Evito di soffermarmi su cenni storici riguardo l'evoluzione stellare, il diagramma HR e in genere lo sviluppo della spettrometria: molti libri e il web sovrabbondano di informazioni in tal senso.

NOMENCLATURA



Di seguito riporto alcune informazioni sintetiche sulle classi spettrali e sulla loro nomenclatura, aspetto che spesso intimorisce il neofita.
Le classi spettrali canoniche sono O, B, A, F, G, K, M e in quest'ordine raggruppano stelle con caratteristiche spettrali, di temperatura, età che sinteticamente sono rappresentate nel famoso diagramma di HR



Ogni classe è suddivisa in sottoclassi, con una cifra da 0 a 9, che è indice della luminosità delle stelle: una stella di classe A1 è più luminosa di una stella di clessa A5 che a sua volta è più luminosa di una classe A8;
valgono anche le cifre decimali: una stella di clesse M1.5 ha una luminosità intermedia fra la classe M1 e M2.
Come conseguenza del diverso stadio evolutivo, all'interno della stessa sottoclasse possono esistere enormi differenze nella luminostà assoluta;
le sottoclassi vengono quindi suddivise ulteriormente tramite un numero romano:

I Supergiganti
II Giganti luminose
IIIGiganti normali
IV Subgiganti
V Nane (stelle di sequenza principale)
VI Subnane (usato raramente)
VIINane bianche (usato raramente)

Le supergiganti sono talvolta suddivise in Ia = molto luminose, Iab = mediamente luminose, Ib = meno luminose.
Questo esaurisce la classificazione spettrale canonica. Per esempio il sole appartiene alla classe spettrale G2V.

Sennonché il progresso tecnologico e scientifico ha evidenziato la necessità di espandere la classificazione spettrale secondo due direzioni:
• l'istituzione di nuove ulteriori classi spettrali
• l'indicazione di tratti specifici, peluliari, riconoscibili in più classi spettrali.

Alle classi canoniche sono quindi state aggiunte ulteriori classi:

Wstelle di Wolf-Rayet
Sstelle con processo-S evidente
Cstelle al carbonio
Dnane bianche
Lstelle fredde(1200÷2000°K)
Tnane brune(700÷1300°K)
Ysubnane brune(<700°K)



I tratti specifici sono indicati con prefissi e/o suffissi alla classe spettrale; c'è da notare che la letteratura scientifica non è sempre uniforme nell'adozione di tali sigle: ci si può imbattere in sigle sconosciute il cui senso è determinato dall'autore che intende così descrivere in modo sintetico una carateristica non altrimenti documentata, così come può succedere che autori diversi utilizzino simboli diversi per descrivere la stessa peculiarità.

Prefissi
d   dwarf - nana
sd  subnana
g   gigante


Suffissi
c  linee molto allargate
comp  spettro composito
e  linee di emissione H
[e]  linee di emissione proibite
em  linee di emissione di metalli
er  centro delle linee è debole
ep  linee di emissione peculiari
eq  linee di emissione tipo P-Cygni
ev  linee di emissione variabili
f  linee di emissione di He e N
f*  linea NIV più forte di quelle NIII
f+  linee SiIV oltre a quelle NII
(f)  linee NIII ma assenti o deboli le linee HeII
((f))  deboli NIII e deboli HeII
h  WR con linee di emissione H
ha  WR con linee di emissione e assorbimento H
hewk  linee He deboli
k  assorbimento interstellare
m  linee intense di emissione di metalli
n  linee diffuse da alta rotazione stellare
nn  linee molto diffuse da alta rotazione stellare
neb  spettro nebulare sovrapposto
p pec  spettro peculiare
pq  spettro peculiare tipo nova
q  linee spostate verso rosso o blu
s  linee strette
sh  guscio gassoso
v var  spettro variabile
w wl wk  linee deboli
:  classe incerta o mista
...  peculiarità ulteriori
!  peculiarità speciali
Fe Mg Ba Ca etc  abbondanza di linee dell'elemento
-Fe -Mg -Ba -Ca etc  carenza di linee dell'elemento
d Del  spettro tipo δ Del
d Sct  spettro tipo δ Sct


Per quanto riguarda le linee spettrali vale la pena citare le linee di Fraunhofer in quanto ancora ampiamente utilizzate nelle pubblicazioni scientifiche.



Linea  Elemento  λ
A    O27594-7621
B    O26867-6884
C    Hα6563
D1    Na5896
D2    Na5890
E    Fe5270
F    Hβ4861
G    CH4300-4310
H    CaII3968
K    CaII3934
L    Fe3820
Z    O28227
a    O26276-6287
b1    Mg5183
b2    Mg5173
b3    Fe5169
c    Fe4958
d    Fe4668
e    Fe4384
f    Hγ4340
g    Ca4227
h    Hδ4102
y    O28988



PIANO DI LAVORO



In linea di massima pubblicherò gli spettri acquisiti man mano che li avrò calibrati e resi presentabili con un minimo di identificazione delle carateristiche più evidenti. Utilizzando un setup minimale non mi aspetto che di identificare il tipo spettrale e qualche linea evidente. Procederò dapprima con le classi canoniche più facili (in ordine A, B, O, F, G, K ,M) per poi affrontare quelle aggiuntive e i vari tipi di peculiarità e oggetti non stellari. Operativamente l'acquisizione sarà abbastanza casuale, volendo privilegiare gli oggetti interessanti che transitano nei pressi dello zenit. Stilo un programma a breve termine estraendo le stelle da riprendere dal catalogo Hipparcos. La Luna non dovrebbe creare troppi problemi.

Nel concepire un programma di massima mi è stato utile il grafico che sintetizza dal punto di vista teorico l'intensità delle linee spettrali degli elementi significativi in funzione della temperatura della fotosfera stellare.






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