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Classi spettrali

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by

Gioele Biagiotti

on 7 July 2014

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Transcript of Classi spettrali

Questo spettrografo a fenditura di facile utilizzo possiede tutte le caratteristiche di
uno spettrografo professionale. Si distingue per le seguenti caratteristiche:

- due differenti reticoli a riflessione e ottiche di alta qualità, ottenendo un’elevata
efficienza luminosa;
- regolazione molto precisa del fascio luminoso;
- è possibile esaminare anche gli oggetti diffusi e dotati di dimensione discreta;
- precisa classificazione spettrale delle stelle;
- copre l’intera regione spettrale del visibile e dell’infrarosso vicino;
- posizionamento e regolazione ottimale degli oggetti del cielo;
- impiego in spazi ridotti;
- lo spettro può essere esaminato direttamente;
- forma tre immagini simultanee;
- gli spettri possono essere registrati con una webcam, con una camera digitale
o con una camera CCD.


Lo spettroscopio Professionale DADOS
®
Si tratta di un riflettore utilizzato ampiamente negli osservatori. Lo specchio primario e il secondario hanno forme particolari: iperboloidali. Queste forme riducono drasticamente ogni tipo di aberrazione extra-assiale. Il
Telescopio ritchey-Chétien è uno strumento prettamente fotografico, in grado di fornire risultati senza compromessi. Come difetto ha un’ostruzione centrale molto elevata do vuta al fuoco secondario cheè responsabile di una perdita di contrasto dei dettagli più fini.
Il telescopio Ritchey-Chretién
Il modello di corpo nero
Lo strumento principe dell'indagine spettroscopica è ovviamente lo spettroscopio, il cui componente principale è l'elemento dispersivo, quello che disperde un raggio di luce bianca nei colori dell'iride. Tale elemento può essere fondamentalmente un prisma o un reticolo di diffrazione.

La diffrazione con reticolo
La diffrazione è un fenomeno basato sulla natura ondulatoria della luce e consiste nella deviazione rispetto alla propagazione in linea retta che un’onda presenta quando incontra un ostacolo. Il reticolo di diffrazione è un componente ottico costituito da una lastra di vetro sulla cui superficie è incisa una trama di linee parallele, uguali ed equidistanti, a distanze confrontabili con la lunghezza d'onda della luce. Viene usato per separare i colori della luce, sfruttando la sua natura ondulatoria.
Un fascio luminoso che incide su un reticolo dà origine a vari fasci diffratti (figura a destra), ad angoli che dipendono dal rapporto fra la distanza tra le righe del reticolo e la lunghezza d'onda della luce: se il fascio luminoso è composto di più lunghezze d'onda, percepite dall'occhio umano come colori differenti, si ottiene la scomposizione del fascio nelle sue componenti.
Si può quindi definire in ultima analisi il reticolo di diffrazione come quello strumento capace di trasmettere o riflettere le diverse lunghezze d’onda di una sorgente di luce policromatica in diversi angoli di diffrazione.
Gli strumenti della spettroscopia
Progetto regionale:
"
il cielo invisibile
"

L'origine delle righe spettrali
Durante il mese di aprile, alcuni alunni dell'Istituto "Laurana" di Urbino
hanno preso parte ad un'esperienza didattica che ha coinvolto
diverse scuole secondarie di secondo grado della nostra provincia
in collaborazione con l'Osservatorio Astronomico "Museo del Balì" di Saltara.

Il progetto era finalizzato ad ottenere ed analizzare gli spettri di alcune stelle
da noi scelte ed osservate con il telescopio del Museo del Balì.

Ecco qui riassunti i risultati del lavoro svolto.

Le classi spettrali, inizialmente, raggruppavano le stelle a seconda degli elementi chimici in esse presenti, ricavati dall’analisi degli spettri, ed erano indicate con le lettere dell’alfabeto. Poiché gli spettri delle stelle sono gli spettri di assorbimento dei gas presenti nella parte più esterna, che sono composti prevalentemente da idrogeno(80%) ed elio(19%), tale classificazione non risultava più essere valida. Si divisero, allora, le stelle secondo i valori della temperatura negli strati superficiali, per cui la materia si presenta in stadi diversi (come molecole, o come atomi variamente ionizzati) ed origina, quindi, spettri diversi. La nuova classificazione ottenuta, per valori decrescenti della temperatura, è: O B A F G K M (sequenza che spesso viene ricordata con la frase “ Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”). Le stelle appartenenti ad una stessa classe spettrale hanno, mediamente, la stessa luminosità intrinseca, il che ha reso possibile il calcolo della distanza di alcune stelle, partendo da quella di stelle appartenenti alla stessa classe spettrale.

Le classificazione spettrale
Una camera CCD (Charged Coupled Device
- dispositivo di accoppiamento di carica) e' un
apparecchio che si applica al telescopio per
trasferire sul computer le immagini catturate
dal cielo. Ha il vantaggio che il tempo di
esposizione, rispetto a quello delle lastre
fotografiche che in passato venivano applicate al
telescopio, si riduce di molto; ma soprattutto si ha
la possibilita' di "correggere" le pose con opportuni
programmi, essendo le immagini così ottenute in
formato digitale. La camera CCD contiene una
tabella (matrice) di migliaia di sottili cellule sensibili
alla luce posizionate sopra un chip in silicio.
Ciascuna cellula dà luogo ad un pixel. Le camere
CCD trasferiscono il segnale luminoso associando
ad ogni pixel un numero in una scala, detta range, di 4096
valori, ciascuno dei quali rappresenta un tono di grigio della scala di luminosita'.Un’immagine grezza consiste in una matrice di numeri, sulla quale si puo' operare fino ad ottenere un’immagine ottimale. Un’immagine raccolta con la CCD contiene una elevata quantita' di informazioni che possono non apparire ad un primo sguardo ma possono essere recuperate con l’aiuto di operatori o filtri.

CCD 512 X 512 pixel
Il programma Visual Spec
Visual Spec è un software progettato per astronomi amatoriali per elaborare immagini spettrali. Esso fornisce una serie di funzioni dedicate all'analisi spettrale che permettono all'utente di estrarre misurazioni scientifiche dalle sue immagini spettrali "grezze". Queste, provenienti direttamente dall'osservazione al telescopio, vengono ripulite progressivamente mediante il programma, prima attraverso una calibrazione in lunghezza d'onda (sfruttando righe spettrali di elementi noti) e successivamente in risposta strumentale (eliminando cioè dal grafico tutte le imperfezioni dovute al telescopio) per ottenere infine lo spettro d'assorbimento corretto della stella. Il software consente anche di individuare lo spettro di corpo nero che meglio si adatta a quello stellare al fine di determinare la temperatura efficace della stella in esame.
In fisica, un corpo nero è un oggetto ideale che assorbe tutta la radiazione elettromagnetica incidente, apparendo così nero. Esso assorbe dunque tutta l'energia incidente e, per la conservazione dell'energia, la re-irradia; deve quindi il suo nome unicamente all'assenza di riflessione. Lo spettro di emissione del corpo nero è rappresentato da una curva a campana che esprime il potere emissivo in funzione della lunghezza d'onda della radiazione emessa: a ogni valore di temperatura del corpo nero corrisponde una diversa curva dello spettro, più o meno asimmetrica e schiacciata, dipendente unicamente dalla sua temperatura T (in Kelvin).
La differenza tra lo spettro di un oggetto e quello di un corpo nero ideale permette di individuare la composizione chimica di tale oggetto.

Prima che Plank elaborasse la teoria dei quanti, lo studio dell'emissione di un corpo nero aveva condotto alla formulazione di leggi empiriche:
- la legge di Stefan-Boltzmann, secondo cui la quantità totale di
energia R emessa da un corpo nero a una data temperatura è
proporzionale alla quarta potenza della temperatura stessa T;
in formula:


dove "sigma" è una costante di proporzionalità.

- la legge di Wien, per cui la lunghezza d'onda corrispondente al massimo di emissione, "lambda max", è sempre uguale al rapporto fra una costante e la temperatura, T; in particolare:






Per vedere un'animazione del modello di corpo nero, seguire il percorso che trovate di seguito:

http://www.marconi-galletti.it/progetti/sito_scienza_900-5LA/images/Gruppo_1/corpo_nero_01.gif
L'apparato strumentale
Gli aspetti teorici
I risultati dell'analisi spettrale
Gli spettri calibrati dagli alunni del liceo "Laurana"
La sintesi, ad opera del Museo del Balì, dei risultati realizzati dalle diverse scuole
L'origine dello spettro continuo delle stelle
GLI SPETTRI STELLARI E LA LORO CLASSIFICAZIONE
Lo spettro continuo della radiazione stellare viene emesso da una particolare regione della stella detta
fotosfera
.



L'emissione della fotosfera stellare è per certi aspetti molto simile a quella di un corpo nero.
Nella seconda immagine si può osservare come la linea rossa, che rappresenta lo spettro di un corpo nero alla temperatura di 6000 K, approssimi abbastanza bene lo spettro della stella in esame.

Si definisce a tal proposito
temperatura efficace
di una stella la temperatura, ricavabile dalla legge di
Stefan-Boltzman, di un corpo nero che ha le stesse
dimensioni della stella ed emette lo stesso flusso totale.

Fraunhofher, osservando nel 1914 lo spettro del Sole, scoprì l'esistenza di linee "scure" ed iniziò a classificarle in modo sistematico: individuò 570 linee misurandone accuratamente anche la lunghezza d'onda.


Successivamente Kirchhoff e Bunsen, scoprirono che ciascun elemento chimico può essere associato a serie di righe spettrali e identificarono 16 elementi chimici attraverso le righe spettrali.


I risultati di Kirchhoff e Bunsen possono essere così riassunti:

- 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, ovvero un debolissimo spettro continuo con specifiche righe più brillanti del fondo.

-una sorgente che emette uno spettro continuo e un gas freddo posto davanti ad essa generano uno spettro di assorbimento, ovvero uno spettro continuo con specifiche righe scure, che corrispondono alle righe brillanti dello stesso gas incandescente.
le scoperte di Kirchhoff e Bunsen portarono a dedurre che le linee scure nello spettro solare
fossero dovute all'assorbimento da parte degli elementi presenti
negli strati più esterni del sole.

Generalizzando per tutte le stelle possiamo dire che:

la radiazione di corpo nero emessa dalla fotosfera stellare, attraversa via via strati di atmosfera più tenui con conseguenti processi di assorbimento (e quindi produzione di righe re nello spettro) a determinate lunghezze d'onda da parte del materiale atmosferico.

HIP51624 (
Rho Leonis
)

classe spettrale: B1I

temperatura efficace: 20800 K

classificazione; supergigante blu
HIP52098 (
37 Leonis Minoris
)

classe spettrale: G1 II

classificazione: supergigante gialla
HIP54872 (Delta Leonis)

classe spettrale: A4V

temperatura efficace: 8000 K

classificazione: stella bianca
di seq. principale
HIP55642 (Iota Leonis)

classe spettrale: F3V

temperatura efficace: 6700 K

classificazione; stella bianco-gialla
di seq. principale
HIP55219 (Nu Ursae Maioris)


sistma binario

lo spettro è il risultato della radiazione emessa da due stelle

classi spettrali: K3III + GV1



HIP57565 (93 Leonis)

sistema binario

lo spettro è la sovrapposizione di due

stelle di classe spettrale : G7III + A7III
HIP52098 (Theta
Leonis
)

classe spettrale: A2V temperatura superficiale:9320 K

classificazione: stella bianca di seq. principale
HIP57632 ( Beta Leonis)

classe spettrale: F3V

temperatura efficace: 6700 K

classificazione; stella bianco-gialla
di seq. principale
HIP57757 (Beta Virginis)

classe spettrale: A3V

temperatura efficace: 8600 K

classificazione: stella bianca
di sequenza principale
Gioele, Luigi ( III-B) e Marco (III-A)
Ilaria e Martina( III-B)
Olga e Maria Vittoria (III-A)
Giulia e Anna Rita ( III-B)
Cecilia ( III-B) e Sofia (V-B)
I seguenti spettri, calibrati con le modalità precedentemente descritte, si riferiscono ad alcune stelle che appartengono ad una zona di cielo relativa alla costellazione del Leone ed alle sue vicinanze.
A lato di ogni immagine sono presenti alcuni dati relativi alla stella in oggetto ricavati principalmente dal catalogo astronomico Simbad.
La strumentazione dell'Osservatorio del Balì
- telescopio riflettore
- spettroscopio
- camera CCD

- software per la raccolta
e l'elaborazione dei dati
Nell'immagine a lato sono presenti gli spettri elaborati da alcune scuole relativi a stelle di diversa classe spettrale con l'indicazione della corrispondente temperatura di corpo nero ottenuta utilizzando il software VisualSpec.

In basso vengono riproposti alcuni spettri studiati dagli alunni delle diverse scuole, con l'identificazione delle principali righe spettrali che consentono la classificazione spettrale delle singole stelle; come si può vedere dal confronto con l'immagine precedente, il profilo degli spettri dei diversi tipi spettrali, è correlato alle diverse temperature di corpo nero.
Classe spettrale O
(HIP 26241)

Classe spettrale B
(HIP 55434)

Classe spettrale A
(HIP 47508)

Classe spettrale F
(HIP 57757)

Classe spettrale K
(HIP 55219)

Classe spettrale G
(HIP 55203)

Classe spettrale M
(HIP 37300)

Grazie!
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