QUASAR

Salve a tutti, il giorno 21-02-2014 ho osservato n°5 stelle di diverso tipo spettrale;
i profili sono riportati nel grafico allegato in ordine di temperatura della fotosfera stellare.Per motivi meteo non ho potuto completare la serie. Mi riprometto di osservare stelle più fredde e più calde, al momento nell'osservazione sono compresi tipi spettrali da B3V a M03. Le estrazioni dei profili sono state fatte con ISIS.

Saluti Umberto

Ottimo Umberto, un lavoro molto interessante! Il confronto degli spettri permette di apprezzare alcuni principi di astrofisica come la relazione tra l'andamento dello spettro continuo e la temperatura della stella (o meglio della sua fotosfera).

Il seguente grafico, ottenuto per via teorica, mostra proprio questa relazione e i profili sono in linea con il continuo dei tuoi spettri (che si trovano nel range di spettro visibile dal blu al rosso). Il principio e' quello di in corpo che, riscaldato ad una temperatura sufficientemente elevata, emette radiazioni. Alla temperatura di 4500 gradi Kelvin la radiazione e' simile a quella di una stella arancione (grafico in basso). Con 6000° K arriviamo ad una stella bianca di tipo solare (il nostro Sole, piu' esattamente, e' a circa 5800° K) mentre il profilo piu' in alto e' quello di una stella bianco-azzurra la cui fotosfera si trova ad una temperatura di 7500° K. Questo non e' un valore limite, infatti esistono temperatura ben piu' alte come si puo' vedere dalla tabella sotto (classi O,B e A).
Su wikipedia (http://it.wikipedia.org/wiki/Classificazione_stellare) c'e' un bel modello che illustra la dimensione ed il colore di stelle "normali" (stelle di sequenza principale nel diagramma H-R):
La temperatura superficiale sale da sinistra a destra ed il colore della stella cambia dal rosso-arancio della classe M al bianco-azzurro della classe O passando per una serie di colori intermedi.

Le stelle da te osservate non sono tutte di sequenza principale (ad esempio la Alfa UMa e' una supergigante), comunque l'ordinamento dei profili segue la temperatura superficiale. In basso la stella piu' fredda, Lambda Draconis (spettro M0III, colore arancio), che mostra uno spettro interrotto dalle tipiche bande di assorbimento molecolari dell'ossido di titanio e una moltitudine di righe sottili dovute ai metalli (Fe, Cr, Mg...), verso l'alto stelle piu' calde fino alla Eta UMa di tipo spettrale B3V sul cui spettro si osservano principalmente le righe dell'idrogeno e quelle dell'elio He I, queste ultime ben marcate a 4388, 4471 e 4922 Angstrom (fantastica la resa del tuo strumento!).

Sempre sulla stessa pagina Wikipedia c'e' una tabella riassuntiva delle stelle di vario tipo spettrale con le principali caratteristiche:
Con i tuoi profili potresti anche stimare la temperatura stellare in due modi differenti, trovando cioe' la curva di Planck (con Visual Spec) che meglio rappresenta il continuo oppure in base alla lunghezza d'onda corrispondente al massimo dell'intensita' relativa del profilo (legge di Wien). Il principio, per entrambi i metodi, e' descritto qui:

http://it.wikipedia.org/wiki/Corpo_nero
http://it.wikipedia.org/wiki/Legge_di_Wien

(occhio, le formule complesse mostrano la derivazione, quelle che si utilizzano sono invece molto semplici ed inoltre per la funzione di Planck i calcoli vengono fatti da Visual Spec).

Appena possibile aggiungi lo spettro di stelle ancora piu' calde (classe O) e piu' fredde (M con sottoclassi >5) per completare il bellissimo quadro dimostrativo.

A presto
Paolo

EDIT: aggiunto grafico della radiazione in funzione della temperatura.

Salve a tutti, come promesso precedentemente che avrei osservato altre stelle più calde e più fredde, posto il nuovo specchio integrato rispettivamente dei profili della stella Delta Ori - tipo spettrale B0III e della stella Lalande 21185 - tipo spettrale M2V. Quest’ultima, una nana rossa, è la sesta stella più vicino alla terra dopo il sistema triplo di Alpha Centauri, la Stella di Barnad e Wolf 359 escludendo il Sole. È una stella di magnitudine apparente +7,52 e assoluta di +10,48, e si trova a circa 8,3 anni luce dal sistema solare, è situata nella parte meridionale della costellazione dell' Orsa Maggiore. Saluti Umberto

Eccellente Umberto! Lo spettro di Lalande 21185 mostra le bande di assorbimento molecolari (ossido di titanio, TiO, es. a circa 5900A e 6200A) ancora piu' marcate rispetto a Lambda Dra. Siamo sui 3000° Kelvin e la temperatura sufficientemente bassa permette l'esistenza di un maggior numero di molecole (che ad una temperatura superiore verrebbero invece dissociate). Per poter entrare nel grafico i profili sono un po' "appiattiti" ma credo la caratteristica si apprezzi lo stesso.

Gli effetti della temperatura dominano anche gli spettri di stelle molto calde come la Delta Ori che hai appena aggiunto e riguardano il continuo, le righe dell'idrogeno (serie di Balmer) meno profonde e la presenza di righe di assorbimento dell'elio.

L'effetto sul continuo lo abbiamo visto nel topic precedente, ovvero ad una temperatura piu' alta corrisponde un profilo piu'elevato e con il massimo di intensita' spostato verso l'UV. La classe spettrale in cui le righe dell'idrogeno appaiono piu' marcate e' la A, dove la temperatura si trova ad un livello ideale per mantenere il maggior numero di atomi di idrogeno nel giusto stato di eccitazione. La condizione si viene a perdere nelle stelle B (ancora piu' in quelle di classe O) in quanto gran parte dell'idrogeno viene ionizzato per l'alta temperatura e le righe diventano piu' deboli.

Ogni elemento necessita di una certa temperatura per produrre un gran numero di atomi negli stati eccitati (stati in cui l'elemento e' in grado di produrre le righe nello spettro). Statisticamente l'effetto e' massimo ad una data temperatura e decresce per valori inferiori (pochi atomi eccitati) o superiori (stato ionizzato). Il grafico seguente mostra come una serie di righe, che sono "sensibili" quasi esclusivamente alla temperatura piuttosto che ad altri parametri, varino la loro intensita' in funzione della temperatura (che e' legata alle classi stellari):
Notare come l'idrogeno neutro (H I) presenti il massimo in corrispondenza delle stelle di classe A (9400° K). Gli spettri sono perfettamete in linea (vedi Epsilon Uma che ha le righe dell'idrogeno piu' profonde). Lo stesso vale per l'elio neutro (He I) che compare solo negli spettri di Eta UMa e Delta Ori, stelle di classe B. Sulla estrema destra del grafico, dopo 3900A (classe M) si vede salire l'assorbimento del TiO. Anche questo e' osservabile negli spettri di Lambda Dra e Lalande 21185.

Per quanto semplificati siano i concetti l'esperienza mi sembra molto interessante!

Ciao ciao
Paolo

Un lavoro da "rubare", con il permesso dell'autore e la dovuta citazione s'intende, per eventuali presentazioni di carattere didattico/divulgativo e perchè no, anche a carattere di ricerca, alla fine è un termometro!

Ottimo lavoro Umberto

Ciao
D.

Grazie per i complimenti Darko.Saluti Umberto