Presentazione a cura di :

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1 Presentazione a cura di :
Micol e Elisa S.M.S. A. Bonati - Ferrara Ins: Maria Somenzi, Giovanni Mari.

2 OTTICA -Il prisma ottico -Le lunghezze d’onda
-Le lunghezze d’onda e i colori -Perché i nostri occhi vedono? -Lo spettro di emissione -I filtri -Il Sole -La Luce -La Radiazione ultravioletta.

3 COMPONENTI COLORATI DELLA LUCE BIANCA
-Se si guarda la scomposizione della luce nei suoi sette componenti colorati, si ha una percezione leggermente soggettiva dei colori. Un fascio di luce bianca può essere scomposto con un CD o con lo spettroscopio,

4 LE LUNGHEZZE D’ONDA - E’ possibile definire in maniera più scientifica il colore utilizzando I NANOMETRI. 1 nanometro = 10 alla -9 metri Questo è possibile perché ogni colore dello spettro ( colore Puro) ha una diversa lunghezza d’onda. I colori dello spettro per l’occhio medio vanno da 400 nm (viola) a 700 nm (rosso).

5 LE LUNGHEZZE D’ONDA DEI COLORI ( INTERVALLI CONVENZIONALI)
Rosso : da 700 nm a 630 nm Arancione : da 630 nm a 580 nm Giallo : da 580 nm a 550 nm Verde : da 550 nm a 480 nm Blu : da 480 nm a 430 nm Viola : da 430 nm a 400 nm

6 PERCHE’ I NOSTRI OCCHI VEDONO?
I nostri occhi vedono gli oggetti perché la luce si riflette sulla loro superficie. Al buio non riusciamo a vedere niente perché i nostri occhi non percepiscono nessuna fonte luminosa. Se colleghiamo ad un monitor una cinepresa ad infrarossi vediamo formarsi sul monitor le immagini che essa percepisce, grazie ai raggi infrarossi, non visibili all’uomo (sono radiazioni calde, es.forno elettrico).

7 LO SPETTRO DI EMISSIONE
- Se si osserva la luce di una lampada ad incandescenza attraverso uno spettroscopio è possibile vedere uno spettro allargato nella fascia del rosso. -Se si osserva la luce di una lampada “al neon” attraverso uno spettroscopio si può vedere che esso ha delle righe più evidenti in ogni colore. - Bruciando il solfato di sodio si vedono solo i colori rosso, verde e arancio,bruciando solfato di rame si nota maggiormente l’arancione in una fascia allargata.

8 I FILTRI Il filtro è un materiale
o una sostanza che trattiene alcune radiazioni e ne lascia passare altre. Filtro rosso: luce rossa Filtro al cobalto: luce blu

9 IL SOLE Il Sole è la stella più vicina alla terra, di media
grandezza, definita come “nana lattea “, ha 4 miliardi di anni, il centro del Sole è il core dove avviene la fusione nucleare. La luce solare è utilizzata sulla Terra come fonte di energia pulita.

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11 LA SCALA DELLE DISTANZE
Per costruire la scala delle distanze utilizziamo diversi metodi di misura della distanza stessa. Ognuno di questi metodi e’ valido in un certo intervallo di valori della distanza. Ogni metodo serve anche per tarare e confermare il successivo.

12 COME SI MISURANO LE DISTANZE?
Il primo gradino della scala delle distanze viene costruito utilizzando un metodo geometrico: quello della parallasse. Per andare oltre occorre utilizzare metodi diversi, non più basati sulla geometria, bensì sulla luminosità. Occorre quindi cercare degli oggetti celesti visibili bene anche oltre, da sfruttare per la determinazione della distanza. Questi oggetti celesti sono le stelle cefeidi.

13 Un faro campione: le stelle cefeidi
Nella costellazione del Cefeo, e’ visibile una stella, Delta Cephei, molto particolare. E’ una stella variabile, la prima di questo tipo ad esser stata scoperta. La sua luminosità varia in modo periodico con estrema regolarità, come un faro marino. Dato che conosciamo la distanza di Delta Cephei con il metodo della parallasse, possiamo stimare bene la sua magnitudine assoluta.

14 LE GALASSIE A SPIRALE Grazie al metodo delle Cefeidi conosciamo la distanza di alcune galassie, distanza limitata ad alcuni Megaparsec. Oltre questo limite le Cefeidi sono troppo deboli per poter essere rilevate. Per poter procedere, gli astronomi hanno ideato un terzo metodo, che sfrutta le galassie a spirale.

15 LA RELAZIONE DI TULLY-FISHER
Utilizzando quelle galassie a spirale, la cui distanza era già nota perché calcolata con il metodo delle Cefeidi, gli Astronomi hanno trovato una relazione che lega la velocità di rotazione di queste con la loro luminosità intrinseca. Se riesco ad osservare la rotazione di una galassia di questo tipo, posso fare una ipotesi sulla sua magnitudine assoluta. Essa è chiamata relazione di Tully - Fisher e, applicata a galassie che si trovano ben oltre alcuni Mega parsec, permette di determinare la loro distanza fino ad alcune decine di Mega parsec.

16 NGC 1365 NGC1365 è una galassia a spirale barrata, appartenente all’ammasso di galassie della Fornace che si trova a circa 20 mega parsec da noi.

17 LE SUPERNOVAE Le Supernovae (SN) sono stelle giganti al termine della loro vita, che esplodono improvvisamente con un conseguente aumento improvviso e notevolissimo di luminosita’ (oltre 30 magnitudini, ovvero 1000 miliardi di volte piu’ luminose che prima dello scoppio!)e che possono essere tilizzate come indicatori di distanza.

18 CONCLUSIONI I metodi usati in astronomia per calcolare le distanze sono ben diversi da quelli usuali. Alcuni sono di tipo geometrico, altri coinvolgono la luce. Tutti questi metodi sono strettamente dipendenti l’uno dall’altro, poiché un metodo utilizzato per misurare distanze di oggetti più lontani ha necessariamente bisogno di basarsi sui risultati di quello precedente, altrimenti sarebbe inutilizzabile.

19 Metodo delle SNIa Fino a 5000 Mega pc ~
RIASSUNTO Metodo dei PIU’ BRILLANTI AMMASSI DI GALASSIE Oltre i 5000 Mega pc ~ Metodo delle SNIa Fino a 5000 Mega pc ~ Metodo di TULLY-FISHER Fino a 500 Mega pc ~ Metodo delle CEFEIDI Fino a 50 Mega pc ~   Metodo della PARALLASSE Fino a 500pc ~