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TitleLa Fisica Quantistica
TagsWaves Electron Photon Interference (Wave Propagation) Phase (Waves)
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11. Gli spettri delle stelle



A metà dell’800 il gesuita Angelo Secchi ebbe per primo l’idea di classificare le stel-

le in base alle righe d’assorbimento visibili nella loro luce. Tale classificazione è

l’origine di quelle usate ancora oggi, che divide le stelle in classi spettrali; O, B, A, F,

G, K, M (più altre speciali che tralasciamo). In origine la classificazione era in ordine

alfabetico: le stelle venivano ordinate secondo la visibilità della serie di Balmer, ossia

delle righe visibili dell’idrogeno. Le stelle di classe A come Sirio sono quelle in cui la

serie di Balmer è più visibile. Oggi sappiamo che tutte le stelle, almeno nella parte e-

sterna, consistono in prevalenza di idrogeno, però in certe stelle l’idrogeno assorbe la

luce ed in altre no. Dopo la scoperta della quantizzazione è chiaro che quello che con-

ta è la temperatura degli strati esterni delle stelle, quella che si chiama l’atmosfera.

Se la temperatura è bassa (relativamente, ad es. 3000 K, classe M) l’idrogeno sta pra-

ticamente tutto nello stato fondamentale e abbiamo visto che a partire da quelle ener-

gie non si può assorbire luce visibile ma solo ultravioletta (che non attraversa

l’atmosfera terrestre). A 6000 K come il Sole classe G, o meglio a 10000 K come Si-

rio classe A, un buon numero di atomi sta nel primo livello eccitato, e allora

l’assorbimento nel visibile si presenta. A 20.000 K della classe B e ai 40.000 K e più

della classe O gli atomi non solo possono andare nel primo livello eccitato, ma anche

negli altri, e possono perfino ionizzarsi; anzi, questa è la situazione prevalente. Allora

pochi atomi restano nel livello E2, e la serie di Balmer non si vede più. L’ordine O-

BAFGKM dispone le stelle secondo temperature superficiali decrescenti

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