Astronomia
Lezione 19/11/2012
Docente: Alessandro Melchiorri
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Libri di testo consigliati:
- An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley - Astronomy: A physical perspective, Marc L. Kutner, Cambridge University Press.
- Fundamental Astronomy, Karttunen e altri, Springer - Elementi di Astronomia, P. Giannone.
Opacita’
Un raggio di luce che attraversa un gas perde fotoni per assorbimento.
L’equazione che descrive questo processo e’ la seguente:
vale a dire che l’assorbimento per lunghezza d’onda e’ proporzionale al cammino ds nel gas, alla densita’ del gas e alla intesita’ iniziale stessa. La quantita’ kl e’ detta coefficiente di
assorbimento o opacita’ e dipende dalla densita’, temperatura e composizione del gas.
Sorgenti Generali di Opacita’
I processi che danno luogo all’opacita’ di un raggio di luce ed ad un diminuire della sua
Intensita’ possono provenire da un assorbimento dei fotoni che lo costituiscono (i fotoni in questo caso scompaiono e la loro energia si trasforma in energia termica del gas) o in uno scattering del fotone in un’altra direzione (quindi ne vediamo meno). Se questi processi variano lentamente con la lunghezza d’onda, allora il coefficiente di assorbimento kl dipende lentamente dalla lunghezza d’onda e l’assorbimento e’ continuo nello spettro.
Altrimenti se varia rapidamente abbiamo la formazione di righe. Essenzialmente si hanno quattro meccanismi fisici che portano ad assorbimento o scattering di fotoni:
1- Transizioni legato-legato (bound-bound): In questo caso il fotone viene assorbito da un atomo e un elettrone si sposta a livello energetico piu’ alto. L’elettrone puo’ quindi tornare al livello di partenza e riemettere lo stesso fotone. In questo caso e’ un processo di scattering.
Oppure puo’ tornare ad un livello diverso, quindi il fotone originario e’ perso come in un
processo di assorbimento. Un importante sottoprodotto di questo processo di assorbimento e’
la degradazione dell’energia media dei fotoni del campo di radiazione.
Se infatti l’elettrone si diseccita passando per due stati, emettera’ due fotoni di energia inferiore di quello iniziale.
Per questo processo l’opacita’ klBB e’ piccola per il continuo ed e’ rilevante solo per alcune frequenze (righe)
2- Assorbimento legato-libero (bound-free): in questo caso il fotone ha abbastanza energia per Ionizzare l’atomo. Chiaramente tutti i fotoni con lunghezza d’onda minore di:
(dove cn e’ l’energia di ionizzazione si un atomo al livello di eccitazione n) saranno assorbiti. Quindi questo processo con opacita’ klBF contibuisce al continuo.
Il processo inverso (un elettrone viene catturato da un atomo emettendo un fotone) puo’
anch’esso ridurre l’energia media dei fotoni perche’ l’elettrone puo’ essere catturato in un’
orbita piu’ esterna.
3- Assorbimento libero-libero (free-free). Se un elettrone passa accanto ad uno ione,
questo puo’ frenare emettendo un fotone (radiazione di bremsstrahlung o di frenamento). Il Processo che ci interessa e’ quello inverso, un elettrone passa accanto ad uno ione ed
accelera assorbendo un fotone. L’opacita di questo processo klFF contribuisce quindi al continuo.
4- Thomson Scattering (electron-scattering): quando un elettrone libero si scontra con un fotone si ha lo scattering Thomson. Questo puo’ avvenire a qualunque frequenza e quindi il coefficiente di opacita’ dello scattering Thomson klES non dipende dalla frequenza
e quindi ha un effetto sul continuo dello spettro.
Il valore della sezione d’urto dello scattering Thomson e’:
che e’ molto minore della sezione d’urto per ionizzazione dell’atomo di Idrogeno:
Quindi lo scattering Thomson ha effetto considerevole solo a grandi temperature, quando vi sono molti elettroni liberi nell’atmosfera stellare.
L’energia di ionizzazione di un atomo di idrogeno eccitato con l’elettrone nello stato n=2 e’ pari a:
si ha quindi che se n=2 e’ popolato l’intensita’ della luce a lunghezze d’onda inferiori a
subira’ un assorbimento continuo dovuto all’assorbimento legato-libero.
Questo Salto di Balmer e’ chiaramente visibile, ad esempio nel Sole (figura sopra).
Il massimo numero di atomi di idrogeno Eccitati con n=2 si ha per temperature di Circa T=9900K. Queste sono le stelle di classe spettrale A0.
Il valore di 364.7nm al di sotto del
Quale si ha il salto di Balmer e’ al centro della banda U (365 nm).
Ci possiamo quindi aspettare che stelle di tipo A0 siano meno luminose in questa banda e quindi abbiano indice di colore U-B piu’ grande (U e’ magnitudine).
Le stelle di tipo A0 sono infatti quelle che si discostano di piu’ da un corpo nero In un diagramma colore-colore.
(Vedi sopra).
Il Salto di Balmer puo’ essere usato per determinare la temperatura dell’atmosfera stellare.
Assorbimento da parte di ione negativo H- e altri
Per stelle a temperature sufficientemente basse (sotto F0) il contributo maggiore alla opacita’ viene dallo ione negativo di idrogeno H-.
Questo ione consiste in un atomo di idrogeno con 2 elettroni. La cosa e’ possibile se
uno dei due elettroni e’ piu’ vicino al nucleo dell’altro. A causa della schermatura parziale da parte del nucleo e’ possibile avere un tale tipo di configurazione stabile.
L’energia di ionizzazione e’ molto bassa 0.754 eV corrispondente a 1640 nm.
Per tutte le lunghezze d’onda inferiori a 1640 nm si avra’ assorbimento continuo, In stelle a bassa temperatura da classe F0 in giu’.
Per stelle di tipo A e B all’opacita’ contribuiscono maggiormente la fotoionizzazione dell’idrogeno e l’assorbimento free-free.
Per stelle di tipo O invece e’ piu’ importante l’assorbimento dovuto allo scattering Thomson.
per stelle molto fredde abbiamo assorbimento da parte di molecole per processi Legato-legato o legato-libero.
In generale quindi l’opacita’ totale in una stella sara’ la somma di diversi termini piu’ o meno importanti:
l’opacita’ totale non dipende solo dalla lunghezza d’onda ma dalla temperatura, composizione e densita’ dell’atmosfera stellare.
E’ utile considerare una opacita’ che non dipende dalla lunghezza d’onda e considerarne una media pesata. La media maggiormente utilizzata e’ la media di Rosseland che ha
Il maggior contributo dai valori di opacita’ k minori, pesata per le variazioni del corpo nero a quelle frequenze:
questo valore medio non dipende piu’ dalla frequenza ma dalla temperatura, densita’ e composizione della stella.
Opacita’ totale e media di Rosseland
Media di Rosseland
Sfortunatamente non si hanno delle espressioni analitiche per le opacita’ medie nel caso di sistemi legato-legato perche’ le transizioni sono troppo complesse.
Si hanno pero’ le seguenti utili espressioni per i meccanismi legato-libero (bound-free) e libero-libero (free-free):
Dove r e’ la densita’ in kg/m^3, T e’ la temperatura in K, mentre X, Y e Z sono le Abbondanze in idrogeno, elio e metalli definite cosi’:
con, chiaramente, X+Y+Z=1. I termini gff e gbf sono chiamati fattori di Gaunt, hanno origine quanto-meccanica e sono dell’ordine di 1. t invece e’ detto fattore di ghigliottina e vale da 1 a 100 e determina il cut-off dell’atomo ionizzato.
Media di Rosseland
Queste opacita’ hanno un andamento funzionale del tipo:
Dove il coefficiente k0 e’ praticamente costante una volta fissata la composizione della stella. Questo andamento prende il nome di legge di opacita’ di Kramers.
Per quanto riguarda lo scattering Thomson elettrone-fotone, questo non dipende dalla frequenza. Il valore medio di Rosseland e’ data da:
Per il termine di ionizzazione dello ione H- invece si ha la seguente formula approssimata:
nel caso in cui:
(i valori di X e Z sono tipici per stelle in sequenza principale).
Media di Rosseland
Si puo’ quindi considerare una opacita’ media totale:
Un calcolo teorico per valori di opacita’ totale in funzione della temperatura e densita’
e’ riportato in figura. Si ha che a) Aumentando la densita’ aumenta k a parita’ di Temperatura. Guardando a densita’ costante, il primo picco e’ dovuto alle transizioni legato-legato dell’idrogeno, la discesa seguente e’ invece dovuta a meccanismi
Libero-legato e libero-libero (va come T^-3.5). I due picchi seguenti sono dovuti
all’Elio He II ionizzato (T=40000K) e a metalli come il Ferro. Tutte le curve poi convergono Ad un solo valore dato da processi di scattering Thomson (che non dipende ne’ da densita’
ne’ da temperatura).
Equazione del Trasporto Radiativo
Durante il suo cammino il raggio luminoso potra’ anche incrementare la sua intensita’
grazie a fenomeni di emissione. In questo caso:
dove jl e’ detto coefficiente di emissione.
Considerando sia assorbimento che emissione si ha:
Dividendo ambo i membri si puo’ riscrivere come:
Ovvero:
Detta equazione del trasporto radiativo, definendo come funzione sorgente:
Equazione del Trasporto Radiativo
Se l’intensita’ e’ uguale alla funzione sorgente allora e’ costante.
Se l’intensita’ e’ maggiore della funzione sorgente allora decresce.
Se l’intensita’ e’ minore della funzione sorgente allora cresce.
L’intensita’ tende ad avere il valore della funzione sorgente, vale a dire pari al rapporto tra emissione e assorbimento nel punto
(esempio con targhe di macchine in autostrade americane).
Osservazioni a
telecopi ottici
Im_spettro_NovaCyg78
Im_spettroAGD
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