SPETTROSCOPIA

Da Associazione Astrofili di Piombino.

Versione delle 23:25, 9 nov 2017, autore: Piombino (discussione | contributi)
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SPETTROSCOPIA



Spettroscopia amatoriale realizzata presso l'Osservatorio Astronomico di Punta Falcone - Piombino.





* "PRIMA LUCE" DELLO SPETTROSCOPIO Lhires III : SPETTRO DELLA STELLA "GAMMA CAS"(gamma Cassiopeiae).

- Ripresa del 3 novembre 2017.






  • Spettri ripresi nel mese di maggio 2017



  • Alpha Lyrae - Vega


Vega è una stella di classe A, quindi è piuttosto calda e presenta le classiche righe di assorbimento dell'idrogeno.
In questo spettro si vede molto bene la riga dell'H-alpha in evidente assorbimento.
Si può notare come la linea sia molto larga alla base per poi terminare molto più stretta nella parte centrale.
Le linee in assorbimento più deboli ai lati dell'H-alpha sono principalmente dovute al ferro.

Immagine:Vega_2.jpg







  • Saturno


Lo spettro di Saturno è molto simile allo spettro solare, trattandosi di luce riflessa.
Anche in questo caso si vede molto bene l'H-alpha in assorbimento.
Di lato si osservano le righe di assorbimento del ferro, nettamente più accentuate rispetto a quelle dello spettro di Vega (infatti Vega ha una metallicità pari a circa il 30% rispetto al Sole - ovvero è povera di elementi più pesanti dell'elio).

Immagine:Saturno.jpg







Spetroscopio applicato al telescopio Vixen NA 130 S / focale 800 mm. .

  • AG Draconis


spettro ad alta risoluzione dell'Halpha della stella simbiotica AG Draconis.

La linea è in emissione, e questo indica che in questa stella sta avvenendo qualcosa di più strano rispetto al semplice assorbimento atmosferico (dell'atmosfera della stella).

In effetti AG Dra è una doppia (chiamata simbiotica) composta da una nana bianca e da una gigante tardiva (piuttosto vecchia). L'unione di queste due stelle così diverse crea fenomeni interessanti. Si vede che la linea non è simmetrica, è presente una parte molto piccata sulla destra dovuta all'emissione dei gas riscaldati dalla nana bianca, mentre a sinistra è presente una "gobba" meno pronunciata che arriva dalle zone più esterne (nebulari) dell'inviluppo di gas.

Sull'asse orizzontale non sono riportate le classiche lunghezze d'onda, ma le velocità in km al secondo. Utilizzando l'effetto doppler infatti è possibile calcolare le velocità dei gas che avvolgono la stella. La riga si estende da -400 km/s (ovvero i gas che vengono direttamente verso di noi) fino a 200 km/s (che si allontanano da noi). Siamo a velocità elevatissime. Questo significa che più una riga è larga più le velocità in gioco sono elevate.

Immagine:AG_DRA.jpg








  • Spettri ripresi nel mese di aprile 2017


Serie di spettri ripresi con il telescopio realizzato da Officina Stellare, diametro 360 mm , focale 2.880 mm , apertura f/8, configurazione ottica Ritchey-Chrétien, montatura a colonna 10 micron GM 2000 .






  • 27tau (stella 27 Tauri - Atlas nelle Pleiadi)


Questo è uno spettro in alta risoluzione, infatti è ripresa la zona dell'h-alpha.
La riga in assorbimento non è totalmente simmetrica, indice della binarietà del sistema stesso (è classificata come una binaria spettroscopica).
Sulla parte sinistra dello schermo si vedono moltissime righe in assorbimento del ferro, che per questo motivo a volte viene indicato con il termine "iron forest".
Si tratta di una stella giovane.

Immagine:27tau_ha.jpg







  • Alpha Canum Venaticorum - Cor Caroli


Spettro in alta risoluzione, in cui è stata ripresa la zona nei dintorni dell'halpha.
In questa stella le righe del ferro sono meno pronunciate, seppure in parte visibili.
La riga dell'h-alpha presenta una particolare conformazione: notiamo una parte centrale nettamente più stretta e "piccata", contornata da una parte più ampia e meno "piccata" (queste parti vengono chiamate ali).

Immagine:Acvn.jpg







  • Betelgeuse (alpha Orionis)


Spettro in bassa risoluzione che prende praticamente tutto il range del visibile.
Siamo in presenza di una supergigante rossa, caratterizzata da una temperatura molto bassa (dell'ordine dei 3000 gradi).
Le temperature sono così basse da permettere la formazione di molecole complesse, come l'ossido di vanadio e l'ossido di titanio.
Le grandi bande in assorbimento che si vedono sono opera di queste molecole.

Immagine:Betelgeuse.jpg







  • Gamma Cas (gamma Cassiopeiae)


Spettro in bassa risoluzione. La temperatura di Gamma Cas è più elevata, e per questo motivo non sono presenti le bande molecolari.
Tuttavia sono presenti forti linee in emissione dell'idrogeno, causate da una importante nube di gas che avvolge la stella.

Immagine:Gammacas.jpg







  • M42 (Nebulosa di Orione)


Spettro in bassa risoluzione. Qui la forma è completamente diversa, in quanto sono presenti solo linee di emissione dell'idrogeno e dell'ossigeno ionizzato due volte.
Tali linee indicano un ambiente gassoso estremamente rarefatto.
Si nota a malapena una "gobba" nello spettro causato dalla debole luce di stelle caldissime all'interno della nebulosa.

Immagine:M42.jpg







  • Mizar (zeta UMa)


Spettro in bassa risoluzione. Si vedono bene le prominenti righe di assorbimento dell'idrogeno.
Questa tipologia di stelle è troppo calda per permettere la ricombinazione di elementi più complessi dell'idrogeno, e per questo motivo si notano nello spettro solo le righe dell'idrogeno.

Immagine:Mizar.jpg







  • P Cygni


Spettro in alta risoluzione, centrato sulla riga dell'h-beta.
Le righe presentano un caratteristico profilo (detto profilo PCygni) in cui si ha sia emissione che assorbimento.
Questo è dovuto ad una nube di gas in espansione che si trova attorno alla stella.
Si nota il profilo P Cygni anche nella riga dell'elio alla destra dello spettro.

Immagine:Pcyg.jpg







  • Fondo cielo (anche con lo spettro grezzo)


Spettro in bassa risoluzione che però non rappresenta una stella ma il cielo sopra l'osservatorio.
L'inquinamento luminoso appare qui in tutta la sua potenza, mettendo proprio in luce righe di emissione delle lampade al sodio ad alta pressione e delle lampade al mercurio.
Si notano anche alcune linee tipiche dell'illuminamento a led.

Immagine:Sky_1.jpg


Immagine:Sky.jpg







  • WR 140


Qui abbiamo ripreso una stella di tipo Wolf-Rayet, ovvero una stella che presenta dei venti stellari talmente forti da aver spazzato via gli strati più esterni di idrogeno e mettendo a nudo il nucleo caldissimo di elio. Come vedete, la parte più a sinistra dello spettro presenta delle linee di emissione estremamente larghe. Quella parte è dovuta all'emissione dell'azoto e del carbonio che sono eccitati dal nucleo caldissimo di elio. Sono così larghe perché sono sottoposte a fortissimi venti stellari. Inoltre il fatto che ci sia emissione indica che il gas è caldissimo. Questo spettro mostra le drammatiche condizioni che ci sono in questo oggetto che si trova ormai alla fine della sua vita.

Ma procediamo: guardate verso la parte destra dello spettro. Si vedono due piccole righe gemelle in assorbimento (più scure). Quelle sono righe del sodio, e si chiama doppietto (non a caso). Il sodio nella nostra stella non ci può essere (troppo calda!) ed inoltre è in assorbimento. Quidni cosa indica? Indica che si tratta di sodio neutro molto freddo. Lo troviamo nel mezzo interstellare. Quell'assorbimento è dovuto al fatto che la luce della stella, prima di giungere a noi, attraversa miliardi e miliardi di chilometri di mezzo interstellare, che assorbe parte della radiazione. Quel sodio freddissimo permea il mezzo interstellare, che a questo punto non è poi così vuoto.

Non abbiamo finito: vedete che in corrispondenza del sodio abbiamo due delicate bande in emissione che si estendono per tutto il campo? Quelle non arrivano dalla stella, in quanto il resto del CCD riprende il cielo libero. Quel sodio in emissione è l'aurora. Abbiamo ripreso quello spettro all'alba, e la nostra atmosfera, per circa mezzora, agisce come una sorta di emettitore: le molecole di sodio che si trovano nell'alta atmosfera vengono eccitate dalla luce solare ed emettono una tenue luce. E giustamente nonostante sia qui sulla terra, è equivalente come lunghezza d'onda al sodio interstellare. Quello che c'è qui sulla terra è esattamente uguale a quello dello spazio profondo. Ma guardate come le righe interstellari siano spostate rispetto alle righe atmosferiche: anche questo torna, in quanto il mezzo interstellare si sposta. Si tratta dell'effetto Doppler.

Immagine:Wr140.jpg



Immagine:Wr140_aurora.jpg



















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