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SPETTRI DELLE STELLE GIOVANI



Il Litio per misurare l'età delle stelle
Dopo idrogeno ed elio, il Litio Ŕ l'elemento pi¨ leggero, nella sua forma stabile 7Li Ŕ composto da 3 protoni e 4 neutroni. Secondo le pi¨ recenti teorie sul big bang, il numero di atomi di Litio prodotto nelle prime fasi di vita dell'universo rispetto all'idrogeno vale circa H/7Li=1010.
All'interno delle stelle come il sole, dove l'energia Ŕ prodotta dal processo p-p che converte attraverso diverse reazioni i protoni in elio, il 7Li viene facilmente consumato dalla reazione 7Li + p --> 8Be --> 4He + 4He. E' lecito quindi aspettarsi un progressivo impoverimento di litio all'interno delle stelle pi¨ fredde, in cui il mescolamento convettivo porta a in superficie gas profondi che le reazioni nucleari hanno impoverito di questo elemento. In effetti, quasi non c'Ŕ traccia della intensa riga a 6708 ┼ del Li nello spettro solare, come giÓ aveva osservato Kirchhoff nel 1860. Nel 1907 la riga del Li venne pero' osservata, sia pur debole, all'interno delle macchie solari e se ne dedusse un rapporto H/Li nel sole dell'ordine di 1011.
In altre stelle le cose vanno altrimenti e la riga del litio Ŕ ben osservabile. E' il caso delle stelle tipo T-Tauri oppure di stelle G o K molto giovani (vedi figura), in cui il meccanismo di distruzione del litio non ha ancora avuto abbastanza tempo per produrre un impoverimento significativo.
Per lo stesso motivo, anche le stelle di popolazione II presentano normalmente un contenuto di Li maggiore delle stelle di popolazione I.
Infine sono state scoperte numerose stelle al carbonio con abbondanza anomala di litio.

Figura 1: Confronto tra lo spettro solare e quello della stella 59 Vir in cui è ben visibile la riga del Litio. Esposizione 15 min, telescopio diam 60 cm F15, spettrografo con dispersione 0.4 ┼/pixel (reticolo 1800 l/mm CCD MX5 XPress)


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