Nelle atmosfere
stellari gli atomi assorbono ed emettono radiazione. Il processo e’ interno
all’atomo ma le altre particelle possono far sentire la loro presenza
perturbandone i livelli energetici grazie alle interazioni di tipo elettrico.
Sia Df=f-f0
la variazione della frequenza emessa rispetto a quella imperturbata f0.
In generale si puo’ assumere che:
Df=q/r^m
dove q
e m (m>0), sono delle costanti opportune. Se l’atomo interagisce con una
particella carica (elettrone o ione), m=2, se interagisce con un atomo
neutro m=6. L’azione perturbatrice decresce piu’ o meno rapidamente con
la distanza, anche se non si annulla mai. Un’approssimazione accettabile
e’ assumere che la perturbazione sia praticamente nulla per r>l, dove
l e’ una distanza critica dipendente da q e m.
A parita’ di q, l e’ tanto maggiore quanto minore e’ m. Il valore di l
definisce il raggio della sfera di influenza delle particelle perturbatrici.
Nel suo moto in mezzo al gas il nostro atomo si muovera’ per un tempo
ti all’interno delle sfere di influenza delle altre particelle e per un
tempo te all’esterno. Se te>>ti la densita’ delle particelle e’ cosi’
bassa che l’azione perturbatrice non sara’ avvertibile nello spettro.
Se ti>>te vuole dire che la densita’ delle particelle e’ elevata e che
la distanza media fra l’una e l’altra e’ dell’ordine di l.
In questo
caso l’atomo e’ fortemente perturbato nei sui livelli energetici, specie
quando m=2, e l’emissione e l’assorbimento non avviene piu’ alla frequenza
f0 con il risultato che la riga spettrale si allarga (effetto Stark).
Il coefficiente di assorbimento di una riga spettrale e’ dato da:
K=N a(f)/rho (cm^2 g^-1)
dove N=numero
di particelle per unita’ di volume nello stato quantico inferiore della
riga, a(f)=sezione efficace alla frequenza f, rho=densita’. La funzione
a(f) per l’effetto Stark, per le ali della riga spettrale e per m=2 (elettroni
e ioni), e’ (profilo Stark):
a(f)=k/|f-f0|^(5/2)
(cm^2)
dove k e’
una costante che differisce da una riga all’altra. L’equazione precedente
vale solo per f diverso da f0. L’effetto Stark, nelle atmosfere stellari,
e’ molto importante per le righe dell’H e dell’He e trascurabile per tutti
gli altri elementi. Poiche’ l’allargamento cresce con la pressione elettronica,
le righe dell’H sono assai piu’ forti nelle stelle della classe di luminosita’
V (stelle della sequenza principale), che in quella della classe III (stelle
giganti). Una conseguenza importante dell’effetto Stark consiste nel fatto
che, a causa del loro allargamento, le righe della serie di Balmer finiscono
con il confluire una nell’altra ad un numero d’ordine tanto piu’ basso
quanto piu’ e’ alta la densita’ dell’atmosfera stellare.
Sfruttando
questo fatto l’equazione di Inglis-Teller:
log(N)=23.26-7.5
log(n)
consente
di determinare il numero di particelle cariche per unita’ di volume, N,
in funzione del numero n corrispondente all’ultima riga della serie di
Balmer ancora visibile nello spettro della stella.
Lettura
consigliata: L.Gratton, “Introduzione all’astrofisica”, Vol.1, Cap.VI,
Zanichelli, Bologna 1978.