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GLI SPETTRI DELLE NEBULOSE


Planetarie - Diffuse


Spettro delle nebulose Planetarie
L’origine dello spettro delle nebulose planetarie e’ simile a quello delle nebulose diffuse a emissione. L’intensa radiazione ultravioletta della nana bianca centrale ionizza l’idrogeno e gli altri gas della nebulosa che emettono le loro radiazioni caratteristiche ricombinandosi con gli elettroni liberi.
In tal modo si generano le stesse righe proibite dell’ossigeno e azoto ionizzati che si possono osservare nelle nebulose diffuse, solamente con maggiore intensita’ a causa dell’arricchimento di elementi pesanti nei gas delle nebulose planetarie dovuto all’evoluzione stellare.
Le stelle centrali sono astri caldissimi, con temperature oscillanti tra 25000 K e 250000 K e presentano spesso uno spettro di tipo Wolf-Rayet (dovuto all’emissione del caldissimo nucleo centrale ricco di azoto e carbonio e spogliato degli strati piu’ esterni, con righe allargate a causa del turbolento vento stellare) oppure con righe in assorbimento (per gli astri piu’ freddi) e vengono allora classificate di tipo O (O-subdwarf).

Figura 1: Spettro blu e verde della nebulosa anulare della Lira M57 registrata con spettrografo equipaggiato con reticolo da 900 l/mm e focale delle ottiche di focalizzazione da 50 mm. La posa e' stata di 5 min su CCD Xpress MX5.
La fenditura e' stata disposta attraverso la nebulosa come indicato nell'inserto della figura.
L'intensita' relativa delle righe cambia dal bordo al centro. L'emissione dell'He II e' piu' intensa al centro (probabilmente a causa dell'elevata temperatura della stella centrale), mentre ossigeno e idrogeno compaiono solo ai bordi.
E' da notare la presenza delle righe dell'Argon (Z=18), elemento pesante non visibile nelle nebulose a emissione e la maggiore intensita' delle righe dell'ossigeno rispetto a quelle dell'idrogeno se questo spettro e' confrontato con quello di M42.


La misura della temperatura degli astri centrali si effettua con il metodo di Zanstra osservando che tutta la radiazione UV emessa dalla stella centrale compresa tra il limite di Lyman dell’idrogeno (912 Ĺ) e dell’elio ionizzato (228 Ĺ) viene assorbita dal gas della nebulosa e riemessa nel visibile attraverso la serie di Balmer, il continuo di Balmer e le righe di O e N.
Dunque misurando l’emissione visibile della nebulosa si puo’ conoscere l’emissione UV della stella centrale e comparandola alla sua luminosita’ nel visibile si calcola la temperatura di corpo nero.

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