R. Poggiani Dipartimento di Fisica, Università di Pisa

Presentazione sul tema: "R. Poggiani Dipartimento di Fisica, Università di Pisa"— Transcript della presentazione:

1 R. Poggiani Dipartimento di Fisica, Università di Pisa
Il Sole e le stelle R. Poggiani Dipartimento di Fisica, Università di Pisa Viterbo, 14/4/2009

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6 L’astrofisica come scienza osservativa
L’astrofisica è una scienza osservativa: Gli oggetti misurati sono inaccessibili e deboli Le condizioni di osservazione non sono controllabili Gli eventi interessanti non sono programmati Occorre combinare molti tipi di osservazione a diverse lunghezze d’onda

7 Radiazione elettromagnetica

8 Le osservabili stellari: temperatura e luminosità
Luminosità: energia totale emessa per unità di tempo In realtà la quantità misurata è un flusso, cioè l’energia per unità di tempo e di superficie. Quindi occorre conoscere la distanza

9 Temperatura e colore delle stelle

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11 Temperatura e colore delle stelle
Le stelle sono sistemi termodinamici all’equilibrio tra materia e radiazione: il colore di una stella è collegato alla sua temperatura La distribuzione in energia dei fotoni è la distribuzione di corpo nero, quella di un oggetto teorico che assorbe il 100% della energia incidente su di esso, senza riflessione, quindi appare nero. Assorbendo energia si riscalda e riemette radiazione Esempio di corpo nero (approssimativamente): filamento delle lampade ad incandescenza

12 Radiazione di corpo nero
Per temperature di migliaia di gradi, il picco dello spettro di corpo nero cade entro la regione della luce visibile, ma la distribuzione di energia copre anche le regioni infrarossa e ultravioletta Oggetti più caldi emettono più energia ad ogni lunghezza d’onda Oggetti più caldi hanno un picco a lunghezza d’onda minori

13 Equilibrio idrostatico
Le misure di luminosità e di temperatura sono costanti su tempi di centinaia di anni e oltre, cioè le stelle sono in equilibrio Equilibrio idrostatico: le stelle sono sistemi gassosi all’equilibrio tra la pressione del gas e la forza gravitazionale

14 Equilibrio termico Considerando una stella come un insieme di gusci, la quantità di energia che esce da ogni guscio verso l’esterno è uguale a quella che vi entra, proveniente dalle regioni più interne, più quella eventualmente prodotta all’interno del guscio stesso Le stelle perdono energia per emissione di fotoni dagli strati superficiali All’equilibrio termico l’atmosfera riceve continuamente energia dagli strati sottostanti

15 Nascita delle stelle Le stelle nascono dalla accumulazione di gas e polveri La contrazione causa un aumento di temperatura e pressione

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18 Ma le stelle calde irraggiano e quindi si raffreddano....
La stella si contrae e si scalda finchè la pressione del gas caldo non eguaglia la forza di gravità Più la stella è massiccia, più dovrà riscaldarsi per restare in equilibrio idrostatico: le stelle massicce sono più calde e luminose Ma le stelle calde irraggiano e quindi si raffreddano.... La stella resta in equilibrio per un tempo dell’ordine di quello occorrente ai fotoni prodotti al centro per uscire dalla stella Random walk t ≈ 107 anni

19 Il tempo scala termodinamico del Sole è il tempo di Kelvin-Helmoltz, cioè il tempo impiegato per irraggiare l’energia acquistata contraendosi (energia potenziale gravitazionale), circa 107 anni Questo tempo è molto minore della età del Sole, circa 4.5 miliardi di anni Le reazioni di fusione nucleare hanno fornito l’energia al Sole per irraggiare per un periodo così lungo

20 Reazioni nucleari Fondendo due o più nuclei leggeri in un nucleo più pesante si produce energia

21 Reazioni nucleari La prima reazione nucleare che si innesca è la fusione di idrogeno in elio La reazione produce energia a causa della piccola differenza di massa tra i 4 atomi di idrogeno e un atomo di elio

22 Struttura interna del Sole
Nocciolo (core): zona di produzione dell’energia. Ogni secondo 700 milioni di tonnellate di idrogeno si trasformano in elio Zona radiativa: zona di trasporto radiativo dell’energia Zona convettiva: zona di trasporto convettivo dell’energia

23 Macchie solari

24 Macchie solari

25 Macchie solari Zone “fredde” nella fotosfera
Ombra (centrale): circa C Penombra: circa C

26 Macchie solari Il numero di macchie solari varia con un ciclo di 11 anni

27 Minimo Massimo

28 Diagramma di Hertzsprung-Russell
Grafico della luminosità in funzione della temperatura

29 Le stelle sono in equilibrio: la pressione del gas compensa la forza di gravità, mentre l’energia per irraggiare è fornita dalle reazioni nucleari Man mano che le fusioni nucleari procedono, la quantità di combustibile diminuisce: la stella si evolve secondo i tempi scala nucleari Le stelle massicce sono piu’ calde e luminose e consumano più velocemente il combustibile nucleare, cioè hanno vite più brevi Il Sole impiegherà 10 miliardi di anni ad esaurire l’idrogeno al centro Una stella di 10 masse solari impiegherà solo 10 milioni di anni

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32 Vita delle stelle Una volta esaurito l’idrogeno nel nocciolo, le reazioni nucleari rallentano per mancanza di combustibile Il nocciolo inizia a contrarsi e quindi la sua temperatura aumenta, come quella di della zona circostante Quindi le reazioni nucleari proseguono in un guscio più esterno. Gli strati esterni si espandono e si raffreddano: la stella diventa una gigante rossa Il raggio della stella può diventare 1000 volte più grande di quello iniziale, quindi la stella diventa molto più brillante

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34 Vita delle stelle Il nucleo continua a contrarsi, riscaldandosi fino a 100 milioni di gradi Gli atomi di elio si urtano producendo nuclei di carbonio A questo punto la stella ha trovato una nuova sorgente di combustibile e ritorna all’equilibrio La superficie si riscalda e si contrae, la luminosità diminuisce La evoluzione successiva è diversa per stelle di piccola massa (fino a due masse solari) e stelle di grande massa (da due a cento masse solari)

35 Stelle di piccola massa
Quando l’elio si esaurisce, la densità della zona centrale è così elevata da inibire le reazioni nucleari Il nucleo si contrae, mentre l’esterno si espande e si raffredda Gli strati esterni vengono espulsi, scoprendo il nucleo della stella: abbiamo una nebulosa planetaria Il gas espulso forma una nube, mentre al centro resta una nana bianca, oggetto compatto molto calso con le dimensioni di un pianeta La stella immette materiale nello spazio parte del materiale che la compone, ma parte dell’idrogeno iniziale è stata trasformata in elio e carbonio Questo sarà il destino del Sole: terminato l’idrogeno, diventerà una gigante rossa, poi una nebulosa planetaria e una nana bianca

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38 Stelle di grande massa Le stelle più pesanti consumano il combustibile più velocemente delle stelle più leggere Dopo la fase di gigante rossa la stelle inizia a bruciare elio nel nucleo ed idrogeno in un guscio esterno; finito l’elio, la stella usa combustibili sempre più pesanti, ma ogni volta la temperatura richiesta è più elevata Alla fine la stella collassa. Gli strati esterni cadono sul nucleo, riscaldandosi e innescando reazioni che lanciano il materiale nello spazio: abbiamo una supernova

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42 Spettroscopia Lo spettro della luce contiene molte informazioni sulle caratteristiche dei corpi celesti studiati: temperatura, composizione…. Spettro = distribuzione della radiazione in funzione dell’energia o lunghezza d’onda In genere gli spettri astronomici contengono una parte che varia lentamente in funzione della lunghezza d’onda o spettro continuo e varie righe spettrali in emissione o assorbimento

43 Storia 1666: Newton scompone la luce solare con prismi
1815: Fraunhofer osserva le righe degli spettri di Sole e stelle 1858: Kirchoff separa le righe di origine stellare da quelle di origine terrestre; identificazione sodio 1868: prima identificazione dell’elio nello spettro solare

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45 Ogni sostanza ha uno spettro caratteristico

46 Righe spettrali Le righe spettrali di assorbimento ed emissione nascono dalla interazione tra gli elettroni degli atomi e la radiazione Fotoni: E = h f Un elettrone in orbita stabile attorno ad un nucleo può saltare ad un livello più alto assorbendo un fotone o scendere ad un livello più basso emettendo un fotone

47 Tecniche di spettroscopia
Dispersione della luce per rifrazione: prismi Dispersione della luce per diffrazione: reticoli, formati da migliaia di incisioni

48 Tecniche di spettroscopia
Gli spettri astronomici sono misurati con una CCD

49 Spettri stellari

50 Spettri stellari L’energia prodotta entro la stella viene trasportata in superficie e attraversa la fotosfera Lo spettro di una stella è la sovrapposizione dello spettro di un corpo nero e dello spettro di assorbimento della fotosfera stellare

51 Classificazione spettrale delle stelle
Le stelle sono classificate in vari tipi spettrali definiti da lettere: O B A F G K M Ogni tipo è suddiviso in 10 sottotipi da 0 a 9 Aiuto per la memorizzazione: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me

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54 Classificazione spettrale delle stelle
Classe spettrale Temperatura (K) Righe spettrali O 28, ,000 He II B 10, ,000 He I A 7, ,000 H I F 6, ,500 H I, Ca II G 4, ,000 Ca II K 3, ,900 Ca I M 2, ,500 TiO

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56 Spettro del Sole Riga Origine l(Å) A Ossigeno (atmosfera) 7594 B 6870
C Idrogeno 6563 D1 Sodio 5896 D2 5890 E Ferro 5269 F 4861 G Ferro, calcio 4308 H Calcio 4102

57 Misure di temperatura Legge di Wien: λmax(m) = x 10-3/T(K)

58 Effetto Doppler Spostamento della lunghezza d’onda (frequenza) di una onda in presenza di moto relativo tra sorgente ed osservatore (λ' - λ)/ λ = v/c Esempio: passaggio di una ambulanza Allontanamento: spostamento verso il rosso Avvicinamento: spostamento verso il blu

59 Binarie spettroscopiche
I sistemi binari e multipli sono molto comuni

60 Pianeti extrasolari Rivelazione attraverso la misura dello spostamento Doppler di righe spettrali

61 Espansione Crab

62 Rotazione galassie

63 Materia oscura

64 Quasar Oggetti extragalattici

65 Espansione dell’Universo
L’osservazione di galassie lontane ha permesso di misurare uno spostamento delle righe verso il rosso che aumentava con la distanza