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GLI SPETTRI DELLE STELLE


Tipi spettrali:

O - B - A - F - G - K - M


Le stelle di tipo G
Le stelle di tipo G coprono lĺintervallo di temperature superficiali che si estende da 4800 a 6000 K per le nane e tra 4200 e 5400 K per le supergiganti.
Nello spettro delle stelle di classe G, rispetto alle stelle di classe K, si indeboliscono le righe dei metalli neutri e compaiono, seppur deboli, le righe di metalli ionizzati.
Nelle subclassi pi¨ prossime alla K raggiungono la loro massima intensitÓ le righe del Ca II (H e K secondo la designazione di Fraunhofer).
Si intensificano le righe della serie di Balmer dellĺidrogeno, poichÚ la temperatura pi¨ alta favorisce la popolazione della prima orbita eccitata che dÓ origine alla serie di Balmer.
Le sottoclassi vengono ben individuate dal rapporto tra lĺintensitÓ delle righe H d e Fe I a 4144 ┼. Inoltre la classe G Ŕ lĺultima a mostrare bande molecolari. A temperature maggiori tutte le molecole vengono dissociate (se si eccettua il radicale CH che persiste anche nelle subclassi F piu' avanzate).

Tra le stelle appartenenti alla classe G troviamo:
Sole (G2 V), Capella (G0 III + G5 III),h Boo (G0 IV), V509 Cas (G4 Ia), a Cen A (G2 V), 9 Ceti (G2 V), r Crb (G2 V)

Il sole e' la stella di classe G indubbiamente meglio osservabile!
Piu' precisamente e' classificato G2 V e cioe' stella nana di sequenza principale con una temperatura efficace di 5800 K.
Grazie alla sua luminosita' si presta ad una analisi spettroscopica estremamente dettagliata e funge spesso da spettro di riferimento.
Il primo ad accorgersi della presenza di righe scure che solcano lo spettro solare fu William Wollaston nel 1802 che descrive la sua esperienza di dispersione dei raggi solari attraverso un prisma. Le sue osservazioni sono descritte nell'articolo "A method of examining refractive and dispersive powers by prismatic reflections" nel quale interpreta le righe scure come i confini tra un colore e il successivo.
Qualche anno dopo, il grande genio dell'ottica Joseph Fraunhofer, perfeziona il metodo della dispersione del prisma, anteponendolo ad un piccolo cannocchiale.
Tra l'estremo rosso e il blu conta piu' di 500 righe scure e nomina le piu' appariscenti con le lettere dell'alfabeto che sono poi rimaste nella comune notazione spettroscopica (figura 1).

Figura 1: Spettro solare registrato su pellicola TP 2415 con risoluzione di circa 5 ┼.

La radiazione emessa dal sole Ŕ a grandi linee approssimata da quella di un corpo nero.
Dalla legge di Wien otteniamo la lunghezza dĺonda del massimo spettrale l max=2898/T = 0,5 m m ovvero 5000 ┼ (T Ŕ espresso in gradi Kelvin).

Figura 2: Spettro solare registrato con risoluzione di 0,7 ┼ su CCD. Lo spettro e' visionabile in dettaglio con l'identificazione delle righe piu' intense selezionando la finestra spettrale di interesse nella tabella che segue.

Intervallo finestra spettrale Bande principali
3700 - 3975 ┼ (clic) H and K Ca II lines
3975 - 4200 ┼ (clic) H d
4150 - 4420 ┼ (clic) CH "G" band
4400 - 4675 ┼ (clic) linee metalli Fe I, Ca I, Ba II, Sr I ů
4675 - 4875 ┼ (clic) H b
4855 - 5155 ┼ (clic) H b ,Fe I, Fe II, Ba II , Ti ...
5155 - 5460 ┼ (clic) tripletto Mg "b"
5460 - 5730 ┼ (clic) linee metalli Fe I, Fe II, Mg I ů
5725 - 6070 ┼ (clic) doppietto Na "D"
6050 - 6355 ┼ (clic) linee metalli Ca I, Fe I
6350 - 6775 ┼ (clic) H a

(Clic sulla finestra spettrale per aprire lo spettro relativo)



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