Ripresa spettri - RSpec parte 1
da Di Lazzaro » 6 dic 2016, 22:25
E questo è profilo finale 2,ho rifatto tutta la procedura,non fa mai male,e tagliato con più precisione i picchi.
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- Di Lazzaro
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da Paolo » 7 dic 2016, 12:30
Grande Max, congratulazioni vivissime! 
Il tuo profilo adesso e' calibrato in lunghezza d'onda e corretto per la risposta strumentale (per essere piu' precisi, in buona parte e' corretto anche per la trasmissione atmosferica). E' diventato un profilo confrontabile e questo e' un grandissimo valore aggiunto.
Credo che a questo punto sia interessante interpretare, a livello mooolto di base, il grafico ottenuto. Secondo me osservazione e comprensione dovrebbero sempre progredire assieme, altrimenti la nostra attivita' finisce per essere noiosa (e termina prematuramente).
Riprendo uno degli schemi piu' famosi della spettroscopia, usato per illustrare le tre leggi di Kirchoff. Esse mostrano come interagisce la luce con la materia.
Lo spettro della lampadina, da sola, produce uno spettro senza righe (in alto a sinistra nello schema). Parliamo di una lampada a incandescenza (tungsteno, alogena o similare), dove il filamento (definito un corpo solido nella legge), portato ad alta temperatura, emette una radiazione composta da tutte le lunghezze d'onda. L'intensita' dello spettro "continuo" varia a seconda della temperatura. Lo stesso vale per le stelle, dove la parte emittente e' il gas in uno stato di alta densita'. Nel visibile, con temperature relativamente basse predominano le lunghezze d'onda maggiori (la luce ha un alto contenuto di rosso, es. Betelgeuse) mentre con temperature piu' alte (es. Sirio) la luce predominante e' quella blu.
Quanto detto riguarda il continuo, cioe' la parte del profilo spettrale che vediamo tra le righe di uno spettro stellare. Appunto... perche' le righe? Nello schema sopra la luce della lampadina, prima di arrivare allo spettrografo, attraversa anche un gas poco denso che si trova ad una temperatura relativamente bassa. Lo spettro risultante e' analogo al precedente al quale sono pero' sovrapposte un certo numero di righe di assorbimento. Le righe sono sono in pratica dei "blocchi" alla luce che si trova ad una precisa lunghezza d'onda. Quali lunghezze d'onda e con che intensita' la luce e' localmente bloccata (le righe possono essere piu' o meno profonde) dipende dagli elementi presenti nel gas e dallo stato fisico (del gas). Il gas e' quindi "sensibile" a determinate lunghezze d'onda, per le quali e' in grado di assorbire i fotoni provenienti dalla sorgente e dirigerli in una direzione diversa da quella in cui si trova l'osservatore oppure di convertirli in un'altra forma di energia.
Il caso schematizzato vede la lampadina e la nube di gas posta tra essa e l'osservatore. Nel caso di una stella, al posto della lampadina abbiamo i gas densi. La funzione della "nuvoletta" e' invece svolta dalla sua atmosfera. Gli strati esterni della stella hanno infatti analoghe caratteristiche: sono meno densi ed hanno una temperatura inferiore rispetto agli strati sottostanti. E' proprio in questa zona che ha sede il "filtro selettivo" che ha originato le righe di assorbimento visibili nel tuo spettro.
Perche' quelle della serie di Balmer e non altre? C'e' tanto idrogeno nell'atmosfera stellare e lo stato fisico del gas (nello specifico temperatura e densita') e' ideale, cioe' massimizza il processo di assorbimento dei fotoni. Nota che serve la combinazione di entrambe le condizioni: presenza di idrogeno e particolare stato fisico del gas. Non vedresti le righe della serie di Balmer con un'atmosfera stellare piena di idrogeno ma che si trova ad una temperatura non adeguata. Per lo stesso motivo, nello spettro di Sirio non vedi numerose righe di altri elementi che, pur essendo presenti, non manifestano effetti perche' il gas si trova ad una temperatura non ideale per attivare il processo.
Per concludere, una nota sul continuo. Nel tuo spettro segue quello di una stella la cui fotosfera si trova sui 10000 gradi Kelvin circa. A tale temperatura la stella ci appare ad occhio di colore bianco-azzurra. E' normale dunque vedere il profilo salire verso la parte blu dello spettro. Se tu avessi osservato una stella ancora piu' calda, la pendenza del profilo sarebbe stata maggiore. Una stella piu' fredda, ad esempio arancione, mostra invece il profilo che sale verso la parte rossa. Avrai modo di verificarlo in pratica!
Paolo
Il tuo profilo adesso e' calibrato in lunghezza d'onda e corretto per la risposta strumentale (per essere piu' precisi, in buona parte e' corretto anche per la trasmissione atmosferica). E' diventato un profilo confrontabile e questo e' un grandissimo valore aggiunto.
Credo che a questo punto sia interessante interpretare, a livello mooolto di base, il grafico ottenuto. Secondo me osservazione e comprensione dovrebbero sempre progredire assieme, altrimenti la nostra attivita' finisce per essere noiosa (e termina prematuramente).
Riprendo uno degli schemi piu' famosi della spettroscopia, usato per illustrare le tre leggi di Kirchoff. Esse mostrano come interagisce la luce con la materia.
Lo spettro della lampadina, da sola, produce uno spettro senza righe (in alto a sinistra nello schema). Parliamo di una lampada a incandescenza (tungsteno, alogena o similare), dove il filamento (definito un corpo solido nella legge), portato ad alta temperatura, emette una radiazione composta da tutte le lunghezze d'onda. L'intensita' dello spettro "continuo" varia a seconda della temperatura. Lo stesso vale per le stelle, dove la parte emittente e' il gas in uno stato di alta densita'. Nel visibile, con temperature relativamente basse predominano le lunghezze d'onda maggiori (la luce ha un alto contenuto di rosso, es. Betelgeuse) mentre con temperature piu' alte (es. Sirio) la luce predominante e' quella blu.
Quanto detto riguarda il continuo, cioe' la parte del profilo spettrale che vediamo tra le righe di uno spettro stellare. Appunto... perche' le righe? Nello schema sopra la luce della lampadina, prima di arrivare allo spettrografo, attraversa anche un gas poco denso che si trova ad una temperatura relativamente bassa. Lo spettro risultante e' analogo al precedente al quale sono pero' sovrapposte un certo numero di righe di assorbimento. Le righe sono sono in pratica dei "blocchi" alla luce che si trova ad una precisa lunghezza d'onda. Quali lunghezze d'onda e con che intensita' la luce e' localmente bloccata (le righe possono essere piu' o meno profonde) dipende dagli elementi presenti nel gas e dallo stato fisico (del gas). Il gas e' quindi "sensibile" a determinate lunghezze d'onda, per le quali e' in grado di assorbire i fotoni provenienti dalla sorgente e dirigerli in una direzione diversa da quella in cui si trova l'osservatore oppure di convertirli in un'altra forma di energia.
Il caso schematizzato vede la lampadina e la nube di gas posta tra essa e l'osservatore. Nel caso di una stella, al posto della lampadina abbiamo i gas densi. La funzione della "nuvoletta" e' invece svolta dalla sua atmosfera. Gli strati esterni della stella hanno infatti analoghe caratteristiche: sono meno densi ed hanno una temperatura inferiore rispetto agli strati sottostanti. E' proprio in questa zona che ha sede il "filtro selettivo" che ha originato le righe di assorbimento visibili nel tuo spettro.
Perche' quelle della serie di Balmer e non altre? C'e' tanto idrogeno nell'atmosfera stellare e lo stato fisico del gas (nello specifico temperatura e densita') e' ideale, cioe' massimizza il processo di assorbimento dei fotoni. Nota che serve la combinazione di entrambe le condizioni: presenza di idrogeno e particolare stato fisico del gas. Non vedresti le righe della serie di Balmer con un'atmosfera stellare piena di idrogeno ma che si trova ad una temperatura non adeguata. Per lo stesso motivo, nello spettro di Sirio non vedi numerose righe di altri elementi che, pur essendo presenti, non manifestano effetti perche' il gas si trova ad una temperatura non ideale per attivare il processo.
Per concludere, una nota sul continuo. Nel tuo spettro segue quello di una stella la cui fotosfera si trova sui 10000 gradi Kelvin circa. A tale temperatura la stella ci appare ad occhio di colore bianco-azzurra. E' normale dunque vedere il profilo salire verso la parte blu dello spettro. Se tu avessi osservato una stella ancora piu' calda, la pendenza del profilo sarebbe stata maggiore. Una stella piu' fredda, ad esempio arancione, mostra invece il profilo che sale verso la parte rossa. Avrai modo di verificarlo in pratica!
Paolo
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da Di Lazzaro » 7 dic 2016, 13:22
Ancora grazie mille Paolo per la tua disponibilità,stasera vado a caccia di spettri 
poi ti illustrerò il risultato.
poi ti illustrerò il risultato.
- Di Lazzaro
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da Max » 8 dic 2016, 12:03
Grazie Umberto.
Ma avrei una domanda :ieri sera ho provato in tutti i modi a catturare qualche spettro :ho provato su Rigel Cursi e Bethrlgeuse ma niente ho variato tutto il possibile niente.come mai?
Ma avrei una domanda :ieri sera ho provato in tutti i modi a catturare qualche spettro :ho provato su Rigel Cursi e Bethrlgeuse ma niente ho variato tutto il possibile niente.come mai?
- Max
da Max » 8 dic 2016, 19:34
Nel senso che avevo avevo la stella a monitor ma niente spettro ho variato tutto il variabile ma niente spettro
- Max
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