Esatto Tonino, e la "n" indica righe allargate per effetti vari (es. Doppler generato dalla rotazione veloce della stella). Pero' l'allargamento si apprezza in spettri a maggiore risoluzione. Non so perche' nel documento di Walker e' specificato che la "e" riguarda stelle B e O, il suffisso si applica anche ad altre classi (vedi ad esempio la tua gamma Uma A0Ve oppure omicron Ceti M5-9IIIe).
Ciao Tony,
adesso che ci hai preso la mano nell'acquisizione e nella riduzione degli spettri, ti suggerirei di costruire il tuo catalogo personale, dalle stelle più calde a quelle più fredde. Un ulteriore passo potrebbe essere quello di provare a classificare una stella (a caso) senza conoscerne a priori la tipologia. Sarà un'esercizio divertente ed istruttivo.
Saluti
Lorenzo Franco
Veramente interessante! In un certo senso significa ripercorrere le esperienze di classificazione stellare su base spettroscopica che hanno avuto inizio nel 1866 con il padre gesuita
Angelo Secchi. Egli suddivise le stelle in tre tipi principali:
Tipo 1: stelle di colore bianco azzurrognolo che esibiscono uno spettro continuo "interrotto da quattro grandi linee nere" (idrogeno alfa, beta, gamma e delta).
Tipo 2: stelle di colore bianco giallastro. Il loro spettro e' "formato di righe nere e finissime, serratissime, e che occupano la stessa posizione di quelle dello spettro solare".
Tipo 3: Stelle di colore rosso arancione. Gli spettri si compongono di "fasce nebulose e di righe nere" (oggi sappiamo che sono le bande molecolari).
Una quarta tipologia raccoglieva le stelle con spettri peculiari (stelle rosse che sembravano chimicamente diverse) ed infine una quinta per le stelle il cui spettro presentava righe di emissione. Davvero notevole se pensiamo che Secchi lavorava visualmente con un prisma posto davanti all'obiettivo del rifrattore dell’Osservatorio del Collegio Romano (sebbene avesse fatto dei tentativi di ripresa su lastra fotografica).
Si arriva alla
classificazione che utilizziamo oggi passando per Harvard (Pickering, Fleming, Maury e Cannon, fondamentale il supporto iniziale di Henry Draper, 1901) e Yerkes (Morgan, Keenan e Kellman, 1943), ovvero una suddivisione per classi (O, B, A...), sottoclassi (0-9) e classi di luminosita' (I-VII).
Paolo