Coelum Astronomia 224- 2018 - Page 139

L'intensità di una riga spettrale si misura quantitativamente con la cosiddetta larghezza equivalente (Equivalent Width), ovvero la larghezza che avrebbe una riga, misurata in unità di lunghezza d'onda, se avesse un profilo rettangolare di area equivalente a quella della riga effettiva. Una larghezza equivalente di 1 Angstrom in assorbimento è una riga stellare molto intensa.

Una riga in emissione indica la presenza di gas caldo, mentre una di assorbimento indica la presenza di un assorbitore più freddo della sorgente posta lungo la linea di vista dell'osservatore.

Il profilo di una riga spettrale dipende da diversi parametri fisici:

Allargamento per effetto Doppler (termico). L'agitazione termica del gas nella fotosfera stellare implica una distribuzione maxwelliana (a campana) delle velocità degli atomi.

Allargamento per effetto Doppler (turbolento). Un analogo effetto di allargamento gaussiano lo produce la turbolenza del gas nella fotosfera, che può essere anche confrontabile con l'allargamento termico.

Allargamento per effetto Doppler (rotazionale). Come si è visto prima per il Sole, se una stella ruota a una data velocità, la proiezione della velocità stessa sulla linea di vista fa sì che le diverse zone del disco stellare emettano a lunghezza d'onda diverse rispetto all'osservatore. Poiché noi vediamo la stella come un'unica sorgente, il profilo della riga sarà la somma dei contributi delle varie aree della fotosfera stellare e il profilo risultante sarà ellittico. La larghezza della riga fornisce il valore di V sin(i), dove V è la velocità equatoriale e i l'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla linea di vista.

Allargamento per pressione. I livelli energetici di uno ione sono leggermente alterati dal campo elettrico generato dalla presenza ravvicinata di altri ioni, tanto più quanto più è alta la densità (e quindi la pressione) delle particelle. Questo fa sì che sia possibile l'assorbimento di un fotone in un intervallo di lunghezze d'onda più grande.

Questo effetto è anche alla base della classificazione spettrale di Yerkes (rinominato MK), in quanto le atmosfere delle stelle giganti sono più rarefatte di quelle delle stelle di sequenza principale e quindi producono righe più sottili a parità di temperatura (agitazione termica).

Il profilo della riga può anche essere modificato dalla presenza, lungo la linea di vista, di altri strati di materia, circumstellare o interstellare, otticamente spessi o sottili, in quiete o in moto rispetto alla stella stessa. Un inviluppo otticamente sottile e in espansione, ad esempio, produce un profilo di riga di assorbimento triangolare sbilanciato verso le onde lambda corte, mentre se è otticamente spesso il profilo si arrotonda a rami di parabola.

Caratteristiche delle righe spettrali

anelli, si evidenzia come questi siano costituiti da tanti corpi indipendenti in moto kepleriano intorno al pianeta e non costituiscono un unico anello solido.

Se si pone invece la fenditura lungo l'asse maggiore di una galassia a spirale, si può ottenere il profilo di velocità di rotazione della galassia intorno al proprio asse. Queste misure permettono di ricavare la massa della galassia (nota la distanza) e hanno portato, tra l'altro, alla scoperta di materia oscura nelle regioni esterne delle galassie.

Nel prossimo, e ultimo, capitolo affronteremo l’argomento della strumentazione necessaria per fare spettroscopia e come utilizzarla a livello amatoriale, con risultati che possano contribuire alla ricerca scientifica professionale.

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