Spettri e diagramma hr

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Prof. Giovanni Canadè

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Spettri e diagramma hr

  1. 1.
  2. 2. Evoluzione stellare<br />Vita morte e….miracoli di una stella<br />Le stelle hanno origine da nubi di idrogeno e materia interstellare. L’avvio del processo sembra affidato alla casualità. Le prime fasi di “gestazione di una stella sono lentissime, alcuni milioni di anni per stelle piccole, stelle massicce si formano in tempi relativamente brevi (300000 anni). IL DESTINO EVOLUTIVO DI UNA STELLA È DETERMINATO ESCLUSIVAMENTE DALLA MASSA che in essa si è concentrata. Le prime fasi dell’evoluzione sono uguali per tutte le stelle ( fino allo stadio di gigante rossa), l’evoluzione successiva si diversifica a seconda della massa iniziale. <br />
  3. 3. STELLE<br />Corpi gassosi mantenuti compatti dalla forza gravitazionale, ad alta temperatura e pressione, in grado di produrre energia sotto forma di onde elettromagnetiche che ci arrivano fino a noi a velocità costante.<br />
  4. 4. Onde elettromagnetiche<br />La luce è un insieme di radiazioni o onde elettromagnetiche, che si propagano nello spazio a velocità finita (velocità della luce= 300.000 Km/s). Sono definibili attraverso i seguenti parametri: <br />Lunghezza d’onda : distanza tra due massimi o due minimi successivi.<br />Frequenza : numero di onde che passano in un punto nell’unità di tempo (il secondo). <br />Ampiezza o intensità: altezza delle creste.<br /> e  sono inversamente proporzionali. > è  < è  e viceversa<br />
  5. 5. Esperimento di Newton<br />Nel 1666 Newton, facendo passare la luce solare attraverso un prisma di vetro, ottenne la sua scomposizione una gradualità di colori che dal violetto 400 nm passano all’azzurro., al verde, al giallo, al rosso 700 nm, senza soluzione di continuità. Lo strumento usato si chiama Spettroscopio.<br />
  6. 6. Spettri <br />Lo spettroè la figura che si ottiene raccogliendo, su uno schermo nero o una lastra fotografica, le radiazioni elettromagnetiche provenienti da una sorgente, dopo che hanno subito una rifrazione.<br />In uno spettro ogni radiazione appare come una riga.<br />Le radiazioni si dispongono in ordine di lunghezza d’onda.<br />Lo spettro completo delle radiazioni elettromagnetiche comprende:<br />
  7. 7. Un fascio di luce bianca è scomposto da un prisma ottico nelle sue componenti che sono deviate in modo diverso:<br />sono deviati di più i raggi di lunghezza d’onda minore e di meno quelli di lunghezza d’onda maggiore. In questo modo il fascio di luce bianca incidente è scomposto in bande distinte di colore diverso e - sono pure separate le radiazioni infrarosse e quelle ultraviolette. <br />
  8. 8. 3Tipi di Spettri<br />Si conoscono tre tipi principali di spettri: <br />Spettro di emissione continuo:è lo spettro della luce bianca emessa da un corpo solido, liquido o gassoso ad alta temperatura (incandescenza) e alta pressione(alta densità)<br />Spettro di emissione a righe: è lo spettro emesso da un gas rarefatto ad alta temperatura. Si presenta a righe se il gas è formato da atomi ,a bande se formato da molecole <br />Spettro di assorbimento:è lo spettroottenutoquando la luce bianca passa attraverso un gas a più bassa temperatura e assorbe le stesse onde che avrebbe emesso se fosse stato incandescente.Si presenta con righe nere su uno sfondo colorato.<br />
  9. 9.
  10. 10.
  11. 11. Caratteristiche delle stelle<br /><ul><li>Luminosità
  12. 12. Temperatura
  13. 13. Colore
  14. 14. Indice di colore
  15. 15. Massa e Densità
  16. 16. Dimensione
  17. 17. Moti</li></li></ul><li>Luminosità<br />Nell’antica Grecia, Ipparco di Nicea, classificò la luminosità delle stelle, in base allo splendore percepito dall’occhio umano, in 6 classi di grandezza, prendendo come stella di riferimento la stella polare. Alla 1a classe pose quelle più luminose e alla 6a quelle meno luminose. Questangrandezza di classificazione è la luminosità apparente. Oggi il termine grandezza è stato sostituito con il termine magnitudine e la luminosità delle stelle viene misurata con fotometri fotoelettrici.<br />L’astronomo Pogson scoprì che l’occhio umano è sensibile alle variazioni di luminosità secondo una scala logaritmica, per cui una stella di 1a classe è 2,5 volte più luminosa di una di 2a ecc. Per confrontare la luminosità delle stelle poste a diversa distanza dalla terra si è introdotto il concetto di magnitudine assolutadefinita come la magnitudine apparente che un oggetto avrebbe se fosse collocato idealmente alla distanza di 10 pc )<br />
  18. 18.
  19. 19. Temperatura<br />La temperatura superficiale di una stella può essere ricavata considerando due diversi parametri : <br />COLORE<br />varia dal rosso ( meno calde circa 2000 K ), all’arancio, al giallo, al bianco-azzurro, al blu (più calde fino a 30000 K)<br />CLASSE SPETTRALE<br />sono state individuate sette classi (O;B;A,F;G;K;M ) in ognuna varia la posizione,il numero e la successione delle righe spettrali. <br />La<br />
  20. 20. Classi spettrali<br />Per ricordare la successione delle classi è utile la seguente frase:<br />‟ Oh! BeAFineGirlKissMe(Se.Re:Na)”<br />
  21. 21. Diagramma HR<br />Un metodo per classificare le stelle in funzione della loro magnitudine e della loro temperatura o della loro classe spettrale<br />Si può considerare come una “fotografia” di stelle di età diverse, colte in uno stesso istante. <br />La posizione di una stella in un diagramma HR dipende dalla sua massa, dalla composizione chimica iniziale e dalla sua età. La posizione di una stella non è fissa ma cambia mentre la stella si trasforma.<br />Ci sono diversi diagrammi HR .<br />
  22. 22.
  23. 23.
  24. 24.
  25. 25. Interpretazione del diagramma HR<br /><ul><li>le stelle rappresentate si trovano in momenti diversi della loro evoluzione;
  26. 26. le regioni del diagramma entro le quali vi è la maggior densità di stelle corrispondono alle condizioni fisiche (temperatura e luminosità) più frequenti e più comuni;
  27. 27. ogni regione del diagramma occupata corrisponde a uno stadio possibile della vita di una stella;
  28. 28. la sequenza principale, dove si trova la massima densità di punti, rappresenta la fase più lunga e stabile della vita di una stella.</li></li></ul><li>Posizioni che verrebbero occupate nel diagramma H-R da una stella, di massa simile a quella del Sole, durante la sua vita. <br />
  29. 29. Effetto Doppler<br />L’effetto Doppler consiste nella variazione della frequenza della radiazione, causata dal movimento della sorgente rispetto all’osservatore:<br /><ul><li>se sorgente e osservatore si avvicinano , la frequenza della radiazione aumenta;
  30. 30. se sorgente e osservatore si allontanano la frequenza diminuisce.</li></li></ul><li>Le onde elettromagnetiche si comportano come le onde sonore: <br /><ul><li>quando una stella è in allontanamento dalla Terra tutte le righe di del suo spettro sono spostate verso il rosso (diminuisce la frequenza);
  31. 31. quando invece, una stella è in avvicinamento le righe dello spettro sono spostate verso il blu (aumenta la frequenza). </li></li></ul><li>Massa e Densità<br />La massa di una stella si misura grazie ad effetti gravitazionali su sistemi di stelle .Varia da circa 1/10 a circa venti volte o più della massa solare <br /> La densità della materia stellare varia da oggetto a oggetto (es 1cm3 nello strato esterno del sole contiene qualche centesimo di grammo di gas,1cm3 della nana bianca 1000000000 di grammi)<br />

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