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Prof. Paolo Abis Le stelle Lic. Classico D. A. Azuni SASSARI.

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Presentazione sul tema: "Prof. Paolo Abis Le stelle Lic. Classico D. A. Azuni SASSARI."— Transcript della presentazione:

1 Prof. Paolo Abis Le stelle Lic. Classico D. A. Azuni SASSARI

2 Prof. Paolo Abis Cosa è una stella? Vista da fuori: una palla di gas incandescente

3 Prof. Paolo Abis Cosa è una stella? Si definisce stella un corpo celeste che brilla di luce propria. Una stella, in termini semplici, è un'enorme sfera di gas caldissimo, chiamato plasma, che genera energia nel suo interno attraverso un processo di fusione nucleare. Tale processo trasforma lidrogeno in un gas più pesante che si chiama Elio.

4 Prof. Paolo Abis una stella è un corpo celeste autogravitante

5 Prof. Paolo Abis Se il tasso di produzione di energia rallenta il centro comincia a raffreddarsi, la pressione dei gas diminuisce, e ciò provoca il prevalere della forza di gravità. Quando questo avviene, la stella si contrae. Equilibrio idrostatico E il perfetto equilibrio fra le due forze che mantiene la stella stabile per miliardi di anni. Questa contrazione genera una pressione altissima, la compressione fa aumentare la temperatura tanto da incrementare la produzione di energia e… la stella si espande.

6 Prof. Paolo Abis Guardiamoci dentro

7 Prof. Paolo Abis Guardiamoci dentro

8 Prof. Paolo Abis Il Sole Il sole E una sfera costituita per il 99% di gas (idrogeno ed elio). Nonostante la sua natura gassosa ha una densità di 1,4 volte quella terrestre. Infatti esercita una enorme forza di gravità che schiaccia i gas verso il centro con una pressione di molti miliardi di atmosfere (per un confronto: la pressione dell'aria che gonfia i pneumatici tanto da sostenere l'automobile E intorno alle 2/3 atmosfere). Questa pressione da ai gas nella parte interna la natura di un fluido.

9 Prof. Paolo Abis Il Sole Il Sole è composto da diversi strati: il nucleo, una zona intermedia nella quale l'energia prodotta nel nucleo viene trasportata verso l'esterno, e la fotosfera (che è la parte visibile del Sole). Inoltre ci sono due strati di gas al di sopra della fotosfera, chiamati cromosfera e corona. La corona solare è uno strato di gas caldissimo, alla temperatura di milioni di gradi, che circonda il Sole e arriva fino a una distanza di milioni di chilometri dalla fotosfera.

10 Prof. Paolo Abis Sorgenti di Energia Quale può essere la sorgente di energia dalle stelle ?. Si sa che reazioni di Fusione Nucleare sono in grado di produrre unenorme quantità di energia.

11 Prof. Paolo Abis Le Reazioni Nucleari Affinché possa avvenire una reazione di Fusione nucleare è necessario che due atomi si avvicinino fino ad una distanza di ~ cm. La carica positiva di un atomo (protoni+neutroni) è confinata entro un nucleo di ~ cm. Neutroni Protoni Elettroni

12 Prof. Paolo Abis Le Reazioni Nucleari A questa distanza però le forze di repulsione sono molto forti e quindi bisogna accelerare le particelle in modo da riuscire superare queste forze ovvero la Barriera Coulombiana

13 Prof. Paolo Abis Le Reazioni Nucleari La barriera Coulombiana può essere superata quando la temperatura e/o la densità del gas sono molto elevate. Ovvero quando laccelerazione dovuta allenergia termica è sufficientemente elevata o quando gli atomi sono costretti a stare molto vicini fra loro. Le prime reazioni nucleari che avvengono sono quelle per le quali la Barriera Coulombiana è più bassa, cioè quando la temperatura e/o la densità necessarie non sono molto elevate.

14 Prof. Paolo Abis Le Reazioni Nucleari Nellinterno di una stella questo si verifica facilmente. La densità al centro del Sole: = 220 miliardi di atmosfere atmosphere = 1.293x10 -3 gr cm -3 La temperatura al centro del Sole: T = °C T terra = 20°C ~ 293K T ~ 4.4x10 7 °C

15 Prof. Paolo Abis Le Reazioni Nucleari Vediamo quanta energia può essere prodotta da una reazione nucleare, e se questa è sufficiente a giustificare il tempo di vita di una stella (almeno 4Gyr nel caso del Sole). 4 1 H 4 He Bruciamento dellH Ad esempio la fusione di 4 nuclei di Idrogeno ( 1 H) in un nucleo di Elio ( 4 He):

16 Prof. Paolo Abis Le Sorgenti Nucleari In questa reazione cè però un difetto di massa: Il peso atomico del 1 H è m H = Il peso atomico del 4 He è m He = m= 4m H - m He = … Si trasforma in Energia !! Dove va questa massa? E = mc 2 (4 1 H 4 He)

17 Prof. Paolo Abis Le Sorgenti Nucleari Quando la temperatura e/o la densità nel centro aumentano allora è possibile che avvengano reazioni di fusione fra nuclei la cui Barriera Coulombiana è più grande. Es.: fusione dellHe, fusione del Carbonio ( 12 C), etc. Ogni reazione nucleare produrrà altra energia e la stella potrà continuare a vivere senza collassare su se stessa.

18 Prof. Paolo Abis Lenergia del sole Il Sole è una piccola stella di colore giallo, ha un diametro di quasi 1 milione 400mila chilometri, cioè quasi 110 volte quello della Terra. La temperatura al suo interno è altissima: oltre 15 milioni di gradi! Nel nucleo del Sole, l'idrogeno viene fuso per formare elio, in un processo detto fusione nucleare. L'energia creata nel nucleo del Sole attraverso questo processo viene prima trasportata fino alla sua superficie visibile, poi emessa nello spazio, dove si propaga sotto forma di luce. He

19 Prof. Paolo Abis Cosa possiamo misurare di una stella ? Quantità di luce (luminosità o magnitudine) Colore (differenza di magnitudine nei vari colori) Spettro (quanta energia viene emessa alle varie lunghezza donda) Velocità, distanza Da cui possiamo ricavare Luminosità assoluta (corretta per la distanza della stella) Temperatura Composizione chimica (elementi chimici presenti nella stella) Massa

20 Prof. Paolo Abis «Vedere» la luce La luce visibile è una forma di radiazione che il nostro occhio è in grado di percepire. Questa radiazione è formata da onde elettromagnetiche. La gamma di tutte le onde elettromagnetiche costituisce lo spettro elettromagnetico.. Le onde vi sono classificate in base alla frquenza e la lunghezza donda. Composizione delle stelle

21 Prof. Paolo Abis Spettro elettromagnetico

22 Prof. Paolo Abis La luce bianca e scomposta da un prisma in differenti colori

23 Prof. Paolo Abis E quello che succede alla luce del sole quando le gocce dacqua la scompongono per formare larcobaleno

24 Prof. Paolo Abis I raggi di luce che si riflettono allinterno della goccia dacqua una sola volta danno origine allarcobaleno principale (raggio di 42 gradi) I raggi di luce che si riflettono 2 volte danno origine allarcobaleno secondario (raggio di 50 gradi)

25 Prof. Paolo Abis Lo spettro di una sorgente luminosa può avere una natura continua (come ad esempio il sole od una lampadina ad incandescenza) Oppure una natura discreta (come le lampade a neon, sodio, mercurio, etc.)

26 Prof. Paolo Abis Spettro di assorbimento Spettro di emissione

27 Prof. Paolo Abis Spettro continuo Spettri di emissione Spettro di assorbimento

28 Prof. Paolo Abis Lo spettro delle stelle Tornando alle stelle: se ne rileviamo lo spettro e vogliamo sapere se su quella stella c'è idrogeno, basterà confrontare le righe dello spettro dell'idrogeno con quelle della stella, se ci sono tutte possiamo stare sicuri che su quella stella c'è l'idrogeno. Ovviamente lo spettro delle stelle sarà la risultante della somma degli spettri dei vari elementi che la compongono. Le righe di assorbimento dello spettro possono essere più o meno scure e questo indica con quale proporzione ciascun elemento è presente nella stella. In genere comunque si ha una uniformità nella composizione stellare mentre quello che cambia è la temperatura.

29 Prof. Paolo Abis Le righe dello spettro indicano la composizione della stella Spettri stellari ALPHA LYRAE - VEGA (Alpha LYR) BETA LYRAE - SHELIAK (Beta LYR)

30 Prof. Paolo Abis Spettro di assorbimento Le analisi spettrali hanno permesso di determinare la composizione chimica delle atmosfere stellari : Idrogeno 80% Elio 19% Altri elementi chimici 1 %

31 Prof. Paolo Abis Classificazione delle stelle La catalogazione delle stelle si basa principalmente sull'energia emessa. Infatti, l'energia prodotta dal nucleo stellare viene irraggiata sotto forma di luce e calore le cui lunghezze d'onda dipendono sostanzialmente dalla temperatura superficiale e dalla composizione chimica della materia. Classe Spettrale Tipo di Stella Temperatura in Gradi 0-BBianco Azzurre ABianche FBianche GGialle KArancio MRossomeno di 3000 Le stelle infatti sono di un colore che dipende direttamente dalla loro temperatura superficiale. Come criterio di catalogazione si usano allora la temperatura ed il colore delle stelle che portano alla creazione di 6 gruppi, o classi spettrali, indicati da lettere dell'alfabeto:

32 Prof. Paolo Abis Classe spettrale Le stelle sono state classificate in classi spettrali con le lettere: O B A F G K M, ciascuna accompagnata da numeri da 0 a 9. (il metodo anglosassone permette di ricordare la scala "OBAFGKM" attraverso l'acronimo scherzoso di "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me"). Il colore è indice della temperatura della stella e costituisce uno dei fattori della classificazione stellare. Ovviamente nella classificazione non compaiono le stelle variabili.

33 Prof. Paolo Abis Il Colore e la temperatura Il colore delle stelle può essere molto variabile. Le stelle non sono tutte bianche come immaginiamo guardando il cielo. Il colore di una stella è una indicazione della sua temperatura. Una stella giovane, come il sole, è relativamente calda (6 000 o C). Una stella rossa, è relativamente fredda (3 000 o C). Una stella blu è estremamente calda ( à o C).

34 Prof. Paolo Abis Il Colore e la temperatura Lo spettro di una stella dipende dalla temperatura. Più una stella é calda, più la sua luce è blu Stelle più calde Stelle più fredde

35 Prof. Paolo Abis Red Orange Yellow White Star Colors Blue

36 Prof. Paolo Abis 3000 K 4000 K 5000 K 6000 K Star Temperatures 10,000 K 15,000 K 30,000 K 7000 K

37 Prof. Paolo Abis Magnitudine stellare La luminosità di una stella viene accuratamente misurata con appositi fotometri fotoelettrici ed in base a tali misurazioni viene definita la sua magnitudine

38 Prof. Paolo Abis Magnitudine stellare Con il termine magnitudine (dal latino Magnitudo,inis = grandezza) si intende la misura della quantità di luce che arriva da un corpo celeste (stelle, galassie, nebulose...). Questa quantità di luce dipende da molti fattori come la distanza dell'astro, la sua grandezza, la sua temperatura ecc.

39 Prof. Paolo Abis Magnitudine stellare La scala con cui sono misurate le magnitudini affonda le sue radici nella pratica ellenistica di dividere le stelle visibili ad occhio nudo in sei magnitudini. Le stelle più luminose erano dette di prima magnitudine (m = +1), quelle brillanti la metà di queste erano di seconda magnitudine, e così via fino alla sesta magnitudine (m = +6), al limite della visione umana (senza un telescopio o altri aiuti ottici). Questo metodo piuttosto semplice di indicare la luminosità delle stelle fu reso popolare da Tolomeo nel suo Almagesto, e si pensa che sia stato inventato da Ipparco di Nicea. Claudio Tolomeo, precursore della geografia

40 Prof. Paolo Abis magnitudine = -2.5 log(flusso) + costante Magnitudine stellare Hipparco (II secolo A.C.) –Definisce sei categorie di magnitudini: Prima magnitudine per le stelle brillanti che si vedono appena tramonta il sole; Sesta magnitudine per le stelle che si vedono appena Norman Pogson (1856) –Ha definito la legge che definisce il sistema di magnitudini basandosi sul flusso

41 Prof. Paolo Abis Il sistema delle magnitudini Magnitudine apparente – Scala logaritmica della luminosità delle stelle Magnitudine assoluta – Magnitudine apparente di una stella se fosse a 10 parsecs di distanza dalla terra

42 Prof. Paolo Abis Magnitudine apparente La magnitudine apparente (m) di una stella, pianeta o di un altro oggetto celeste è una misura della sua luminosità apparente; cioè, non si prendere in considerazione la distanza dell'oggetto dal punto d'osservazione. d A d B Le stelle A e B hanno in apparenza la stessa luminosità. Tuttavia, la stella A in realtà è molto più piccola e meno luminosa della stella B.

43 Prof. Paolo Abis –Sole = mag –Luna piena = mag. –12 –Vega = mag. 0 –Stella più debole visibile ad occhi nudo= mag –limite dello Hubble Space Telescope = mag Nota: Più brillante è una stella e più è piccola la sua magnitudine (fino ad essere addiritutra negativa)

44 Prof. Paolo Abis La scala delle magnitudini è rovescia: astri con magnitudine maggiore sono meno luminosi. L'occhio umano riesce a vedere, nelle migliori condizioni di osservazione, fino alla magnitudine 5 per un totale di ~9000 stelle. Le stelle di prima magnitudine sono 2.5 volte più luminose di quelle di seconda, quelle di seconda sono 2.5 volte più luminose di quelle di terza e così via. Una differenza di 5 nella scala delle magnitudini corrisponde ad un fattore 100. Scala delle magnitudini

45 Prof. Paolo Abis Magnitudine stellare Le Pleiadi un ammasso aperto nella costellazione del Toro

46 Prof. Paolo Abis Quale è la magnitudine assoluta del sole ? m = -26. M = Pertanto, se il sole fosse a tale distanza dalla terra risulterebbe appena visibile Si definisce magnitudine assoluta M di una stella la magnitudine che essa avrebbe se venisse posta a 10 parsec di distanza (32,6 a.l.) Magnitudine assoluta

47 Prof. Paolo Abis Sorpresa !!

48 Prof. Paolo Abis I Diagrammi HR La scoperta più importante in campo astronomico risale al 1913, quando il danese Enjar Hertzsprung e lamericano Henry Norris Russell, indipendentemente luno dallaltro, confrontarono in un diagramma le due proprietà principali delle stelle: Temperatura (colore o tipo-spettale) Luminosità (magnitudine assoluta) Russell Hertzsprung

49 Prof. Paolo Abis I Diagrammi HR Se si conoscono il colore (ex. B-V) e la magnitudine assoluta nel visuale (M V ) di un certo numero di stelle possiamo costruire un diagramma Colore-Magnitudine Magnitudine (M V ) Colore (B-V) Questo diagramma è noto come Diagramma di Hertzsprung- Russell o Diagramma H-R (HRD),

50 Prof. Paolo Abis I Diagrammi HR Il diagramma HR può essere letto anche come un diagramma che lega la luminosità e la temperatura effettiva della stella: la luminosità del Sole: L =3.83x1033 erg/sec L/L Temperatura (K)

51 Prof. Paolo Abis

52 Il diagramma Hertzsprung-Russel (H-R) Il diagramma H-R rappresenta la: Luminosità delle stelle in funzione della loro temperatura e del loro colore. Questo digramma dimostra che esiste una relazione fra colore, temperatura, luminosità e massa. Conoscendo la relazione che esiste fra luminosità e temperatura di una stella e conoscendo la sua posizione nel diagramma H-R, si può determinare il tipo di stella ed il valore approssimativo della sua grandezza e della sua massa

53 Prof. Paolo Abis Il diagramma H-R Per poter descrivere compiutamente il diagramma H-R si devono necessariamente avere chiari i concetti di magnitudine assoluta e classe spettrale di una stella.magnitudine assoluta classe spettrale Fissati questi concetti abbiamo tutti gli elementi per costruirci il diagramma Hertzsprung-Russell (o H-R).In ascissa poniamo la classe spettrale e in ordinata la magnitudine assoluta.classe spettralemagnitudine assoluta

54 Prof. Paolo Abis Il diagramma H-R Benchè si pensi che nell'universo tutto sia uniforme, le stelle misurate fino ad oggi non tendono affatto a sparpagliarsi sull'intero piano ma si concentrano lungo la sequenza principale (MS) e in un altro grappoletto in alto a destra (Giganti rosse) (RG).

55 Prof. Paolo Abis Diagramma H-R

56 Prof. Paolo Abis Il diagramma H-R Da un primo sguardo si può notare che : le stelle di tipo O sono più calde e luminose di quelle di tipo M. Questo è piuttosto intuitivo perché sappiamo che un corpo ad una certa temperatura emette molta più energia, ed in particolare luce, di uno a temperatura molto inferiore.

57 Prof. Paolo Abis Il diagramma H-R Quello che è meno intuitivo è perché delle stelle di tipo M, con basse temperature intorno ai 3500°K, abbiano una magnitudine così bassa, cioè siano molto luminose. magnitudine La spiegazione è la seguente: prese due stelle di tipo M, una brillante ed una debole, esse devono avere la stessa temperatura dal momento che appartengono alla stessa classe spettrale e la quantità di luce emessa per unità di superficie (metro quadro ad esempio) deve essere identica. Quindi la stella più luminosa è quella che ha superficie maggiore. Infatti le stelle di quel tipo vengono chiamate "Giganti".classe spettrale

58 Prof. Paolo Abis Il diagramma H-R Le stelle sotto la sequenza principale vengono chiamate, per simmetria, "nane", ed in particolare bianche perché hanno una elevata temperatura e quindi colore tendente al bianco, e una piccolissima superficie. Le nane bianche hanno un'elevata densità ed al loro collasso si trasformano in stelle a neutroni emettendo raggi X.

59 Prof. Paolo Abis Il diagramma H-R Le Giganti e Super Giganti in genere sono dette Rosse, sempre per la loro temperatura. Le stelle di recente formazione, in alto a sinistra nel diagramma, sono caratterizzate da alte temperature e magnitudine molto negativa. Il Sole è una stella "nana" Sole

60 Prof. Paolo Abis Il diagramma H-R altri tipi stellari sono: le "nane brune" con massa inferiore a quella del Sole che per questo motivo non sono state in grado di innescare reazioni nucleari e quindi sono considerate stelle mancate.

61 Prof. Paolo Abis Cosa si può capire dal diagramma H-R Concludendo, ogni punto nel diagramma HR è caratterizzato dallavere temperatura (T eff ), luminosità e raggio ben definiti. Temperatura Luminosità Il Diagramma H-R aiuta a capire il ciclo di vita delle stelle.

62 Prof. Paolo Abis Il Raggio delle Stelle L/L Temperatura (K) R=10R R=1R R=0.1R il raggio del Sole: R =7x10 10 cm

63 Prof. Paolo Abis La Massa delle Stelle Per le stelle della Sequenza Principale:

64 Prof. Paolo Abis quindi nel diagramma HR possiamo individuare i luoghi di uguale raggio e massa in funzione di T eff e L/L La Massa delle Stelle R=10R R=0.1R R=1R L/L Temperatura (K) M=20M M=1M M=0.5M M=0.08M Raggio Massa


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