SPETTRI DELLE STELLE

METODI DI MISURA. Gli spettri delle stelle sono ottenuti mediante spettroscopi a prisma ottico o spettroscopi a reticolo. Le immagini registrate possono poi essere confrontate per la successiva classificazione spettrale. Uno spettro può essere più o meno ricco di dettagli in base alla dispersione dello spettro misurata in lunghezze d'onda per millimetro o per pixel se si tratta di una immagine digitale. Tipicamente da un prisma si ottiene una dispersione di poche decine di nanometri per millimetro. Con gli spettroscopi a reticolo si raggiunge una dispersione di 1-0.01 nm/mm.

Dalle immagini catturate viene determinato il grafico dell'intensità dello spettro di assorbimento in funzione della lunghezza d'onda normalizzata in riferimento allo spettro continuo. Nel grafico dell'intensità è presente anche del rumore esterno che produce fluttuazioni casuali e alcune linee sono così vicine che possono apparire confuse. Le linee spettrali subiscono l'effetto dell'allargamento (↑) dovuto a diversi contributi e che ne alterano l'intensità di radiazione. La larghezza equivalente è l'area di una riga rettangolare che ha la stessa area della riga spettrale allargata dello spettro rilevato. Gli atomi dell'atmosfera delle stelle condizionano molto l'allargamento delle linee spettrali e la larghezza equivalente. Per esempio la larghezza equivalente del ferro dello spettro solare è circa 10 pm.

LA CLASSIFICAZIONE SPETTRALE DI HARVARD. La classificazione delle stelle in base al loro spettro in uso è stata sviluppata nel XX secolo all'Osservatorio di Harvard negli Stati Uniti. Il primo astronomo a ottenere un'immagine dello spettro di una stella (Vega) fu Henry Draper nel 1872. La prima classificazione fu ad opera dell'astronoma Annie J. Cannon e tra il 1918 e il 1924 è stato pubblicato un catalogo con gli spettri di 225000 stelle. La classificazione di Harvard è basata su linee la cui intensità dipende dalla temperatura delle stelle piuttosto che dalla gravità o dalla luminosità. All'inizio gli spettri sono stati classificati in classi che seguivano l'ordine delle lettere nell'alfabeto inglese ma, successivamente, per errori nei primi tentativi di classificare le stelle, è stato necessario cambiare l'ordine di alcune classi ed eliminarne del tutto alcune altre. Con la temperatura che descresce da sinistra a destra la sequenza è :

Ci possono essere lettere aggiuntive associate alla supernovae (Q), alle nebulose planetarie (P) e alle stelle di Wolf-Rayet (W). Nella classe C ed S ci sono stelle simili alle stelle delle classi G - M e che differiscono per la loro composizione chimica. L'aggiunta più recente sono le classi L e T e rappresentano le nane brune.

Gli spettri delle stelle di due classi differiscono sostanzialmente tra di loro. Si è posta quindi la necessità di una graduazione ancora più fine alla quale si è provveduto dividendo gli spettri di ciascuna classe in dieci sottoclassi (ma alle volte sono usati i numeri decimali) . Dopo questa suddivisione un intervallo nella successione degli spettri è per esempio:

Ecco la descrizione delle principlali classi.


CLASSE	COLORE	TEMPERATURA SUPERFICIALE	CARATTERISTICHE LINEE SPETTRALI
O	Blu	20000 - 35000 °K	linee di atomi ionizzati molte volte come He II, C III, N III, O III, S V. linee He I e H molto deboli
B	Bianco-blu	15000 °K	He I ha linee più intense in B2 poi più deboli e non visibili in B9. Visibili le linee O II, Si II e Mg II. linee He II non visibili. Cominciano ad essere più intense le linee H I . linee tipo K di Ca II visibili in B3
A	Bianco	9000 °K	linee H I molto intense in A0 poi di intensità decrescente. linee tipo H e K di Ca II molto intense. linee H I non più visibili. Cominciano ad apparire linee di metalli
F	Giallo-bianco	7000 °K	linee H I più deboli. linee H e K di Ca II più intense. Più intense anche linee di metalli come Fe I, Fe II, Cr II, Ti II
G	Giallo	5500 °K	linee H I ancora più deboli. linee H e K di Ca II molto intense in G0. linee dei metalli ancora più intense
K	Giallo-arancione	4000 °K	Spettro dominato dalle linee dei metalli. linee H I insignificanti. Cominciano ad essere visibili spettri molecolari (TiO)
M C S	Rosso	3000 °K	Intense linee di TiO. Riga Ca I 422.7 nm molto intensa. linee di molti atomi
	Rosso scuro	3000 °K	Stelle di carbonio. Molto rosse. Bande molecolari molto intense come C₂, CN e CH. Assenti le linee TiO
	Rosso	∼3000 °K	Stelle rosse a bassa temperatura. Distinte bande ZrO. Bande di molecole come YO, LaO, TiO
L	Bruno o rosso scuro	2000 °K	Scomparse le bande TiO. Bande larghe ed intense di Na I e K I
T	Bruno scuro (nane brune)	1000 °K	Bande di assorbimento molecolare per CH₄ (metano) e H₂O molto intense

In figura si vede un grafico in cui sono riportate le larghezze equivalenti delle linee in funzione delle temperature superficiali e delle classi spettrali degli elementi chimici più importanti. Nelle prime, calde, classi spettrali sono importanti le linee degli atomi ionizzati e nelle ultime, fredde, classi spettrali sono importanti le linee degli atomi neutri e delle molecole.

Come detto prima la classificazione dell'intensità delle linee spettrali, nella classificazione di Harvard, dipende dalla temperatura. Prendiamo per esempio l'elio. Le linee dell'elio neutro a 402.6 nm e 447.2 nm sono osservate solo negli spettri delle stelle calde (stelle di classe B) : queste linee sono dovute all'assorbimento di atomi eccitati ed è necessaria una temperatura elevata per produrre queste eccitazioni (tramite collisioni). Più temperatura delle stelle aumenta, più atomi di elio sono in uno stato eccitato, e l'intensità delle linee di elio aumenta. Quando la temperatura diventa ancora più elevata, l'elio comincia ad essere ionizzato, e l'inensità delle linee dell'elio neutro inizia a diminuire (stelle in classe O).

LA CLASSIFICAZIONE SPETTRALE DI YERKES. La classificazione di Harvard tiene solo conto della temperatura. Per una classificazione più precisa bisogna tenere conto anche della luminosità della stella. Per esempio due stelle con la stessa temperatura effettiva possono avere luminosità molto diverse. W.W.Morgan, P.C. Keenan e E. Kellman dell'osservatorio di Yerkes hanno elaborato la classificazione spettrale MKK o di Yerkes. Questa si basa su un esame visuale dello spettro da reticolo con una dispersione di 11.5 nm/mm. È stato costruito in riferimento a certe stelle standard e a criteri di definizione della luminosità ed esamina le diverse luminosità che possono avere le stelle a una certa temperatura T. Sono distinte sei diverse classi di luminosità:

Ia. Supergiganti molto luminose
Ib. Supergiganti meno luminose
II. Giganti luminose
III. Giganti normali
IV. Subgiganti
V. Sequenza principale

La classe di luminosità è determinata da linee spettrali che dipendono fortemente dalla gravità superficiale della stella, che, a sua volta, è strettamente collegata alla luminosità. Per esempio le masse delle stelle giganti e delle nane sono molto vicine ma il raggio delle giganti è molto più grande di quello della nane. Allora l'accelerazione gravitazionale g sulla superficie delle giganti è molto minore della g delle nane. Di conseguenza la densità e la pressione dei gas nelle stelle giganti sono più basse con effetti sulla luminosità nello spettro delle stelle che possono essere usati per distinguere le stelle di diversa luminosità.

SPETTRI PECULIARI. Gli spettri di alcune stelle differiscono da quello che ci aspetta in base alla loro temperatura e la luminosità. Queste stelle sono dette peculiari.

Le stelle di Wolf-Rayet sono stelle molto calde ed hanno larghe linee di emissione dell'idrogeno e di elio, carbonio, azoto e ossigeno ionizzati. Sono stelle con una elevata massa ma che perdono i loro strati più esterni a causa di un forte vento stellare. Quindi in superficie ci sono gli strati più interni e ciò causa una diversità negli spettri rilevati. Molte stelle di Wolf-Rayet appartengono a sistemi binari.

Le stelle Be (B=classe, e=emission) e le shell stars dette anche variabili Gamma Cassiopeiae hanno uno spettro è caratterizzato da prominenti linee di emissione dell'idrogeno. Queste linee di emissione si formano a causa di gas stellare in rotazione attorno la stella. Una stella Be molto famosa è Achernar (α-Eridani)

Le stelle tipo P-Cygni hanno uno spettro che consiste nella presenza di linee sia di assorbimento sia di emissione, il che indica l'esistenza di nubi di gas in espansione dalla stella. Sono stelle variabili, in P-Cygni la magnitudine è variata da tre a sei negli ultimi cento anni.

Le stelle Ap (A=classe, p=peculiari) sono stelle con forti campi magnetici e le loro linee sono divise in molte componenti a causa dell'effetto Zeeman.

Le stelle Am (A=classe, m=metalliche) hanno linee intense di terre rare e metalli pesanti, mentre quelle del calcio sono deboli.

Infine le stelle S e C, considerate particolari casi delle classi K−M, sono stelle peculiari. Nelle stelle S le linee del titanio, scandio e ossido di vanadio sono state sostituite con linee di ossidi di elementi pesanti come zirconio, yttrio e bario. Molte stelle S sono variabili. La lettera C nelle stelle C si riferisce al carbonio perchè sono intense linee di vari composti del carbonio come CN, C₂ e CH. L'abbondanza del carbonio rispetto l'ossigeno è 4-5 volte maggiore rispetto le stelle M di cui costituiscono una variante.

IL DIAGRAMMA DI HERTZSPRUNG-RUSSELL. Nel 1910 E. Hertzsprung e H.N. Russell studiarono la relazione tra magnitudine assoluta e le classi spettrali delle stelle. Il diagramma che ne risultò fu chiamato diagramma di Hertzsprung-Russell o diagramma HR. Dallo studio del diagramma emerge che molte stelle sono collocate in una linea diagonale detta sequenza principale. Il Sole è collocato a metà della sequenza principale.

Il diagramma HR mostra che le stelle gialle e rosse (classi spettrali G-K-M) sono divise in due gruppi separati: il gruppo delle nane nella sequenza principale e il gruppo delle giganti.

Achernar , la più famosa stella Be

Le stelle giganti sono riunite in diversi gruppi distinti. C'è un ramo orizzontale delle giganti in cui la magnitudine visuale è m∼0. Poi c'è un piccolo ramo delle giganti rosse che sale quasi verticalmente dalla sequenza principale avvicinandosi al gruppo delle giganti mantenendosi all'interno delle classi spettrali K−M. Infine c'è un ramo asintotico delle giganti che dal ramo orizzontale si sposta verso classi spettrali più calde e luminose. Questi rami rappresentano fasi differenti dell'evoluzione delle stelle. Aree di densità elevata corrispondono a stati evolutivi di lunga durata. Le stelle giganti rosse più luminose sono le supergiganti rosse come Betelgeuse che ha una magnitudine M_V=-7 e una raggio 400 volte quello solare. Dieci magnitudini sotto la sequenza principale c'è il gruppo delle nane bianche. Sono stelle molto diffuse nell'Universo ma sono deboli e difficili da trovare. Il più famoso esempio è Sirio B, la compagna di Sirio. Vi è infine un gruppo di stelle collocato tra il gruppo delle giganti ma chiaramente al di sopra della sequenza principale: è il gruppo delle subgiganti (ma ci sono anche stelle che si trovano tra il gruppo delle nane bianche e la sequenza principale: sono stelle subnane) .

Bisogna considerare che nella costruzione del diagramma HR sono presenti effetti di selezione dovuti al fatto che riusciamo a individuare più facilmente le stelle lontane più luminose. Un digramma HR con solo le stelle entro una certa distanza dal Sole sarà un pò diverso.

MODELLI DI ATMOSFERE DELLE STELLE. Per poter interpretare correttamente gli spettri delle stelle occorre avere dei modelli sulla struttura delle atmosfere stellari. Un modello reale deve tener conto di numerosi fattori come il campo magnetico o la rotazione. Un modello semplificato di un'atmosfera delle stelle la ipotizza non magnetizzata e statica e con questo si può ricavare la distribuzione della pressione e temperatura con la profondità. In questo modello occorre risolvere due equazioni differenziali: una dell'equilibrio idrostatico, da cui si ricava la distribuzione della pressione, e una del trasporto di energia, che ha diverse forme a secondo se l'atmosfera è convettiva o radiativa, e determina la distribuzione della temperatura. Queste distribuzioni sono comunque espresse in termini di spessore ottico τ.

Consideriamo una linea spettrale che viene generata quando un atomo in uno stato energetico assorbe un fotone. Per un certo modello di atmosfera il numero di atomi che si trovano nel livello di assorbimento dipende dallo spessore ottico τ. Uno strato sopra un certo spessore ottico τ ha un più elevato numero di atomi nel livello di assorbimento. Cioè le linee di assorbimento più intense hanno origine nei livelli più alti di atmosfera.