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Tano Cavattoni LUniverso Età 13,7 miliardi di anni LUniverso Età 13,7 miliardi di anni.

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1 Tano Cavattoni LUniverso Età 13,7 miliardi di anni LUniverso Età 13,7 miliardi di anni

2 2 Capitolo 9 Luniverso vicino Tutti gli astri [...] dei quali non si scorge alcun movimento e che scintillano, sono fuochi ossia soli; secondo le dovute proporzioni, è da ritenere coerente che, come questo Sole si muove tra le sue terre, così anche quelli si muovano fra le terre. Le loro terre non sono visibili a causa della rilevante distanza. Giordano Bruno

3 3 § 9.2 Classificazione delle stelle 1^ magnitudine: le prime stelle che appaiono dopo il tramonto; 6^ magnitudine: le stelle visibili solo nelle notti più buie. Classificazione per magnitudine Ai tempi di Ipparco (II sec. a.C.) le stelle erano state suddivise i 6 classi in base alla magnitudine apparente, ossia per la luminosità apparente: Atlante sostiene il cielo di Ipparco

4 4 § 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione per magnitudine Nel 1856 lastronomo inglese Pogson propose una formula che esprime in modo oggettivo la relazione fra magnitudine (m) e intensità luminosa (I) da noi percepita: m = –2,5 log(I) + k* * log: è il logaritmo in base 10; k: è una costante per la taratura della scala.

5 5 § 9.2 Classificazione delle stelle In Orione: Betelgeuse: 0,50 m Alnitak: 1,85 m Saiph: 2,06 m Bellatrix: 1,64 m Rigel: 0,12 m HP 25028: 5,65 m La magnitudine cresce al diminuire della luminosità

6 6 § 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard È una classificazione spettrale basata sulle caratteristiche fisiche delle stelle. Ogni stella emette dalla fotosfera uno spettro continuo come quello di un corpo nero. Latmosfera della stella, in relazione alla propria composizione e alla temperatura, è in grado di assorbire determinate lunghezze donda. Lo spettro in assorbimento è la carta didentità della stella.

7 7 § 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard Le righe spettrali raccontano agli scienziati quali elementi compongono latmosfera stellare, qual è la temperatura, la densità o il livello di ionizzazione. Ecco una parte dello spettro del Sole (380 nm < λ < 550 nm). CalcioHβHβ Magnesio

8 8 § 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard In base alle caratteristiche dello spettro e in ordine decrescente di temperatura sono state individuate 7 classi spettrali: O, B, A, F, G, K, M.

9 Temperatura 9 § 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard Nelle classi spettrali si hanno diverse intensità delle righe in assorbimento: Ad alte temperature sono intense le righe degli elementi ionizzati. A basse temperature sono intense le righe delle molecole.

10 10 § 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard Ogni classe spettrale è poi suddivisa in ulteriori 10 sottoclassi numerate da 0 a 9, sempre in ordine decrescente di temperatura: O0, O1, O2,...O9, B0, B1, eccetera. Il tipo spettrale è la caratteristica comune alle stelle che appartengono alla stessa classe spettrale. Si dice quindi che nostro Sole è una stella di tipo spettrale G2 o, semplicemente, di classe spettrale G2. Per memorizzare facilmente lordine delle classi spettrali gli studenti delle università statunitensi hanno inventato la seguente filastrocca: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me».

11 11 § 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Massa La massa (m) è un parametro determinante per la durata della vita di una stella. I valori sono molto diversi fra loro: Le stelle con massa maggiore hanno vita più breve. Le stelle con massa minore hanno vita più lunga. 0,08 m < m < 120 m * * m = massa del Sole

12 12 § 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Luminosità Le stelle note hanno luminosità L, detta anche luminosità intrinseca, molto diverse fra loro: * L = luminosità del Sole 10 –5 L < L < 10 5 L * Per confrontare la luminosità delle stelle si utilizza anche la magnitudine assoluta (M): la magnitudine (apparente) che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 pc (32,6 a.l.), supponendo nullo lassorbimento da parte del mezzo interstellare.

13 13 § 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Luminosità La magnitudine apparente non permette il confronto di luminosità fra le stelle. Il confronto è invece possibile ricorrendo alla magnitudine assoluta. Magnitudini apparenti e assolute (fra parentesi) di alcune stelle. NB La magnitudine cala al crescere della luminosità.

14 14 § 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Luminosità Fra i parametri magnitudine apparente (m), magnitudine assoluta (M) e distanza della stella (d, espressa in parsec) intercorre la seguente relazione: M = m + 2,5 log(10 2 /d 2 ) d = 10 (m – M +5)/5 da cui, note M e m, si può ricavare la distanza d:

15 15 § 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Dimensione Le stelle, che appaiono puntiformi a qualsiasi telescopio, hanno dimensioni diverse tra loro. I possibili valori del raggio R: 10 –1 R < R < 10 3 R *. * R = raggio del Sole Confronto fra le dimensioni di alcune stelle.

16 16 § 9.4 Il diagramma H-R Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni. La sequenza principale Attraversa il diagramma in diagonale e contiene la maggior parte delle stelle che osserviamo in cielo: le stelle nella fase stabile della loro vita, durante la quale convertono in elio lidrogeno del nucleo. Il Sole è vicino al centro della sequenza principale

17 17 § 9.4 Il diagramma H-R Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni. Le supergiganti Sono stelle fuori dalla sequenza principale e si trovano in tutte le classi spettrali. Hanno massa superiore alle 10 m, e luminosità fino a 10 5 volte quella del Sole.

18 18 § 9.4 Il diagramma H-R Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni. Le giganti Sono le stelle fra la regione selle supergiganti e la sequenza principale. Hanno dimensioni 50 volte superiori a quelle del Sole e luminosità fino a migliaia di volte quella del Sole.

19 19 § 9.4 Il diagramma H-R Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni. Le nane bianche Sono stelle nella fase finale dellevoluzione. Hanno massa inferiore a 1,44 m, dimensioni molto ridotte e densità elevate. La luminosità va da 10 –4 a 10 –6 volte quella del Sole.

20 20 § 9.8 Gli ammassi stellari Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente. Ammassi globulariAmmassi aperti Contengono soprattutto stelle piuttosto vecchie e si trovano nellalone galattico. Formati principalmente da giovani stelle della sequenza principale, si trovano nei bracci di spirale.

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