LE DISTANZE ASTRONOMICHE LE STELLE LE DISTANZE ASTRONOMICHE Unità astronomica = distanza media Terra-Sole (149 600 000 km) Anno luce = distanza percorsa in un anno dalla luce, che viaggia ad una velocità di 300 000 km/sec. (9 463 miliardi di km) Parsec = la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe, perpendicolarmente, il semiasse maggiore dell’orbita terrestre sotto l’angolo di 1” (30 900 miliardi di km) 1 parsec = 3,26 a.l.

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 c’è 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)

M = m + 5 – 5logd 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

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 d’onda. 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.

SPETTRI STELLARI DI EMISSIONE presenta righe colorate su sfondo nero; è emesso da sostanze incandescenti a bassa pressione. Ogni spettro è caratteristico di ogni sostanza. Spettro di emissione dell’H 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 d’onda che risulteranno sottratte allo spettro e si evidenziano come righe nere (le righe nere si trovano, ovviamente, in corrispondenza delle lunghezze d’onda dello spettro di emissione di quel gas.) Spettro di assorbimento dell’H

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 dall’assorbimento 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

Confronto tra spettro di emissione e si assorbimento SPETTRI STELLARI Confronto tra spettro di emissione e si assorbimento

Esempi di spettri di emissione di alcuni elementi chimici

O - B - A - F - G - K - M 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 )

CLASSI SPETTRALI O Blu > 30 000 Classe spettrale Colore Temperatura (K) Caratteristiche O Blu > 30 000 Presentano nel loro spettro le righe dell'elio ionizzato e deboli righe dell’idrogeno B Blu-bianco 10 5000 – 30 000 Hanno righe dell’H più intense della classe precedente A Bianco 7 500 – 10 000 Nel loro spettro dominano le righe dell'idrogeno e di metalli ionizzati F Giallo 6 000 – 7 500 Dominano le righe dei metalli neutri; si indeboliscono quelle dell’H e dei metalli ionizzati G 5 000 – 6 000 Deboli righe dell’H. Intense quelle del calcio e dei metalli neutri e ionizzati. K Arancione 3 500 – 5 000 Dominano le righe dei metalli neutri. M Rosso < 3 500 Sono presenti le righe dell'ossido di titanio e numerose righe dei metalli neutri.

T λmax = cost Azzurro Rosso COLORE E TEMPERATURA DELLE STELLE La differenza di temperatura si traduce in un’altra caratteristica delle stelle il COLORE Relazione tra temperatura e colore La legge dello spostamento di Wien è stata verificata sperimentalmente T λmax = cost T = Temperatura K λmax =lunghezza d’onda alla quale si osserva la massima emissione di radiazione All’aumentare della T. aumenta la quantità di energia emessa sotto forma di radiazione con lunghezza d’onda minore. Cioè: aumentando T la maggior parte dell’energia emessa ha lunghezza d’onda 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

Relazione tra radiazione emessa e Temperatura (K) Nei corpi che emettono radiazioni la quantità di energia emessa aumenta con l’aumentare della Temperatura secondo il rapporto dato dalla legge di Stefan-Boltzmann I (T) = σ T 4 I= intensità emessa per unità di sup. nell’unità di tempo (W/m2) T= temperatura K σ= costante di Boltzmann 5,69 10-8 W/m2K4 Se la T. di una stella raddoppia la quantità di energia emessa aumenta di … 24 Cioè 16 volte

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 l’equilibrio, il corpo deve emettere esattamente l’energia che riceve e quindi appare luminoso ( l’appellativo 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 d’onda più breve. Quando la temperatura è di poco superiore allo zero assoluto (-273° C), l’irraggiamento riguarda solo la regione delle radioonde. Ad alcune centinaia di K il corpo nero emette nell’infrarosso e resta invisibile per l’occhio 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