Sauro Donati Astronomy Page


 

Spettro del Sole realizzato con il reticolo Star Analyzer da 200 linee/mm, dall'interno di una stanza nella quale stato creato il buio. Una fenditura larga 0,5 mm e alta 60 mm stata posizionata davanti a una finestra e fotografata con un teleobiettivo dalla distanza di 6 metri. Nell'inserto in alto a destra visibile una porzione dello spettro, ripreso con una fenditura auto costruita di circa 50 micron, ma questa volta con un reticolo di diffrazione di 300l/mm, sistemato al posto dell'obiettivo di un tubo per cannocchiale 60/700, puntato direttamente sul Sole E' evidente il miglioramento della risoluzione. Si riescono a separare bene le due "righe" del Mg, che prima erano fuse in una unica.

 

Quando la radiazione che emette un corpo incandescente attraversa un gas a bassa pressione, gli atomi del gas sottraggono specifiche lunghezze d'onda alla radiazione, corrispondenti a righe scure nello spettro di assorbimento. Grazie alla posizione di tali righe sullo spettro continuo, si pu risalire alla composizione chimica delle fotosfere stellari

CLASSI SPETTRALI

 

Classe spettrale

Tipo di stella

Temperatura (K)

O

 Azzurre

>30000

B

Bianche

30000 - 12000

A

Bianche

12000 - 8000

F

Bianco-Gialle

8000 - 6000

G

Gialle

6000 - 4000

K

Arancio

5000 - 3000

M

Rosso

< di 3000

Le stelle sono state classificate in base all'aspetto delle righe dell'Idrogeno, della serie detta di Balmer e sull'apparire delle righe cosiddette metalliche, che sono del tutto assenti nelle stelle vicine alla classe O, ma che dominano gli spettri delle stelle prossime alla classe M. Ciascuna classe stata poi suddivisa in 10 sottoclassi. Sulla base di questa suddivisione, il Sole appartiene alla classe G0.

Esistono altre tre classi: le S, simili alle M ma molto rare a causa di righe di ossido di Zirconio negli spettri; le R e N simili alle M, rare, i cui spettri sono dominati dal Carbonio.

Lo Star Analyzer, pu essere impiegato anche per realizzare spettri stellari:

Spettro senza inseguimento stellare

 

Puntando il telescopio su un campo stellare e spegnendo l'inseguitore si ottengono diverse strisciate, che simulano piuttosto bene le fenditure.

In questo caso nel campo del telescopio sono finite due stelle del Toro: la 78 Tau e la 77 Tau. La posa stata di 20sec.

La 78 Tau presenta due pronunciate righe di assorbimento nella zona blu dello spettro, rivelandoci la sua appartenenza alle stelle pi calde.

Si tratta di righe della serie di Balmer, corrispondenti alla Hγ (quella pi a sinistra) ed alla Hβ. Da notare che questa riga anche se assai pi debole, compare nello spettro solare (vedi sopra), alla lunghezza d'onda di 4861.

Analisi spettrali pi approfondite ci informano che l'astro appartiene alla classe A7, mentre la 77 Tau (a destra) appartiene alla classe G7.

 

Spettro con inseguimento stellare

 

Gli spettri stellari possono essere effettuati seguendo la stella per diversi minuti, nel caso in cui sia particolarmente debole

A questo punto ci vengono in aiuto programmi specifici (ad es. Visual Spec) che permettono di eseguire uno stretching  dell'immagine per evidenziare le righe di assorbimento. A sinistra la stella Menkar (Alfa Cet) di classe M2III che ha subito il processo descritto. In questo caso l'elaborazione in verticale stata effettuata con il programma Photoshop.

 

Da notare la somiglianza degli spettri di Sirio e 78 Tau, appartenenti alla stessa classe, ma con sottoclassi diverse   Spettri abbastanza simili tra Aldebaran (α Tau) e Betelgeuse  (α Ori) entrambe giganti rosse ma di classe diversa

Sirio  A1V

78 Tau   A7III

 

Aldebaran   K5III

Betelgeuse   M1-2Iab

 

Spettro di Sirio con le righe della Serie di Balmer Hγ, Hβ e Hα, tipiche di stelle delle prime classi spettrali .

Il forte inquinamento luminoso della zona ove sorge l'osservatorio cittadino evidenziato dalle righe in emissione del

Mercurio (Hg) e del Sodio (Na)

 

Nello spettro di una gigante rossa sono deboli le righe della serie di Balmer, mentre risultano evidenti righe sottili riunite tra loro a formare bande o gruppi con tracce di metalli e idrocarburi. Nello spettrogramma stato lasciato lo stretching della stella (a sx).     

 

La stella principale dell'Auriga , in realt, un sistema multiplo formato da una decina di stelle. Le due componenti principali sono della stessa classe del Sole, ma hanno dimensioni molto maggiori. Queste due stelle hanno una debole compagna che essa stessa una stella doppia, costituita a sua volta da 2 nane rosse di classe M, che orbitano attorno alla coppia principale alla distanza di circa 11.000 U.A.

 


 

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