: linee/mm (da alcune decine ad alcune migliaia)

37 Schema ottico generale di uno spettroscopio a reticolo (in riflessione)

38 Fenditura (essenziale per sorgenti estese) Ottica di collimazione Ottica di imaging

39 Principali parametri di uno spettroscopio Reticolo (linee/mm) Da 100 linee/mm fino alcune migliaia di linee/mm Dispersione: anche in nm/mm: Potere Risolvente: Δθ Δλ = m d cosθ Δλ Δθ f 2 λ Δλ = Nm Maggiore è l intervallo angolare in cui è disperso un certo intervallo di lunghezze d onda, maggiore è la dispersione Fornisce l intervallo di lunghezze d onda che cade su un mm di rivelatore La capacità di risolvere due righe vicine d = passo del reticolo N = numero di linee del reticolo colpite dal fascio incidente

40 Efficienza di un reticolo

41 Come varia l intensità del fascio diffratto in funzione dell angolo L intensità diminuisce al crescere dell ordine di diffrazione Ottimizzando l angolo di taglio delle righe (blazing angle) si può massimizzare l intensità in un certo ordine. La forma finale dello spettro S(λ) dipende dallo spettro di partenza S(λ) e dalla funzione di risposta dello strumento R(λ): S(λ) = R(λ) I(λ)