Stelle rosse!
Inviato: 2 feb 2012, 1:22
Pensando al colore delle stelle visibili ad occhio nudo associamo probabilmente il bianco a moltissime di esse, una parte minore io la ricordo tendente all'azzurro e poche altre di un colore piu' caldo come l'arancio. Diciamo anche che la valutazione del colore e' resa un po' piu' difficoltosa dallo scintillio causato dalla turbolenza atmosferica che scompone per brevi istanti la luce nei diversi colori dell'iride. Questa e', ad esempio, la traccia lasciata da Sirio sul sensore di una EOS 500D mossa a mano volutamente durante l'esposizione:
Le stelle di colore caldo sembrano, almeno per la mia esperienza, una minoranza. Curioso notare che al "colore caldo" (giallo-rosso) corrisponde, dal punto di vista delle condizioni fisiche, una stella relativamente "fredda" e al "colore freddo" (blu-azzurro) una stella caldissima.
Lo splendido catalogo Hipparcos, ottenuto grazie ad un satellite che ha operato per quattro anni producendo dati astrometrici e fotometrici di elevatissima qualita', fornisce la piu' precisa informazione oggi disponibile sulle stelle luminose o che si trovano vicino alla terra. Ciò almeno fino al completamento della prossima missione Gaia, il cui lancio del satellite e' previsto nel 2013.
Cosa facciamo con il catalogo Hipparcos? Semplice, diamo un'occhiata allo spazio che circonda la terra, facendo qualche statistica elementare per capire se le nostre impressioni "visive" sono fondate. Visto che abbiamo tutti i dati caratteristici, raggruppiamo le stelle per classe spettrale, dato indicativo della temperatura superficiale. Le principali classi sono queste (da Wikipedia):
O: 30.000 - 60.000 K stelle blu
B: 10.000 - 30.000 K stelle blu-bianche
A: 7.500 - 10.000 K stelle bianche
F: 6.000 - 7.500 K stelle giallo-bianche
G: 5.000 - 6.000 K stelle gialle (come il nostro Sole)
K: 3.500 - 5.000 K stelle gialle-arancio
M: < 3.500 K stelle rosse
Limitandomi alla magnitudine 4 (per gli orbi come me sono incluse tutte le stelle visibili ad occhio nudo...), ho trovato circa 520 stelle. Raggruppate per classe, sono distribuite in questo modo:
Considerando che la sensazione di colore si avverte nelle classi O-B (azzurre) e K-M (arancio) mentre A, F e G tendono ad apparire ad occhio tutte bianche, questa statistica sembra abbastanza in linea con le impressioni descritte sopra. Le stelle rosse, in particolare, sembrano davvero poche in rapporto al totale.
Ora invece impostiamo il limite sulla distanza dal nostro sistema solare anziche' sulla magnitudine apparente, considerando di fatto solo le stelle piu' vicine alla terra. Entro un raggio di 50 anni luce vengono fuori circa 450 stelle, con una statistica, pero', assai diversa dalla precedente:
Non ci sono stelle azzurre (per trovare la prima bisogna estendere il raggio a 150 a.l.). Le bianche sono in numero abbastanza esiguo (11+31+54), in incremento le gialle (137) e, sopresa, davvero tante le rosse (218)!
Eh si', le stelle rosse sono in realta' le piu' numerose ed il cielo sarebbe costellato di sorgenti arancio-rosse se non fosse per il fatto che queste hanno una luminosita' intrinseca mediamente molto bassa. La magnitudine apparente media (molto vicina a quella assoluta a queste distanze) del gruppo M e' infatti di circa 10.4, contro mag 3.2 del gruppo A, 4.1 del gruppo F, 5.0 del G e 7.3 del K. L'andamento e' normale visto che le stelle blu sono piu' energetiche di quelle rosse. La luminosita' di una stella e' anche dipendente dal suo diametro (la classe di luminosita', da nana a supergigante), non analizzato in questa semplice statistica ma che riveste un ruolo fondamentale nello studio dell'evoluzione stellare.
Dunque le stelle di classe M sono tantissime e mediamente deboli. Gli ultimi tipi spettrali M8/M9 iniziano ad apparire di un colore piu' saturo e tendente al rosso. Tuttavia ci sono stelle ancora piu' "rosse" e piu' fredde, come ad esempio le stelle al carbonio e le debolissime nane brune.
Le stelle al carbonio sono giganti fredde al termine della loro fase evolutiva. Hanno nella loro atmosfera un'alta concentrazione di composti di carbonio ed appaiono rosse per due motivi. Uno perche' la loro temperatura superficiale e' di fatto bassa, l'altro perche' l'atmosfera contenente composti carbonati, per effetto di estinzione, attenua la luce di lunghezze d'onda piu' corte (stesso effetto causato dalla nostra atmosfera su astri bassi sull'orizzonte).
Le nane brune sono stelle che non sono riuscite ad innescare i processi di fusione a causa del peso insufficiente del gas ed emettono quel poco di energia per soli effetti di gravita'. Sono quindi palle di gas cosi' fredde e scure che, nonostante la loro esistenza sia stata ipotizzata dagli astronomi molto tempo fa, sono state osservate solo in tempi recenti. Lo studio di queste "stelle mancate" ci aiuta a capire quale e' la densita' minima per cui si avviamo le reazioni che portano alla nascita di una stella. Inoltre potrebbero comporre parte della "massa mancante" della nostra galassia, contribuendo a svelare il grande dilemma degli astronomi.
ANALISI SPETTRALE
Le macro-caratteristiche spettrali esibite da queste stelle relativamente fredde ne fanno un facile target per spettroscopi a bassa risoluzione o reticoli diffrattivi sul percorso ottico. Mentre, infatti, gli spettri a bassissima dispersione di stelle gialle appaiono senza righe (sono troppo deboli) e per quelle bianche c'e' evidenza solo di alcune righe di assorbimento della serie di Balmer operate dall'idrogeno, puntando il nostro semplice spettroscopio sulle stelle di classe M notiamo invece che il continuo e' interrotto da diverse bande di assorbimento, larghe, profonde e con profilo irregolare. Le bande sono in realta' un insieme di righe molto ravvicinate (si distinguono solo in spettri ad alta risoluzione) e sono prodotte dalle molecole presenti nell'atmosfera. Questa caratteristica non si nota nelle stelle piu' calde perche' l'aumento di temperatura spezza i legami che intercorrono fra le molecole.
La molecola piu' frequente, in stelle "normali" di tipo M, e' quella dell'ossido di titanio (TiO) che produce nello spettro diverse bande di assorbimento. Il profilo di queste bande e' all'incirca triangolare con la "testa" (zona di massimo assorbimento) spostata verso il blu. Dovrebbero rilevarsi a partire dalla regione del verde ed incrementare verso il rosso. La prima (poco visibile) si trova a 4761 A, seguita da 4954 A, 5167 A, 5448 A, 5847 A, 6159 A, 6648 A, 7140 A, ... Oltre le bande, in queste stelle sono presenti anche le righe dei metalli neutri o perfino quelle della serie di Balmer ma sono tutte poco evidenti in spettri a bassa risoluzione.
Catalogo stelle di classe M (4451 stelle fino alla mag V 13.1)
http://quasar.teoth.it/html/varie/HIP_M_STAR.zip
Il rapporto tra ossigeno e carbonio e' determinante per la tipologia spettrale. Mediamente in stelle M l'ossigeno e' presente in quantita' superiori rispetto al carbonio e si combina per formare gli ossidi metallici come quello appena descritto. Se il rapporto O/C diminuisce e gli elementi sono prossimi all'equilibrio, diventano predominanti gli assorbimenti dell'ossido di zirconio (ZrO) a 4641 A, 5551 A e 6468-74 A. Queste stelle hanno una loro propria classe spettroscopica, "S" e sono abbastanza rare.
Tra queste, le piu' luminose: chi Cyg, T Cam, U Cas, R Gem, R Cyg
Ci stiamo avvicinando alle stelle al carbonio. Con un rapporto O/C a favore del carbonio, tutto l'ossigeno presente viene impiegato per formare l'ossido di carbonio e in piu' si formano numerosi altri composti carbonati come C2, C3, CN, CH, SiC2. Le bande degli ossidi scompaiono e al loro posto si osservano quelle del C2 e di altri elementi come il CaII e il sodio. La classe spettrale di riferimento e' la "C" (in passato erano i tipi N e R), seguita da due parametri che rappresentano la temperatura e l'abbondanza di carbonio (che incide direttamente sulla "forza" degli assorbimenti).
Per chi li conosce, gli spettri di queste stelle somigliano a quelli delle comete! Si osservano infatti le caratteristiche bande di Swan del C2. La testa degli assorbimenti si inverte di lato rispetto alle bande degli ossidi, ora e' spostata verso il rosso e se ne trovano a 4738 A, 5165 A, 5653 A e 6122 A.
Catalogo stelle al carbonio (110 stelle fino alla mag V 8.5):
http://astrosurf.com/aras/carbon/ctlgcrbn.htm
Quanto alle nane brune, le cose si fanno molto difficili perche' la magnitudine delle piu' luminose si attesta attorno alla 18. Direi completamente fuori dalla portata di uno spettroscopio e CCD di classe amatoriale. Due esempi su Wikipedia:
Teide Pleiades 1
http://it.wikipedia.org/wiki/Teide_1
LP 944-020
http://en.wikipedia.org/wiki/LP_944-020
Stelle relativamente fredde e sorgenti infrarosse in generale, sono state studiate in modo approfondito dal satellite IRAS grazie al quale ne sono state catalogate un numero molto elevato:
http://it.wikipedia.org/wiki/IRAS
OSSERVAZIONI
Quante chiacchiere... e gli spettri? Abbiate pazienza e dateci il tempo di fare qualche ripresa con lo Star Analyser 100 (ed anche con altri spettroscopi)! Chi ha gia' qualche testimonianza intanto si faccia vivo. Io dovrei avere qualche osservazione, sempre con il reticolo, effettuata a Fonte Vetica questa estate, ancora da elaborare. Vediamo se riusciamo a rintracciare le specifiche bande molecolari ed i loro profili peculiari. Con gli elenchi che ho segnalato sopra non dovrebbe essere difficile trovare target per ogni tipologia e tentare la ripresa dello spettro.
Per il momento ecco cosa cambia negli spettri di una delle coppie piu' famose per la luminosita' ed il contrasto cromatico, Albireo, nel cigno. Una caldissima B8 affiancata da una stella piu' fredda di tipo K0. Non siamo ancora nel "regno" delle stelle rosse, comunque e' abbastanza evidente come lo spettro della stella arancione abbia un maggiore contenuto di energia nelle lunghezze d'onda maggiori, viceversa per la stella blu. Con le stelle rosse l'effetto e' ancora piu' esasperato.
A presto
Paolo
Lo splendido catalogo Hipparcos, ottenuto grazie ad un satellite che ha operato per quattro anni producendo dati astrometrici e fotometrici di elevatissima qualita', fornisce la piu' precisa informazione oggi disponibile sulle stelle luminose o che si trovano vicino alla terra. Ciò almeno fino al completamento della prossima missione Gaia, il cui lancio del satellite e' previsto nel 2013.
Cosa facciamo con il catalogo Hipparcos? Semplice, diamo un'occhiata allo spazio che circonda la terra, facendo qualche statistica elementare per capire se le nostre impressioni "visive" sono fondate. Visto che abbiamo tutti i dati caratteristici, raggruppiamo le stelle per classe spettrale, dato indicativo della temperatura superficiale. Le principali classi sono queste (da Wikipedia):
O: 30.000 - 60.000 K stelle blu
B: 10.000 - 30.000 K stelle blu-bianche
A: 7.500 - 10.000 K stelle bianche
F: 6.000 - 7.500 K stelle giallo-bianche
G: 5.000 - 6.000 K stelle gialle (come il nostro Sole)
K: 3.500 - 5.000 K stelle gialle-arancio
M: < 3.500 K stelle rosse
Limitandomi alla magnitudine 4 (per gli orbi come me sono incluse tutte le stelle visibili ad occhio nudo...), ho trovato circa 520 stelle. Raggruppate per classe, sono distribuite in questo modo:
- Stat1.gif (1.58 KiB) Visto 2954 volte
Ora invece impostiamo il limite sulla distanza dal nostro sistema solare anziche' sulla magnitudine apparente, considerando di fatto solo le stelle piu' vicine alla terra. Entro un raggio di 50 anni luce vengono fuori circa 450 stelle, con una statistica, pero', assai diversa dalla precedente:
- Stat2.gif (1.47 KiB) Visto 2954 volte
Eh si', le stelle rosse sono in realta' le piu' numerose ed il cielo sarebbe costellato di sorgenti arancio-rosse se non fosse per il fatto che queste hanno una luminosita' intrinseca mediamente molto bassa. La magnitudine apparente media (molto vicina a quella assoluta a queste distanze) del gruppo M e' infatti di circa 10.4, contro mag 3.2 del gruppo A, 4.1 del gruppo F, 5.0 del G e 7.3 del K. L'andamento e' normale visto che le stelle blu sono piu' energetiche di quelle rosse. La luminosita' di una stella e' anche dipendente dal suo diametro (la classe di luminosita', da nana a supergigante), non analizzato in questa semplice statistica ma che riveste un ruolo fondamentale nello studio dell'evoluzione stellare.
Dunque le stelle di classe M sono tantissime e mediamente deboli. Gli ultimi tipi spettrali M8/M9 iniziano ad apparire di un colore piu' saturo e tendente al rosso. Tuttavia ci sono stelle ancora piu' "rosse" e piu' fredde, come ad esempio le stelle al carbonio e le debolissime nane brune.
Le stelle al carbonio sono giganti fredde al termine della loro fase evolutiva. Hanno nella loro atmosfera un'alta concentrazione di composti di carbonio ed appaiono rosse per due motivi. Uno perche' la loro temperatura superficiale e' di fatto bassa, l'altro perche' l'atmosfera contenente composti carbonati, per effetto di estinzione, attenua la luce di lunghezze d'onda piu' corte (stesso effetto causato dalla nostra atmosfera su astri bassi sull'orizzonte).
Le nane brune sono stelle che non sono riuscite ad innescare i processi di fusione a causa del peso insufficiente del gas ed emettono quel poco di energia per soli effetti di gravita'. Sono quindi palle di gas cosi' fredde e scure che, nonostante la loro esistenza sia stata ipotizzata dagli astronomi molto tempo fa, sono state osservate solo in tempi recenti. Lo studio di queste "stelle mancate" ci aiuta a capire quale e' la densita' minima per cui si avviamo le reazioni che portano alla nascita di una stella. Inoltre potrebbero comporre parte della "massa mancante" della nostra galassia, contribuendo a svelare il grande dilemma degli astronomi.
ANALISI SPETTRALE
Le macro-caratteristiche spettrali esibite da queste stelle relativamente fredde ne fanno un facile target per spettroscopi a bassa risoluzione o reticoli diffrattivi sul percorso ottico. Mentre, infatti, gli spettri a bassissima dispersione di stelle gialle appaiono senza righe (sono troppo deboli) e per quelle bianche c'e' evidenza solo di alcune righe di assorbimento della serie di Balmer operate dall'idrogeno, puntando il nostro semplice spettroscopio sulle stelle di classe M notiamo invece che il continuo e' interrotto da diverse bande di assorbimento, larghe, profonde e con profilo irregolare. Le bande sono in realta' un insieme di righe molto ravvicinate (si distinguono solo in spettri ad alta risoluzione) e sono prodotte dalle molecole presenti nell'atmosfera. Questa caratteristica non si nota nelle stelle piu' calde perche' l'aumento di temperatura spezza i legami che intercorrono fra le molecole.
La molecola piu' frequente, in stelle "normali" di tipo M, e' quella dell'ossido di titanio (TiO) che produce nello spettro diverse bande di assorbimento. Il profilo di queste bande e' all'incirca triangolare con la "testa" (zona di massimo assorbimento) spostata verso il blu. Dovrebbero rilevarsi a partire dalla regione del verde ed incrementare verso il rosso. La prima (poco visibile) si trova a 4761 A, seguita da 4954 A, 5167 A, 5448 A, 5847 A, 6159 A, 6648 A, 7140 A, ... Oltre le bande, in queste stelle sono presenti anche le righe dei metalli neutri o perfino quelle della serie di Balmer ma sono tutte poco evidenti in spettri a bassa risoluzione.
Catalogo stelle di classe M (4451 stelle fino alla mag V 13.1)
http://quasar.teoth.it/html/varie/HIP_M_STAR.zip
Il rapporto tra ossigeno e carbonio e' determinante per la tipologia spettrale. Mediamente in stelle M l'ossigeno e' presente in quantita' superiori rispetto al carbonio e si combina per formare gli ossidi metallici come quello appena descritto. Se il rapporto O/C diminuisce e gli elementi sono prossimi all'equilibrio, diventano predominanti gli assorbimenti dell'ossido di zirconio (ZrO) a 4641 A, 5551 A e 6468-74 A. Queste stelle hanno una loro propria classe spettroscopica, "S" e sono abbastanza rare.
Tra queste, le piu' luminose: chi Cyg, T Cam, U Cas, R Gem, R Cyg
Ci stiamo avvicinando alle stelle al carbonio. Con un rapporto O/C a favore del carbonio, tutto l'ossigeno presente viene impiegato per formare l'ossido di carbonio e in piu' si formano numerosi altri composti carbonati come C2, C3, CN, CH, SiC2. Le bande degli ossidi scompaiono e al loro posto si osservano quelle del C2 e di altri elementi come il CaII e il sodio. La classe spettrale di riferimento e' la "C" (in passato erano i tipi N e R), seguita da due parametri che rappresentano la temperatura e l'abbondanza di carbonio (che incide direttamente sulla "forza" degli assorbimenti).
Per chi li conosce, gli spettri di queste stelle somigliano a quelli delle comete! Si osservano infatti le caratteristiche bande di Swan del C2. La testa degli assorbimenti si inverte di lato rispetto alle bande degli ossidi, ora e' spostata verso il rosso e se ne trovano a 4738 A, 5165 A, 5653 A e 6122 A.
Catalogo stelle al carbonio (110 stelle fino alla mag V 8.5):
http://astrosurf.com/aras/carbon/ctlgcrbn.htm
Quanto alle nane brune, le cose si fanno molto difficili perche' la magnitudine delle piu' luminose si attesta attorno alla 18. Direi completamente fuori dalla portata di uno spettroscopio e CCD di classe amatoriale. Due esempi su Wikipedia:
Teide Pleiades 1
http://it.wikipedia.org/wiki/Teide_1
LP 944-020
http://en.wikipedia.org/wiki/LP_944-020
Stelle relativamente fredde e sorgenti infrarosse in generale, sono state studiate in modo approfondito dal satellite IRAS grazie al quale ne sono state catalogate un numero molto elevato:
http://it.wikipedia.org/wiki/IRAS
OSSERVAZIONI
Quante chiacchiere... e gli spettri? Abbiate pazienza e dateci il tempo di fare qualche ripresa con lo Star Analyser 100 (ed anche con altri spettroscopi)! Chi ha gia' qualche testimonianza intanto si faccia vivo. Io dovrei avere qualche osservazione, sempre con il reticolo, effettuata a Fonte Vetica questa estate, ancora da elaborare. Vediamo se riusciamo a rintracciare le specifiche bande molecolari ed i loro profili peculiari. Con gli elenchi che ho segnalato sopra non dovrebbe essere difficile trovare target per ogni tipologia e tentare la ripresa dello spettro.
Per il momento ecco cosa cambia negli spettri di una delle coppie piu' famose per la luminosita' ed il contrasto cromatico, Albireo, nel cigno. Una caldissima B8 affiancata da una stella piu' fredda di tipo K0. Non siamo ancora nel "regno" delle stelle rosse, comunque e' abbastanza evidente come lo spettro della stella arancione abbia un maggiore contenuto di energia nelle lunghezze d'onda maggiori, viceversa per la stella blu. Con le stelle rosse l'effetto e' ancora piu' esasperato.
Paolo
Complimenti Paolo. Accorrete laureandi in astrofisica c'è roba buona per voi!
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