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Bande Interstellari


Bande Interstellari



Identificazione di bande interstellari nello spettro di x Per

La stella x Per (Menkib, 46 Per) e' una gigante di classe spettrale O 7.5 III che appartiene all'associazione OB, legata al complesso di nebulosita' che fa capo alla nebulosa California.
A causa dei gas presenti nello spazio interstellare che si frappongono tra noi e la stella, la sua luce risulta fortemente attenuata. Essendo la distanza stimata di circa 2000 anni luce, e la magnitudine assoluta che si deduce dal diagramma HR di circa -7, la stella dovrebbe apparirci di seconda grandezza mentre appare in realta' solo di quarta. Dunque l'attenuazione ammonta a circa 2 magnitudini.
La luce di questa stella (e di molte altre nei complessi OB) si comporta dunque come la sorgente di uno spettrofotometro che attraversando il campione raccoglie informazioni sulla sua natura chimica.


Figura 1: Porzioni dello spettro di Menkib, 46 Per, che mostrano gli assorbimenti dovuti ai gas e polveri interstellari (DIB=Diffuse Interstellar Bands). Risoluzione 1 ┼, posa 5 minuti per ogni finestra spettrale con telescopio 0.60 m F/20, reticolo 1800 l/mm, collimatore f=300 mm, camera f=50 mm, CCD=MX5 XPress.

In effetti, analizzando lo spettro di questa stella si possono osservare numerose bande che non dovrebbero essere presenti nello spettro di una stella di tipo O, a partire da forti assorbimenti del sodio neutro (doppietto a 5890-96 ┼) e del Calcio ionizzato (H e K). Sono inoltre presenti numerose altre bande diffuse. Le più intense sono situate a 3874 (CN), 3958 (CH+),4233 (CH+), 4300 (CH), 4430 , 5780, 5797, 6284, 6290, 6613 ┼.
La prima evidenza dell'esistenza di bande di assorbimento interstellare arrivo' nel 1904 quando J. Hartmann dell'osservatorio di Postdam si accorse che nello spettro di d Orionis (classe spettrale O) erano presenti sottili bande del Ca II (vedi figura 1) che non partecipavano al periodico spostamento Doppler delle altre righe, dovuto alla natura binaria della stella. Successivamente vennero identificate altre deboli righe sottili dovute al Ferro e Potassio neutro e al Titanio ionizzato.


Figura 2: Porzioni dello spettro di Menkib, 46 Per, che mostrano gli assorbimenti dovuti ai gas e polveri interstellari (DIB=Diffuse Interstellar Bands). Risoluzione 1 ┼, posa 5 minuti per ogni finestra spettrale con telescopio 0.60 m F/20, reticolo 1800 l/mm, collimatore f=300 mm, camera f=50 mm, CCD=MX5 XPress.

Nel 1934 Merrill aggiunge alla lista delle righe interstellari anche le deboli bande diffuse (DIB, Diffuse Interstellar Bands) che a tutt'oggi sfidano i tentativi di interpretazione. Anche se la forma esatta dei composti che danno origine a queste bande non Ú ancora nota, si pensa che si tratti di composti aromatici ciclici del carbonio, che si generano in lunghissimo tempo (che purtroppo non Ú disponibile nei laboratori terrestri), a bassissime temperature e densità, favoriti dalla radiazione ultravioletta di stelle molto calde di tipo O e B.
La sovrapposizione di centinaia di spettri stellari, per ottenere un rapporto S/N più alto possibile, ha portato in tempi moderni alla scoperta di centinaia di debolissime DIB. Una vera sfida per chi si occupa di riprodurre queste bande in laboratorio!


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