IL CIELO COME LABORATORIO

1. IL CIELO COME LABORATORIO EDIZIONE 2006/2007 EW vs indice di colore B-V e classificazione spettrale per alcune stelle dell'ammasso aperto NGC 2168 G. Borgato(1), S. Durighetto(1), M. Duso(1), S. Benetello(2) (1) Liceo Scientifico “G. Berto” Mogliano Veneto (2) Liceo Scientifico “G. Bruno” Mestre

2. LA LARGHEZZA EQUIVALENTE È definita come la larghezza del rettangolo la cui base corrisponde all’assorbimento del 100% della radiazione e la cui area, quindi l’energia assorbita, è la stessa della reale linea spettrale.

3. DAL PUNTO DI VISTA MATEMATICO: DAL PUNTO DI VISTA FISICO:

4. EW e il PROFILO DI VOIGT Nel calcolo della larghezza equivalente, viene trascurato il profilo della riga: viene data importanza solo alla quantità di energia assorbita riducendo la riga ad un rettangolo centrato sul baricentro della riga.

5. La larghezza equivalente dipende da: • abbondanza della specie chimica. • temperatura. • pressione elettronica. • caratteristiche fisiche intrinseche dell’elemento considerato.

6. che sono fondamentali nelle • Equazione di Boltzmann: • Equazione di Saha:

7. L’EQUAZIONE DI BOLTZMANN Quando un gas si trova in equilibrio termodinamico, la percentuale di atomi eccitati al livello superiore N2 rispetto al livello inferiore N1 è direttamente proporzionale alla temperatura e inversamente proporzionale al potenziale di eccitazione.

8. L’EQUAZIONE DI SAHA In condizione di equilibrio termodinamico, la popolazione di atomi ionizzati r+1 su r volte, aumenta con la temperatura e diminuisce con la pressione elettronica e con il potenziale di ionizzazione

9. Frazione atomi H origine serie Balmer

10. CURVE TEORICHE DELLA EW PER ALCUNI ELEMENTI: Cecilia Payne, 1924, tesi di laurea

11. POTENZIALE DI IONIZZAZIONE Quanto più questo potenziale è elevato tanto più difficile è la ionizzazione.

12. AMMASSO APERTO NGC2168 (M35) • = 06h 09m (J2000) d = +24° 21’ (J2000) longitudine galattica l =186°.587 latitudine galattica b=2°.219

13. STELLA CAMPIONE: HD84937 Tipo spettrale sdF5V

14. RIGHE STUDIATE: • Serie di Balmer: • Hα = 6563Å • Hβ = 4863Å • Hγ = 4341Å • Hδ = 4103Å • FeI = 4383Å • CaII H = 3970Å • CaII K = 3933Å • Mg I = 5170Å • Na D1+D2 = 5893Å • G band = 4300Å

15. SPETTRO DELLA STELLA N°3 CaII H Hδ Hγ FeI Hβ CaII H NaI Hα

16. SPETTRO DELLA STELLA N°4 Hα Mg I Hβ Fe I CaII H Hγ CaII K

17. GRAFICO DELLE RIGHE DI BALMER

18. GRAFICO DELLE RIGHE DEL CALCIO II

19. GRAFICO RIGHE DI Mg I, Na I E G BAND

20. Classificazione delle stelle

21. IL PROBLEMA DELLE STELLE 4 E 5 Queste stelle non sono state inserite nei grafici precedenti concordemente alla letteratura [1] che le considera probabili giganti. Anche per quanto riguarda il deredding, bisogna fare delle distinzioni in quanto la probabilità che esse appartengano all’ammasso è, approssimativamente, del 50%.

22. GIGANTIE PROFILO DI VOIGT • … il profilo di Voigt, ovvero il profilo complessivo della • riga di assorbimento è determinato da: • Principio indeterminazione di Heisenberg: • (larghezza naturale) • Effetto doppler, perché gli atomi sono in • movimento. (Allargamento doppler) • Pressione elettronica, perché le collisioni tra • atomi provocano alterazioni dei livelli energetici. • (Allargamento collisionale)

23. Poiché la pressione elettronica è maggiore nelle nane rispetto alle giganti, allora le righe di emissione o assorbimento delle giganti sono più sottili rispetto alle nane.

24. Per la stella 4 abbiamo proceduto alla classificazione mediante confronto della EW con quanto riportato in [4] e osservando la congruità dei risultati con l’indice di colore B-V della stella riportato in [1]: Stella 4: tra G0 III e G3 III.

25. Per la stella 5 abbiamo constatato l’assoluta difformità dello spettro da noi misurato con le indicazioni di [1] - B-V=1,308 - che , applicato il deredding di 0,26 la collocherebbe comunque ad una classificazione in classe spettrale K. L’abbiamo quindi classificata attraverso il confronto delle EW misurate con i dati di [4] ottenendo una classificazione di luminosità V come: A2 V Oppure una classificazione come gigante in classe di luminosità III come: A0 III .

26. Spettri delle stelle 53 (classificata come B9-A0 V) e 5, gigante ? Flusso relativo stella 53= Flusso relativo stella 5=

27. La stella 5 Il confronto tra spettri non indica righe più strette, come previsto dalla minor larghezza collisionale delle righe nel caso si tratti di una gigante. Il flusso energetico relativo potrebbe essere quello di una stella A2 V non appartenente all’ammasso e posta ad una distanza dalla Terra inferiore a quella dell’ammasso.

28. BIBLIOGRAFIA [1] Sung et al. 1992, The Journal of Korean Astronomical Society 25, 91. UBV photoelectric photometry of open cluster M35 [2] Worthey et al. 1994, The Astrophysical Journal Supplement Series 94, 687. Old stellar populations. V. absorption features indices for the complete Lick/Ids sample of stars [3] Sung & Bessell 1999, Mon. Not. R. Astron. Soc. 306, 361. UBVI CCD photometry of M35 (NGC 2168) [4] Pickles 1998, Pub. Astronomical Society of the Pacific, 110, 863. A Stellar Spectral Flux Library: 1150–25000 Å [5] Pickles 1998, VizieR On-line Data Catalog: J/PASP/110/863