Luce delle Stelle: emissione termica classificazione spettrale diagramma HR Luigi A. Smaldone Dipartimento di Fisica Università di Napoli Federico II Planetario di Caserta

Informazioni sulle Stelle ?? LUCE LUCE ? ….. Particelle prive di massa dette FOTONI (Si muovono, nel vuoto, a velocità c=299 792 458 ms) Si comportano da: Particelle (nell’interazione con la materia) Onde (nella propagazione)

Dualismo Onda-Corpuscolo :

(h=costante di Planck=6.626×10-34joule per sec) Onde ? Lunghezza d’onda λ Frequenza ν=c/λ Energia del fotone: hν=hc/λ (h=costante di Planck=6.626×10-34joule per sec)

La famiglia dei fotoni: Onde Radio Microonde Infrarosso Visibile Raggi Gamma Raggi X Ultravioletto

blu 400 nm 0,4 μm rosso 750 nm 0,75 μm

Onde Radio: (è, forse, un qualche …. sauro ?!?)

Onde Radio: Il telescopio per le onde radio (radiotelescopio)

Onde Radio: Una radiogalassia … insieme al visibile !

Interazioni mareali nel gruppo M81 Onde Radio: Interazioni mareali nel gruppo M81 Distribuzione luce stellare Distribuzione idrogeno (emissione a 21 cm)

Onde Radio: Il centro della Via Lattea nel visibile …e nel radio

Venere … alle microonde Venere nel visibile Venere … alle microonde

nel visibile (dalla sonda Galileo) Infrarosso: Impatti della SL9 su Giove nel visibile (dalla sonda Galileo)

Infrarosso: Impatti della SL9 su Giove

Infrarosso: Impatti della SL9 su Giove

Ultravioletto: archi nella corona solare

Raggi X: Cos’è ???

Raggi X: Il Sole

Raggi X: I resti di una supernova

Raggi Gamma: Tutto l’Universo

Luce di Corpo Nero: λ in metri T in Kelvin F in Watt e Lunghezza d’onda del massimo di emissione λ in metri T in Kelvin Flusso complessivamente emesso F in Watt e σ=5.67×10-8 W gradi-4 m –2 Flusso alle varie λ (legge di Planck) k=1.3806×10-23 j. per K

Emissione di Corpo Nero:

In quale colore emettiamo il massimo di luce? Un caso …. umano: (35 oC = 308.16 Kelvin) In quale colore emettiamo il massimo di luce? λmax=2.8979×10-3/T =2.8979×10-3/308.16≈9.41×10-6 m =9.41 μm

Non vi illudete : non si dimagrisce così ! Un caso …. umano: (35 oC = 308.16 Kelvin) Quanta luce emette un metroquadro di superficie umana ? F = σT4 = 5.67×10-8 ×308.164 ≈ 511 W m-2 Quanta luce emettiamo? (cilindro di altezza 1.75 m e diametro 0.45 m ) L = F×S =511 × 2.45 = 1252 W = 0.3 Cal/sec = 1080 Cal/ora = 26000 Cal/giorno Non vi illudete : non si dimagrisce così ! Siamo immersi in un ambiente a Ta Lnetta=σ(T4-Ta4)×S =216 W=4300 Cal/giorno e … se teniamo conto di peli e vestiti, ≈ 2000

Le stelle: (T* e R* sono temperatura superf. e raggio) Flusso totale alla superficie della stella (potenza emessa da 1 m2 di stella) Luminosità totale (potenza emessa da tutta la superficie della stella) flusso totale a Terra (potenza ricevuta da 1 m2 di telescopio a distanza d dalla stella)

Come misurare la temperatura delle stelle? f lo possiamo misurare ma per determinare T* occorrono R* e d !!!! Per il SOLE: T =5800 K R = 6.96×108 m L = 3.8×1026 w d = 1.49×1011 m f = 1.36 Kw

Forse c’è la soluzione: Se osserviamo con un filtro blu: Se osserviamo con un filtro giallo:

Abbiamo il Termometro Stellare! Il loro rapporto sarà: Abbiamo il Termometro Stellare!

Come si interpretano i colori … in questa immagine? COLORE = Temperatura

Gli strani ed antichi astronomi Ipparco (II secolo a.C.): primo catalogo astronomico Stelle classificate in 6 grandezze (magnitudo) in base allo stimolo luminoso: I grandezza: le stelle più brillanti visibili ad occhio nudo ………………………… VI grandezza: le stelle meno brillanti visibili ad occhio nudo La classificazione dipende da: flusso a terra f = L /4πd2 risposta dell’occhio (rivelatore logaritmico, a differenza costante di grandezza corrispondono rapporti costanti in flusso)

Magnitudine apparente: Pogson (II metà del 1800): inquadrare grandezze m = -2.5 log f + c c (costante di zero): fissata in modo che per la stella Polare sia mP=2.12 mSole = -26.78 e mSirio = -1.46 Filtri colorati: magnitudine b e v b = -2.5 log fb + cb v = -2.5 log fv + cv Indice di colore (temperatura): b-v = -2.5 log (fb / fv ) + costante

m dipende da: Magnitudine Assoluta M: M = -2.5 log L + C luminosità (intrinseca) della stella L distanza d della stella Magnitudine Assoluta M: M = -2.5 log L + C C : fissata in modo che m ed M coincidano per stelle poste a d=10 pc M = m + 5 – 5 log d (d in pc) m–M = 5 log d -5 modulo di distanza

Spettri:

Spettri:

Spettri:

Spettri Stellari:

Classificazione Spettrale: SPETTRI STELLARI … Corpo Nero e Righe assorbimento di elementi diversi ??? … meglio classificare (iniziò padre Angelo Secchi) Classi Spettrali ABCDEFGHIJKLMNOPQRS ← forte predominanza righe H assenza righe H → - Anni ’20: sviluppo meccanica quantistica …

Stelle all’elio, all’idrogeno … ed al limone ??? Fattore predominante: TEMPERATURA

Classi Spettrali  Temperatura Tipo Spettrale : Classi Spettrali  Temperatura O B A F G K M Ogni classe è divisa in 10 sottoclassi: G0, G1, G2. ……...,G9 (il Sole è G2)

Tipo Spettrale (bis) :

Tipo Spettrale (ter): O B A F G K M T > 30 000 K

La Forma delle Righe A parità di temperatura (Tipo Spettrale) … la forma delle righe varia: molto diffuse (larghe ma poco intense) strette ed intense

La Forma delle Righe Meglio …. classificare ! A parità di temperatura (Tipo Spettrale) … la forma delle righe varia: molto diffuse (larghe ma poco intense) strette ed intense Meglio …. classificare !

Classi di Luminosità Forma righe Classe Nome Ia O Ia Ib II III IV V VI Parametro che controlla l’allargamento: PRESSIONE SUPERFICIALE ≈ Massa/Raggio La massa varia poco ! Forma righe Classe Nome molto strette  Ia O super supergiganti brillanti Ia supergiganti brillanti Ib supergiganti normali II giganti brillanti III giganti rosse IV sub-giganti V nane sequenza principale VI sub-nane molto larghe  VII nane bianche Perché i nomi: L=4πR2σT4

LUMINOSITÀ – TEMPERATURA Diagramma H-R H: astr. danese E. HERTZSPRUNG (1911) R: astr. americano H. RUSSEL (1913) Diagramma LUMINOSITÀ – TEMPERATURA (per le stelle)

Diagramma H-R (2)

Diagramma H-R (3), schematico

Diagramma H-R (4)

Diagramma H-R: rette di ugual raggio

Ogni stella al suo posto

Nella lavastoviglie non c’è posto per …

Nel Diagramma H-R … sì !

Nel Diagramma H-R … sì ! T L 3×10-24 308

Proprietà globali stelle: Temperatura: 3 000  50 000 K Raggi: 0,01  1000 raggio del Sole Masse: 0,1  50 massa del Sole Luminosità: 0,0001  1 000 000 luminosità del Sole

Perché è molto popolata la sequenza principale??

Se un extraterrestre ha a disposizione solo un minuto per studiarci, come puo’ fare ?

Osservandoci tutti simultaneamente !!

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