SPETTROSCOPIA 2019

Da Associazione Astrofili di Piombino.

Anno 2019



SPETTRI RIPRESI NELL'ANNO 2019




  • Spettro della stella Beta Lyrae.


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- Beta Lyrae: spettro ripreso nel mese di settembre 2019

Abbiamo calibrato lo spettroscopio per riprendere la linea dell'elio che si trova a 6.678 Angstrom.
Proponiamo due versioni dello spettro: una in cui abbiamo calibrato in lunghezza d'onda, mentre l'altro è calibrato in velocità. Infatti utilizzando l'effetto Doppler è possibile collegare direttamente una lunghezza d'onda ad una velocità unica.
La linea appare nettamente diversa rispetto all'idrogeno, innanzitutto perché ha una struttura indubbiamente più complessa. Notare come sia divisa in due parti in emissione, eppure presenti un “core” in assorbimento.
E' anche interessante leggere le velocità relative, la linea si estende da -500 km/s a +500 km/s : queste sono le velocità in gioco dei venti stellari. Tale linea si modifica molto rapidamente nel corso di poche ore. Sarebbe interessante ottenere una serie per verificare le variazioni.


- Beta Lyrae su Wikipedia :





  • Spettro della stella Scheat - Beta Pegasi.


Immagine:Scheat_-_Beta_Pegasi_2019_rsz.jpg

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- Scheat (Beta Pegasi): spettro ripreso nel mese di agosto 2019

Illustriamo l'elaborazione finale dello spettro della stella Scheat, ovvero Beta Pegasi.

E' una stella di classe MII, ovvero una classe "fredda". Infatti la sua temperatura superficiale è molto bassa, in quanto si attesta attorno ai 3.700 °K, contro i 5.800 del Sole.
Si tratta quindi una gigante rossa, vicino alla fine della sua vita.
La luminosità si attesta attorno a 1500 volte quella del Sole, presenta un raggio 95 volte maggiore e una massa di 6 volte maggiore.

Lo spettro è tipico delle giganti rosse: sono presenti moltissime righe in assorbimento.
Quella più profonda è segnata dal rettangolo rosso in trasparenza. Si tratta della riga H-alpha, ovvero la riga più intensa dell'idrogeno.

Le altre righe sono in massima parte create dal ferro.
Come mai l'idrogeno è comunque così debole se paragonato alle altre righe del ferro?
Siccome la stella è composta principalmente da idrogeno, non dovrebbe essere estremamente più profonda?
Questo sarebbe vero, ma bisogna tenere anche conto della temperatura della stella.
La temperatura è così bassa che la stella non riesce più ad eccitare la transizione dell'idrogeno, mentre riesce molto più facilmente a eccitare quelle del ferro (sono meno energetiche).

Quindi è un fatto dovuto esclusivamente alla temperatura: quando la stella si raffredderà ancora di più le righe dell'idrogeno spariranno lasciando il posto alle bande molecolari: infatti a temperature molto basse iniziano a crearsi delle molecole nell'atmosfera stellare (come ossido di titanio, TiO, e ossido di zirconio, ZrO) che oscurano totalmente le righe atomiche.


- Beta Pegasi su Wikipedia :





  • Spettri della stella Sigma Orionis.


Immagine:NaD_HeLines_02-01-19_1024px.JPG

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- NaD_He Lines
Lo spettro della stella è stato ripreso per circa mezz'ora nei dintorni della riga dell'elio a 5875 Angstrom.
Si vede molto bene la riga larga dell'elio, che appartiene alla stella. Inoltre si vedono le due linee del sodio neutro a 5889 Å e a 5895 Å dovute al mezzo interstellare.
La diversa larghezza che si vede fra l'elio e il sodio indica che in questi due sistemi (mezzo interstellare e stella) avvengono fenomeni fisici completamente diversi.
La riga dell'elio è molto più larga, questo perché la stella ruota piuttosto velocemente su sé stessa, e questo causa un allargamento della riga (rotational broadening).
Inoltre la temperatura alta della stella produce un allargamento intrinseco della riga.
Di contro le righe in assorbimento del mezzo interstellare "sondano" una situazione fisica nettamente diversa: bassissime temperature (pochi Kelvin) e ovviamente nessuna rotazione. Le linee appaiono quindi molto più strette.
Nella figura sono presenti due spettri: quello realizzato a Piombino (indicato con la sigla LHIRESIII) e uno di confronto dell'ESO (European Southern Observatory, sulla Ande, in Cile, indicato con la sigla ESO UVES). A parte la risoluzione differente, gli spettri sono ben compatibili.

Lo strumento UVES è installato sul VLT (Very Large Telescope), Cerro Paranal :

https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/uves.html




Immagine:AtmLines_02-01-191024px.JPG

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- http://www.astropiombino.org/images/8/84/AtmLines_02-01-19.jpg


- Atm Lines
Si vede un interessante sistema di linee pressoché equispaziate (ben confrontabili con quelle dell’ESO), che però non appartengono alla stella, ma bensì sono causate dalla nostra atmosfera.
In particolare questo sistema di linee è causato dall'ossigeno molecolare (O2) atmosferico.






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