Luigi A. Smaldone Dipartimento di Fisica

Presentazione sul tema: "Luigi A. Smaldone Dipartimento di Fisica"— Transcript della presentazione:

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

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

3 Dualismo Onda-Corpuscolo :

4 (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)

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

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

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

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

9 Onde Radio: Una radiogalassia … insieme al visibile !

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

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

12 Venere … alle microonde
Venere nel visibile Venere … alle microonde

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

14 Infrarosso: Impatti della SL9 su Giove

15 Infrarosso: Impatti della SL9 su Giove

16 Ultravioletto: archi nella corona solare

17 Raggi X: Cos’è ???

18 Raggi X: Il Sole

19 Raggi X: I resti di una supernova

20 Raggi Gamma: Tutto l’Universo

21 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

22 Emissione di Corpo Nero:

23 In quale colore emettiamo il massimo di luce?
Un caso …. umano: (35 oC = 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

24 Non vi illudete : non si dimagrisce così !
Un caso …. umano: (35 oC = Kelvin) Quanta luce emette un metroquadro di superficie umana ? F = σT4 = 5.67×10-8 × ≈ 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 = 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

25 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)

26 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

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

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

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

30 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)

31 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 = 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

32 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 modulo di distanza

33 Spettri:

34 Spettri:

35 Spettri:

36 Spettri Stellari:

37 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 …

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

39 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)

40 Tipo Spettrale (bis) :

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

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

43 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 !

44 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

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

46 Diagramma H-R (2)

47 Diagramma H-R (3), schematico

48 Diagramma H-R (4)

49 Diagramma H-R: rette di ugual raggio

50 Ogni stella al suo posto

51 Nella lavastoviglie non c’è posto per …

52 Nel Diagramma H-R … sì !

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

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

55 Perché è molto popolata la sequenza principale??

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

57 Osservandoci tutti simultaneamente !!

58 Breve durata Grande durata Effetto di selezione