Oggetto del mese – Aldebaran

Generalità

E’ una stella appartenente alla costellazione del Toro. Con magnitudine 0,98 è la stella più luminosa della costellazione, nonché la 14° più luminosa nel cielo notturno. Ha Diametro medio 61,12 milioni di km ed è distante 65 al dalla Terra. Si tratta di una gigante arancione di classe spettrale K5III, circa 500 volte più luminosa del Sole ed una quarantina di volte più grande. Si tratta in realtà di una stella doppia, giacché possiede una piccola e debole compagna.

Aldebaran appare anche come la più luminosa delle Iadi, l’ammasso aperto che con le sue stelle disposte a forma di V marca la testa del Toro. Si tratta però solo di un’associazione apparente in quanto Aldebaran è sulla linea di vista tra la Terra e le Iadi, che si trovano in realtà ad una distanza doppia rispetto a quella in cui si trova Aldebaran. A poco più di una decina di gradi a nord-ovest di Aldebaran e delle Iadi è possibile osservare un altro fra i più noti ammassi aperti del cielo: le Pleiadi.

I mesi migliori per l’osservazione di questa stella sono quelli in cui il Sole si trova nella parte opposta dell’eclittica, cioè quelli che corrispondono all’inverno boreale. In particolare, i mesi più favorevoli per la sua osservazione sono dicembre e gennaio, ma è comunque osservabile, anche se non sempre per l’intera notte, nel periodo che va da ottobre ad aprile; la sua discesa ad ovest subito dopo il tramonto del Sole indica l’approssimarsi dell’estate boreale.

Luminosità comparata nel tempo

La velocità radiale di Aldebaran è +54,11 km/s. Ciò significa che si sta allontanando da noi a una velocità superiore a quella di tutte le altre stelle di prima magnitudine. Delle 300 stelle più luminose della volta celeste solo tre hanno una velocità radiale positiva superiore a quella di Aldebaran. Ne segue che in tempi passati Aldebaran, essendo più vicina alla Terra, appariva più luminosa di quanto non appaia adesso. In particolare, nel periodo che intercorre fra 420.000 e 210.000 anni fa, Aldebaran è stata la stella più luminosa del cielo notturno, prima di essere superata da Capella.

Raggio

Aldebaran è forse la stella il cui raggio è stato maggiormente misurato e studiato. Questa dovizia di misurazioni è determinata da tre caratteristiche combinate: grandi dimensioni, relativa vicinanza della stella alla Terra e occultazioni lunari. Tutti questi fattori facilitano la misura del raggio; in particolare l’occultazione lunare può essere sfruttata nel calcolo del raggio misurando il tempo impiegato dalla Luna ad occultare completamente la stella, cioè il tempo che trascorre dal principio dell’occultazione, quando la Luna comincia a coprire la stella, alla sua fine, quando la stella non è più visibile. Nonostante questa abbondanza di misurazioni, i diversi studi presentano ancora risultati discordanti.

Il più importante studio dedicato alla misura del raggio di Aldebaran è probabilmente quello di Richichi & Roccatagliata (2005). Lo studio che combina risultati ottenuti tramite il metodo dell’occultazione a risultati ottenuti tramite misurazioni interferometriche. La misura media ottenuta tramite le occultazioni lunari da parte dei due studiosi è 19,95±0,03 mas (milliarcosecondo); mentre quella ottenuta tramite l’interferometro è 19,98±0,05 mas. La media diventa 20,58±0,03 mas, quando sia stata operata una opportuna correzione per tenere conto dell’oscuramento al bordo. Si tratta probabilmente della migliore stima del diametro della stella a nostra disposizione.

Se Aldebaran fosse al posto del Sole, occuperebbe metà dell’orbita di Mercurio e apparirebbe dalla Terra come un disco di 20° di diametro.

Analisi spettrale

In astronomia le stelle vengono classificate in base al proprio spettro e conseguentemente alla temperatura superficiale. Nel diagramma HR si mette in relazione la temperatura con la luminosità della stella. La linea centrale è detta sequenza principale e comprende la maggior parte delle stelle.

Aldebaran è una stella vecchia che ha lasciato da tempo la sequenza principale. La sua classe è K5III, ovvero:

  • K: colore della stella
  • 5: sottoclasse di temperatura
  • III: luminosità della stella

Le linee di assorbimento di H sono meno evidenti, mentre si possono notare elementi più pesanti.

 

 

Infra è allegata la presentazione su Aldebaran del 6 marzo 2017 a cura di Massimiliano Guazzardi e Gabriele Garreffa.

Aldebaran

Pillole: “Appunti di spettroscopia” – Parte III

Introduzione

Nell’articolo precedente si è esaminato più nel dettaglio l’effetto della diffrazione. Generalmente lo spettro luminoso, per essere analizzato nelle sue componenti, viene diviso per messo di in mezzo disperdente. Il più semplice mezzo disperdente è il prisma: di questo ci occuperemo tra un attimo. Altre possibilità sono costituite da un reticolo olografico o da un reticolo di diffrazione. In questo articolo ci occuperemo della teoria alla base di tali mezzi.


1 – Funzionamento dei prismi

Alla base del funzionamento dei prismi risiede il fenomeno della rifrazione. Tuttavia occorre procedere con ordine. I prismi sono tipicamente triangolari con l’angolo al vertice variabile da 45° a 60°. Essi servono a dividere la luce nelle sue componenti (fig.1).

appunti di spettroscopia III - fig1
Figura 1
Figura 2
Figura 2

Questo è dovuto al fatto che in realtà alcuni materiali presentano una rifrazione differenziale per le diverse lunghezze d’onda. Tale comportamento è detto dispersione (fig.2). Poiché n è una funzione della lunghezza d’onda, la legge di Snell indica che l’angolo di rifrazione quando la luce entra in un materiale dipende dalla lunghezza d’onda della luce. Generalmente (fig.2) l’indice di rifrazione di un materiale diminuisce all’aumentare della lunghezza d’onda. Quando un raggio monocromatica entra nel prisma con un angolo al vertice, detto anche angolo di rifrangenza, Φ questo viene deviato di un certo angolo δ in seguito alla rifrazione (fig.3). Se invece il raggio incidente è in luce bianca le sue varie componenti subiranno una rifrazione differenziale a seconda della lunghezza d’onda. Ciò significa che la luce viola (λ ≈ 400nm) sarà rifratta di più della luce rossa (λ ≈ 650nm). A causa della rifrazione le diverse lunghezze d’onda assumeranno angoli δ diversi e ciò porta alla risoluzione dello spettro visibile.

Figura 3
Figura 3

2 – Reticolo di diffrazione

Il reticolo di diffrazione è uno strumento molto più utile nell’analisi della radiazione luminosa rispetto al prisma, tanto che oggigiorno costituiscono la maggior parte dei monocromatori negli spettroscopi. A questa categoria appartengono i reticoli di diffrazione in riflessione (reticoli di diffrazione propriamente detti) e quelli in trasmissione (reticoli olografici). La teoria alla base è la medesima. Mediamente i reticoli professionali possono avere un grandissimo numero di linee a distanza ravvicinata: per esempio un reticolo contenente 5000righe/cm ha una separazione tra le fenditure d = ({1 \over 5000}) = 2,00\cdot 10^{-4}cm. Ogni fenditura si comporta come una sorgente di onde che partono tutte in fase. Tuttavia, come si è visto nella “Parte II” sullo schermo ci saranno punti in cui sullo schermo si riscontrerà interferenza costruttiva ed altri con interferenza distruttiva. Come si è visto la condizione necessaria per avere le onde in fase sul punto di arrivo è che differiscano per un multiplo intero della lunghezza d’onda (fig.4):

\delta = d\sin\theta_{if} = m\lambda \hspace{3cm} m = 0, \pm1, \pm2, \ldots

Figura 4
Figura 4

Se la radiazione incidente contiene diverse lunghezze d’onda, per ognuna si esse il massimo si trova ad un angolo determinato in funzione di λ. Questo è esattamente ciò che accade nello StarAnalyser100 usato dal gruppo per risolvere lo spettro dei corpi celesti (fig.5).

Figura 5
Figura 5
Figura 6
Figura 6

Questo reticolo è montato su un comune filtro da 1.25″. Presenta 100 linee/cm e dà la possibilità di acquisire con un CCD spettri a bassa risoluzione di oggetti celesti (stelle, nebulose o galassie). Come per i reticoli precedenti presenta uno spettro del primo ordine  corrispondente all’oggetto celeste. Sono presenti anche in questo caso gli spettri di ordine m = \pm1, \pm2. \ldots (fig.6). Per le analisi bisogna registrare lo spettro di m = +1, che fra i due è quello più brillante.