PLS 2013
Laboratorio 3
La radiazione elettromagnetica dal Cosmo
Spettroscopia ottica di oggetti celesti
(stelle, gas, galassie)
• Cos’è (e come si ottiene) uno spettro
• A cosa serve uno spettro
• Come si analizza uno spettro
Cos’è uno spettro
Nel 1721 Newton dimostra che i colori sono componenti
della luce bianca e non generati dal prisma.
Isaac Newton (1642-1727)
Nel 1802 il chimico inglese Wollanston si accorge che nello spettro del sole (e dei pianeti) sono presenti 7 righe scure.
Nel 1814 il fisico tedesco Fraunhofer misura piu’ di 500 righe
Fraunhofer (1787- 1826)
A banda O2 molecolare ns atmosfera 7594 – 7621
B band 6867-6884 C Halpha 6563
a banda O2 6276-6287 D1 e D2 NaI 5896 5890 E FeI 5270
b1 b2 b3 b4 MgI 5184, 5173, 5169, 5167 F Hbeta 4861
G Fe 4308 (+ altre abs features Ca ,molecole CH) K 3934
H 3968 Fraunhofer
ID Wavelength
A
A banda O2 atmosfera 7594-7621
B banda O2 atmosfera 6867-6884
C riga 6563
a banda O2 atmosfera 6276-6287
D (D1 + D2) Riga (doppietto) NA I 5890 + 5896
E riga Fe I 5270
b (b1+b2+b3+b4) Riga (multipla) Mg I 5184 + 5173 + 5169 + 5167
F riga 4861
G banda Fe I + Ca I +
molecole CH 4308
H riga Ca II 3968
K riga Ca II 3934
Nel 1859 il fisico tedesco Kirchhoff enuncia 3 leggi empiriche
Kirchhoff (1766- 1828)
Fiamme al becco Bunsen di potassio, litio,
Stronzio, calcio, sodio-
Bunsen
chimico-fisico tedesco (1811- 1899)
• un corpo denso (solido, liquido o gas ad alta pressione) incandescente genera uno spettro continuo.
• un gas rarefatto (quindi a bassa pressione) incandescente genera uno spettro ad
emissione
• una sorgente che emette uno spettro
continuo e un gas freddo posto davanti ad essa generano uno spettro di assorbimento
He
N O C H
S
Ca
Fe
Xe
• Perché le righe?
Spettroscopia di oggetti celesti
1901
Le ultime parole famose…. del filosofo Auguste Comte
che nel volume (dei suoi «Corsi di Filosofia positiva» dedicato alla
filosofia dell’astronomia e della fisica scrive.
à l'égard des astres. (...) Nous concevons la possibilité de déterminer leurs formes, leurs distances, leurs grandeurs et leurs mouvemens;
tandis que nous ne saurions jamais étudier par aucun moyen leur composition chimique, ou leur structure minéralogique, et, à plus forte raison, la nature des corps organisés qui vivent à leur surface
Comte
(1798- 1857)
Osservando e confrontando le
differenze fra gli spettri delle stelle possiamo dedurre
la composizione chimica e la
temperatura delle loro parte più esterna (fotosfera).
B A
F
G K
O
Gli spettri delle stelle mostrano (quasi sempre solo) righe di
assorbimento
Le righe in assorbimento possono essere più o meno «forti».
La «forza» degli assorbimenti dipende dall’ abbondanza
dell’elemento che provoca
l’assorbimento, ma ancora di più dalla temperatura.
Nel sole l’ idrogeno è molto più
abbondante del calcio, ma le righe del calcio ionizzato sono molto più forti di quelle dell’idrogeno.
K & H Ca II
Le regioni di intensa formazione stellare mostrano spettri di pura emissione.
La nebulosa di Orione
Come sono gli spettri delle galassie?
Una galassia è costituita da
Lo spettro ottico di una galassia è il risultato della somma delle
componenti stellari e gassose (calde)
stelle gas polvere
Le galassie ci appaiono sotto 3 forme diverse
ellittiche spirali irregolari
M 87 NGC 2997 LMC
Ellittiche
forma regolare
prive di stelle giovani prive di gas e polvere molto massicce e
luminose
Spirali
bulge + disco
formano ancora stelle ricche di gas e polvere
la formazione stellare
è maggiore nelle spirali
più avanzate
Irregolari
aspetto irregolare elevata formazione stellare.
ricche di gas e polvere
meno massicce e
luminose delle altre
Che tipo di spettro ci aspettiamo?
Che tipo di spettro ci aspettiamo?
Che tipo di spettro ci aspettiamo?
La «forza» delle righe in emissione è funzione del tipo morfologico delle galassie.
Principali righe in assorbimento in una galassia (ellittica)
• K e H Ca II 3934 3968
• G band 4304
• b Mg I 5175
• D Na I 5894
Alcune fra le righe in emissione sono indicate col simbolo fra
parentesi quadra.
Esempio [O III],[O II], [N II], [S II]
ecc.
Il simbolo indica che sono righe PROIBITE.
Ma allora perché le osserviamo?
Le righe proibite si osservano in condizioni di bassa densità quando l'elettrone che si trova in uno stato metastabile da cui non viene diseccitato per collisione. Se così fosse “non avrebbe il tempo” per emettere un fotone.
Se la densità è bassa il tempo di collisione varia fra i 10 e i 10 000 secondi l'elettrone decade spontaneamente dallo stato emettendo un fotone
Le prime righe proibite [OIII] 4959 e 5007 furono osservate nel 1860 negli spettri delle nebulose planetarie e si pensò che fossero dovute ad un nuovo elemento (nebulio) ci volle quasi un secolo (1928) per capire la loro vera natura.
Bowen 1898- 1973
Stimare la densità utilizzando il rapporto fra le righe proibite
Stimare la temperatura utilizzando il rapporto fra le righe proibite dell’O
• Cosa possiamo fare con lo spettro ottico di una galassia ?
• Misurare lo spostamento delle righe spettrali per determinare la loro
distanza
d H
v
r=
0• Se lo spettro presenta righe di emissione dal rapporto di alcune righe si può
capire se la ionizzazione del gas è
avvenuta attraverso il meccanismo della formazione stellare o per altre cause…
Esistono galassie dagli spettri «strani»
Sy 1
• L’utilizzo di diagrammi diagnostici
permette di stabilire se una galassia è una semplice «star burst» o se invece racchiude al suo interno un nucleo
galattico attivo.
E per finire… in bellezza… I quasars
Z=0.1
Z=0.3 Z=0.2
Z=0.4
Z=0.6
Z=0.8
