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LE STELLE LE DISTANZE ASTRONOMICHE Unità astronomica = distanza media Terra-Sole (149 600 000 km) Anno luce = distanza percorsa in un anno dalla luce,

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1 LE STELLE LE DISTANZE ASTRONOMICHE Unità astronomica = distanza media Terra-Sole ( km) Anno luce = distanza percorsa in un anno dalla luce, che viaggia ad una velocità di km/sec. (9 463 miliardi di km) Parsec = la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe, perpendicolarmente, il semiasse maggiore dellorbita terrestre sotto langolo di 1 ( miliardi di km) 1 parsec = 3,26 a.l.

2 CARATTERISTICHE DELLE STELLE MAGNITUDINE Si possono classificare le stelle il base alla loro luminosità. Già Tolomeo (II sec.d.c.) aveva distinto 6 classi di luminosità: Prima classe: le più luminose Sesta classe: le meno luminose Tra ognuna delle 6 classi cè una differenza di luminosità di 2,5 volte ( una stella di m. 1 è 2,5 volte più luminosa di una stella di m.2; una stella di m. 1 quante volte è più luminosa di una di m. 3?) Ci sono anche valori negativi di luminosità: prova a spiegare perché …………. Le stelle appaiono di luminosità differente soprattutto a causa della loro diversa distanza dalla Terra e pertanto questo valore viene detto MAGNITUDINE APPARENTE (m)

3 MAGNITUDINE ASSOLUTA (M) E la luminosità che le stelle mostrerebbero se si trovassero tutte ad una stessa distanza dalla Terra, che per convenzione è stata fissata in 10 parsec. Per calcolare la M occorre conoscere la m, che si misura, e la distanza della stella; la relazione è la seguente: M = m + 5 – 5logd d = distanza in parsec Approfondimento: come si può misurare la distanza delle stelle? Organizzare lavori di gruppo

4 SPETTRI STELLARI La spettroscopia, nata con gli esperimenti di Newton che scompose la luce bianca nei suoi colori con un prisma, si occupa delle proprietà della luce che dipendono dalla sua lunghezza donda. A seconda del tipo di sorgente si possono avere 3 tipi di spettro: -CONTINUO: è emesso da una sorgente luminosa ed è costituito da tutti i colori, dal rosso al violetto, sfumati l'uno nell'altro. Si ottengono da corpi incandescenti, solidi, liquidi o gassosi, ad alta pressione; per esempio lo spettro solare o quello emesso da una lampada ad incandescenza.spettro solare

5 -DI EMISSIONE presenta righe colorate su sfondo nero; è emesso da sostanze incandescenti a bassa pressione. Ogni spettro è caratteristico di ogni sostanza. -DI ASSORBIMENTO si ottiene con la luce bianca fatta passare attraverso un gas a bassa pressione ( Ogni atomo assorbe la stessa radiazione che è in grado di emettere ) il quale assorbe certe lunghezze donda che risulteranno sottratte allo spettro e si evidenziano come righe nere (le righe nere si trovano, ovviamente, in corrispondenza delle lunghezze donda dello spettro di emissione di quel gas.) Spettro di emissione dellH Spettro di assorbimento dellH SPETTRI STELLARI

6 Spettro di assorbimento del Sole In realtà, osservando la luce del Sole con uno spettroscopio (che ha una maggiore capacità di dispersione) lo spettro mostra delle righe nere che dipendono dallassorbimento delle radiazioni da parte di varie sostanze interposte tra il sole e la terra. Sono state individuate oltre 60 elementi e ciò ha permesso di ottenere informazioni sulla composizione del sole. chiudi

7 Confronto tra spettro di emissione e si assorbimento SPETTRI STELLARI

8 Esempi di spettri di emissione di alcuni elementi chimici

9 SPETTRI STELLARI Classificazione delle stelle Le stelle mostrano spettri continui, ma con righe nere di assorbimento dovute alla presenza di certi elementi chimici. Lo studio accurato di numerose stelle ha evidenziato che esse mostrano righe di assorbimento in posizioni differenti; In base ai differenti tipi di spettri le stelle sono classificate in 7 classi spettrali: O - B - A - F - G - K - M Le stelle di classe O sono le più calde, quelle di classe M le più fredde Oh Be A Fine Girl, Kiss Me" (Oh, sii una ragazza gentile, baciami )

10 Classe spettrale ColoreTemperatura (K)Caratteristiche OBlu> Presentano nel loro spettro le righe dell'elio ionizzato e deboli righe dellidrogeno BBlu-bianco – Hanno righe dellH più intense della classe precedente ABianco7 500 – Nel loro spettro dominano le righe dell'idrogeno e di metalli ionizzati FGiallo6 000 – Dominano le righe dei metalli neutri; si indeboliscono quelle dellH e dei metalli ionizzati GGiallo5 000 – Deboli righe dellH. Intense quelle del calcio e dei metalli neutri e ionizzati. KArancione3 500 – 5 000Dominano le righe dei metalli neutri. MRosso< Sono presenti le righe dell'ossido di titanio e numerose righe dei metalli neutri. CLASSI SPETTRALI

11 COLORE E TEMPERATURA DELLE STELLE La differenza di temperatura si traduce in unaltra caratteristica delle stelle il COLORE Relazione tra temperatura e colore La legge dello spostamento di Wien La legge dello spostamento di Wien è stata verificata sperimentalmente T λ max = cost T = Temperatura K λ max =lunghezza donda alla quale si osserva la massima emissione di radiazione Allaumentare della T. aumenta la quantità di energia emessa sotto forma di radiazione con lunghezza donda minore. Cioè: aumentando T la maggior parte dellenergia emessa ha lunghezza donda molto piccola, cioè di colore … Azzurro Se la T. dimuisce aumenta la λ della maggior parte della radiazione e la stella appare di colore … Rosso

12 Nei corpi che emettono radiazioni la quantità di energia emessa aumenta con laumentare della Temperatura secondo il rapporto dato dalla legge di Stefan- Boltzmann I (T) = σ T 4 I= intensità emessa per unità di sup. nellunità di tempo (W/m 2 ) T= temperatura K σ= costante di Boltzmann 5, W/m 2 K 4 Se la T. di una stella raddoppia la quantità di energia emessa aumenta di … 2 4 Cioè 16 volte Relazione tra radiazione emessa e Temperatura (K)

13 Un corpo nero è un oggetto che ha la proprietà di assorbire completamente tutte le radiazioni incidenti su di esso e questo assorbimento di energia fa aumentare la sua temperatura: per mantenere lequilibrio, il corpo deve emettere esattamente lenergia che riceve e quindi appare luminoso ( lappellativo di nero sta a significare che il corpo nero non riflette la radiazione, ma la emette). Quando la temperatura T aumenta le radiazioni emesse sono quelle a lunghezza donda più breve. Quando la temperatura è di poco superiore allo zero assoluto (-273° C), lirraggiamento riguarda solo la regione delle radioonde. Ad alcune centinaia di K il corpo nero emette nellinfrarosso e resta invisibile per locchio umano; quando T raggiunge migliaia di K, il corpo diventa rosso; e man mano che la temperatura aumenta va diventando arancione, giallo, poi bianco e infine blu. Lo studio dello spettro consente di determinare la temperatura di un corpo chiudi


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