Absorption and Emission Lines

Now you will measure the wavelength of the absorption lines in each star to identify its spectral class. Some stars have emission lines as well, and the wavelengths of these lines should be measured too.

Use the Display tool to measure the wavelengths of at least four of the strongest absorption and/or emission lines in the spectrum of each star. Identify these lines with the table of common spectral lines given below.

A few notes: This is not a complete list of all the spectral lines seen in these stars. Most of the lines given are between 4000Åand 5000Å, because historically this is the portion of the spectrum astronomers have studied most closely.  Also note that some lines overlap, e.g., He and CaII λ 3968Å . The molecular bands can be quite wide, 50Åor more.  For the molecular bands you should estimate the location of the center of the band and measure its wavelength as best as you can.

The goal is not to identify each and every absorption line in the spectrum, but rather to gain enough information to identify the class of star; e.g., only the hottest stars have helium lines, so the presence of several of the helium lines is an important indicator. Similarly, metal lines are stronger in the cooler stars. If an observed line has a wavelength that is close to two lines in the table, you may be able to differentiate by studying other lines. For example, if you see an absorption line at 3970Åit could be either He and CaII λ 3968Å . If you see the other hydrogen Balmer lines it is likely He. If you see the other CaII line at λ 3933Åit is likely CaII λ3968Å . If you see CaII and Hydrogen lines it is likely a blend of both lines.

Note that stars these stars are moving slowly, such that their spectra will not be noticably red or blueshifted. Their spectral lines should therefore appear roughly in the positions listed in the table. Because this is real data there is some error in measuring the wavelength, although your measured positions should match the values in the table to within about 3Å .

Additionally, the Earth’s atmosphere causes strong absorption features which are known as telluric absorption lines, which are also listed in the table. Sodium in the Earth’s atmosphere also tends to cause the NaI absorption line to appear at 5890Å .

For your report:

Include two of the spectra figures you’ve created in your report, showing the blackbody curves you’ve fit to the continuum, as well as the spectral features that you used to conclude which spectral type corresponds to your star.

1. For each star for which you can see the peak in the continuum spectrum, use Wien’s Law to calculate its temperature.

2.  Sort the stars based upon their temperature, from the coolest to the hottest.  For the objects for which the spectrum is insufficient to see the peak of the spectrum just give it your best guess; later you will use other diagnostics to determine which stars are hotter than the others.

3. Based upon the emission and absorption lines you identified and the information in the classification table, assign a spectral class to each star. For each star describe upon what evidence you have based your decision, and how confident you are in your classification (e.g., how certain are you a star is a B star and not an A star?)

4. Using your results from question #3 again list the stars from coolest to hottest. How well does this agree with the list you generated based upon the continuum and Wien’s Law?

5. These are real stars and, like people, each star is special and unique in its own ways. Some of these stars have characteristics which make them deviate from the classifications given.  For the stars which deviate describe how they do not match the description of their spectral class. Do any of the stars not match any of the spectral classes?

6. We know that the absorption lines in a star’s spectrum are caused by its cooler atmo- sphere, but some of these stars also have emission lines.  Describe a physical scenario in which a star’s spectrum will contain emission lines.  Note that it doesn’t have to be the right explanation for the stars in question here.

7. Why should astronomers have all the fun?  Create your own mnemonic for the spectral classification sequence.

Stellar Spectroscopy

The Message of Starlight

Introduction

The power of spectroscopy

Spectroscopy is the study of “what kinds” of light we see from an object . It is a measure of the quantity of each color of light (or more specifcally, the amount of each wavelength of light) .  It is a powerful tool in astronomy.  In fact, most of what we know in astronomy is a result of spectroscopy: it can reveal the temperature, velocity and composition of an object as well as be used to infer mass, distance and many other pieces of information .  Spectroscopy is done at all wavelengths of the electromagnetic spectrum, from radio waves to gamma rays; but here we will focus on optical light .

The three types of spectra are shown in the diagram below: continuous, emission line and absorption line .  A continuous spectrum includes all wavelengths of light; i .e . , it shows all the colors of the rainbow (case “a” in the diagram below) . It is produced by a dense object that is hot, either a dense gas (such as the interior of a star) or a liquid or solid (e .g . , a tungsten flament in a light bulb) . In contrast, an emission line spectrum consists of light at only a few wavelengths, i .e . , at only a few discrete colors (case “b”) . An emission line spectrum can only be produced by a hot, tenuous (low-density) gas .  Importantly, the wavelengths of the emission lines depend on the type of gas; e .g . , Hydrogen gas produces different emission lines than Helium . Absorption lines can be best thought of as the opposite of emission lines . While an emission line adds light of a particular wavelength,  an  absorption  line  subtracts  light  of a  particular  wavelength . Again opposite of emission lines, absorption lines are produced by a cool gas . Naturally there must be some light to subtract, so absorption lines can only be seen when superimposed onto a continuum spectrum .  Thus, for absorption lines to be seen, cool gas must lie between the viewer and a hot source (case “c”) .   The cool gas absorbs light from the hot source before it gets to the viewer.   Here “hot” and “cool” are relative terms- the gas must simply be cooler than the continuum  source .   Also note that a gas absorbs the  same wavelengths of light that it emits .

Emission and absorption lines are named after the element responsible for the line (remember that different types of gas produce different lines) and the gas’ ionization state .  If a gas is heated hot enough its atoms will begin to lose their electrons, either by absorbing photons (particles of light) or by collisions with

Astronomers like to plot spectra  differently than you often see in  a textbook.  Spectra are plotted  as flux (the amount of light) as    a function of wavelength.  In the diagram above the three types    of spectra are shown.  In the       bottom frame they are shown      together, as they might appear in an object’s spectrum.

other particles .  When an atom loses one or more of its electrons it is ionized.

Losing electrons changes the wavelengths of the emission and absorption lines produced by the atom, thus it is important to know its ionization state . A roman numeral suffx indicates the ionization state, where higher numbers indicate higher ionization  states; e .g . , “Na I” is neutral  (non-ionized)  Sodium, “Ca II” is singly-ionized Calcium, etc .   In general hotter gases are more highly ionized . Some common lines have special names for historical reasons . Because Hydrogen is by far the most common element in the Universe, many of its lines were given special names; e .g . , “Ly α” is a very strong ultraviolet line which is produced by neutral hydrogen (H I); it is part of the Lyman series of Hydrogen lines .  “Hα”, “Hβ”, “Hγ”, etc . are strong optical lines, also produced by neutral Hydrogen, and are part of the Balmer series .

Spectroscopy as an Identification Tool

When looking up at the night sky with thousands of stars overhead it is easy to wonder: How do astronomers know what they are?

For example, in the image above there are hundreds of points of light . Most are stars within our galaxy, but this image alone doesn’t tell us much . How then do astronomers know so much about stars? Often the answer is spectroscopy. In this project, you will study the spectra from a wide range of different types of stars . By analyzing the spectra you will be able to classify each star.

The Continuum Spectrum and Wien’s Law

Stars can simply be thought of as hot balls of gas in space .   Their interiors

are very hot and dense; and they have an outer layer of cooler, low-density

gas,  which  is  known  as  the  star’s  atmosphere .    Because  the  interior  of

a  star  is  dense  it  produces  a  continuous  spectrum,  which  is  known  as  a

blackbody continuum .

The spectral shape of a blackbody continuum depends on the temperature of the object .  Interestingly, the shape of the continuum is not dependent on the star’s composition .  The spectra of hot stars (>10,000 K) peak at blue wavelengths, giving them a bluish color.  The spectra of cool stars (< 4000 K) peak at red wavelengths, giving them a reddish color.  Stars like the sun (~6000 K) peak at yellow wavelengths, giving them a yellowish to white color.  Cooler objects, such as planets and people, also produce a blackbody continuum, but due to

Nomenclature:

“Na I” is pronounced “sodium     one”, “N II” is pronounced “nitro- gen two” and “Hα”  is pro-           nounced “H alpha” or “hydrogen alpha”, etc.

Wilhelm Wien

(1864-1928)

Example spectra for three black- body spectra, at temperatures of 3500, 3000 and 2000K respec-  tively.  Note that the peak of the spectrum for the hotter objects   occur at shorter wavelenghts. their lower temperatures (~300 K) the peak of their spectral continuum is in the infrared .  The relationship between an object’s temperature and the peak of its spectrum is given by Wien’s Law:

T = 

Where T is the temperature of the object in Kelvin and λmax is the peak wavelength of the continuum, measured in Angstroms (Å) .

Sdao】AeI AqsoAd】ion enp 3mission 7inas

A star’s continuum spectrum is useful for determining the temperature of the surface of the star, but most of what is known about stars is determined from the many spectral lines seen in their spectrum .

A close inspection of a star’s spectrum will reveal many absorption lines, and for some stars, emission lines as well . These spectral lines can be used to determine an incredible amount of information about the star, including its temperature, composition, size, velocity and age, as well as many other properties . Most ofwhat we know about stars has been determined by the study of their spectral lines .

Sdao】AeI OIessiJoe】ion

At the end of the 19th century astronomy underwent a revolution with the inven- tion of the objective prism and photographic plates . For the frst time astronomers were able to record and analyze the spectra of stars . Spectroscopy revealed that stars show a wide range of different types of spectra, but at the time it was not known why. Astronomers at the Harvard College Observatory obtained spectra for over 20,000 stars in hopes of understanding how each star was related to the others .  They developed a scheme in which each star was classifed based upon the strength of the Hydrogen absorption lines in its spectrum . A class stars were those stars which had the strongest Hydrogen absorption lines; B class stars had slightly weaker lines, etc .  Originally the classifcation scheme went from A to Q , but over time some of the stars were reclassifed and some categories were removed .  Through the work of Indian astronomer Meghnad Saha and others it was realized that a primary difference between stars was their temperature, and so the classifcation scheme was reorganized into “OBAFGKM” based upon temperature, from the hot O  stars to the cool M stars .  Several mnemonics have been created to remember this confusing sequence, a good one is, “Only Bad Astronomers Forget Generally Known Mnemonics” .  The primary goal of this exercise is to use the spectrum of each star to determine its spectral class, which is described below.

Absorption and emission lines are produced by a star’s atmosphere and outer layers .  This gas is too low a density to produce a continuum spectrum .  What types of spectral lines you see strongly depend on the star’s temperature . Helium is very diffcult to ionize, so spectral lines by ionized Helium (He II) appear in only the hottest stars, the O stars . B stars are hot enough to energize their Helium, but are not hot enough to ionize it . Thus B stars have HeI lines but do not have HeII lines, and A stars do not have any Helium lines at all .

In very hot stars (> 10,000 K) most of the Hydrogen gas in the star’s atmosphere will be ionized . Since an ionized Hydrogen atom has no electron it cannot produce any spectral lines, thus the Hydrogen lines are weak in O stars . B , A, and F stars

NomanoIe】uAa:

Astronomers use the Greek letter “λ”  (pronounced  “lambda”)  as a symbol for wavelength.  Wave- lengths are measured in units of Angstroms, or “Å” for short.  1Å = 10-10 m = 0.1 nm.

Annie Jump Cannon was one of several women who developed  the stellar classification scheme at Harvard College Observatory.

NomanoIe】uAa:

Astronomers refer to any element other than Hydrogen and Helium as “metals..”