La  classificazione  spe.rale  delle  stelle

La  classificazione  spe.rale  delle  stelle  

• Elemen4  di  classificazione  spe.rale  

• Interpretazione  fisica  degli  spe.ri  (cenni)  

• Diagramma  HR  

• Indici  di  colore  

• Spe.roscopi  

SPETTRI  

m ⋅ λ = d ⋅sin θ

SPETTRI:  )pico  spe0ro  stellare  

Lunghezza  d’onda   I

nt en s it à  

Uno   dei   primi   a   osservare   le   stelle   con   uno   spe.roscopio   e   a   formulare   una   prima   classificazione  in  base  agli  spe.ri  fu,  tra  il  1860   e  il  1870,  Angelo  Secchi.  

4  principali  classi  spe.rali  basate  sul  colore  e   sulle  righe  presen4  nello  spe.ro.    

Spe.ro  di  Vega  

Stelle  diverse  hanno  evidentemente  spe.ri  diversi,  ma,  si  possono  individuare  delle  regolarità  ?  

Spe.ro  di  Antares  

Verso  il  1880  Edward  C.  Pickering  (Harvard  College  Observatory)  inizia  il  lavoro  che   porterà  alla  classificazione  di  Harvard,  base  di  tu.e  le  classificazioni  moderne  

Williamina  Fleming  

Antonia  Maury  

Annie  Jump  Cannon  

Cecilia  Helena  Paine   Un  paziente  lavoro…  quasi  tu.o  al  femminile!  

Analizzare  spe.ri  non  è  sempre  un’impresa  facile….  

Spe.ro  di  NGC4151  

La  classificazione  di  Harvard  

Oh! Be A Fine Girl (Guyl) Kiss Me (Right Now!)

Ogni  classe  suddivisa  in  ulteriori  10  so.oclassi   numerate  da  0  a  9.  Es.:  G2  

Only Bored Astronomers Find Gratification Knowing Mnemonics

Schema  di  classificazione  di  Morgan-­‐Keenan   (1953)  

Classe  spe.rale  di  Harvard  

White  dwarfs  

subdwarfs   “dwarfs”  

subgiants   giants   Bright  giants   supergiants   Hypergiants  

Es.:  

Betelgeuse:  M2I   Capella:  G8III   Il  Sole:  G2V  

B5V   A5V  

F5V  

G5V  

K5V   M5V  

Le  stelle  eme.ono  come  corpi  neri  (in  prima  approssimazione)  

!

"T = 2.9 "10

m " K

Legge  di  Wien  

Legge  di  Stefan-­‐Boltzmann  (per  una  sfera  di  raggio  R)  

Legge  di  Planck  

L( !) = 2"

R

# 2hc

/ !

e

hc

!KT

$ 1

Radiazione  di  Corpo  Nero  (caso  del  Sole)  

L’occhio  costruisce  il  colore  sulla  base  di  tre  canali  di  colore   Non  si  vedono  mai  stelle  verdi  

Stelle  di  )po  M  (es.  Antares)  

Stelle  di  )po  B  (es.  Alcyone  –Pleiadi-­‐)  

Le  righe  degli  spe.ri  

Hα

λ(nm)  ≈    1240    

                           E(eV)    

Le  righe  possono  essere  in  assorbimento  o  in  emissione  

M  42  Great  Orion  Nebula  

Spe0ro  di  emissione  di  M42  

Classe  spe.rale  

Il  primo  diagramma  di  Hertzsprung-­‐Russell  (Nature,  1914)  

Modelli  di  evoluzione  stellare  nel  diagramma  HR  in  funzione  della  massa  

Percorso  evolu4vo  del  Sole  nel  diagramma  HR  

Fusione  

dell’idrogeno   Fusione  dell’elio  

Progressivo   raffreddamento  

Ciclo  p-­‐p:  dominante  nel  Sole   e  nelle  stelle  di  massa  minore  

Ciclo  CNO:  dominante     nelle  stelle  con  M  >1.3  M_ (T  >  17  10⁶  K)  

Processi  di  conversione  di  H  in  He  (sequenza  principale)  

Indici  di  Colore  

B ! V = 2.5log F

F

+ C

Anche  se  misura4  a  par4re  dalle  magnitudini  apparen4  sono  una  cara.eris4ca  intrinseca   della  stella,  legata  dire.amente  alla  sua  Temperatura  (e  quindi  al  suo  colore).  

Più  una  stella  è  calda  (blu)  più  l’indice  di  colore  è  piccolo  (fino  ad  assumere  valori  nega4vi)   Si  usano  diversi  indici  di  colore  (es.:  U-­‐B),  ma  il  B-­‐V  è  quello  più  u4lizzato  nel  visibile.  

Il  rapporto  tra  i  flussi   In  due  diverse  bande   dipende  solo  dalla   forma  dello  spe.ro  

Diagramma  HR  sperimentale:  

diagramma  colore-­‐magnitudine   (M_V,  B-­‐V)  

Si  può  costruire  solo  a  par4re   da  misure  fotometriche   (e  conoscendo  le  distanze)  

Se  le  stelle  sono  tu.e  alla  stessa  distanza:    M  =  m  +  cost.  per  tu.e   In  questo  caso:  

(M_V,  B-­‐V)           (V,  B-­‐V)  

Il  diagramma  HR  ha  la  stessa  FORMA  sia  se  usiamo  M  sia  se  usiamo  m  e  si  può  costruire   misurando  SOLO  flussi,  senza  conoscere  la  distanza!  

Vale  per  tur  gli  ammassi  stellari   In  questo  caso:  M13  globular  cluster  

Diagramma  Colore-­‐Magnitudine  di  M45  

Diagramma  Colore-­‐Magnitudine  di  un   campione  di  stelle  misurate  dal  satellite   Hipparcos  

Dalla  differenza  m  –  M  o.eniamo   dire.amente  il  modulo  di  distanza  

E  quindi  la  distanza  dell’ammasso  !  

5 log( d

10 )

Stelle  più  blu                                                Stelle  più  rosse  

Il  punto  di  turn-­‐off  (allontanamento  dalla  sequenza  principale)  fornisce  una  buona  s4ma  dell’età   dell’ammasso  

Dispersione della luce

Gli  spe0roscopi  (elemen))  

m λ = d sin θ

Equazione  del  re4colo  

Reticolo a riflessione

λ

= d sin( θ

− θ

⁾

Parametro principale dei reticoli:

linee/mm (da alcune decine ad alcune migliaia)

Nei reticoli a riflessione l’angolo è misurato rispetto all’angolo di riflessione

(uguale all’angolo d’incidenza)

Schema ottico generale di uno spettroscopio a reticolo (in riflessione)

Ottica di collimazione

Ottica di imaging

Fenditura

(essenziale per

sorgenti estese)

Principali parametri di uno spettroscopio

Reticolo (linee/mm)

Dispersione:

anche in nm/mm:

Potere Risolvente:

Δθ

Δλ = m

d cos θ

Δ λ Δ θ ^f

λ

Δλ = Nm

Maggiore è l’intervallo angolare in cui è disperso un certo intervallo di lunghezze d’onda, maggiore è la dispersione

Fornisce l’intervallo di lunghezze d’onda che cade su un mm di rivelatore

La capacità di risolvere due righe vicine Da 100 linee/mm fino alcune migliaia di linee/mm

d = passo del reticolo

N = numero di linee del reticolo colpite dal fascio incidente

Efficienza di un reticolo

Come varia l’intensità del fascio diffratto in funzione dell’angolo

L’intensità diminuisce al crescere dell’ordine di diffrazione

Ottimizzando l’angolo di taglio delle righe (blazing angle) si può massimizzare l’intensità in un certo ordine.

La forma finale dello spettro S( λ) dipende dallo spettro di partenza S( λ) e dalla funzione di risposta dello strumento R(λ):

S( λ) = R(λ) I(λ)