ESERCITAZIONI ASTROFISICA STELLARE
|
|
- Ortensia Randazzo
- 6 anni fa
- Visualizzazioni
Transcript
1 ESERCITAZIONI per ASTROFISICA STELLARE (AA ) (ultimo aggiornamento: 23/03/2012)
2 Esercizio 1: Una stella con gravita` superficiale pari a cm -2 e luminosita` pari a 562 L ha il massimo di emissione nella banda UV, ad una lunghezza d onda di 1450 Å. Determinare la densita` media della stella. ρ = 0.87 g cm -3 Esercizio 2: (i) Una stella di sequenza principale con massa pari a 7 M e raggio pari a R ha log(l/l ) = Determinare la lunghezza d onda alla quale ci si aspetta il massimo di intensita` ed indicare in quale regione dello spettro elettromagnetico si trova. (ii) Nell atmosfera di questa stella si osserva una riga di assorbimento del sodio a Å. Sapendo che la lunghezza d onda di laboratorio di questa riga e` Å, determinare se la stella si sta avvicinando o allontanando dall osservatore e con quale velocita`. (i) λ = 1160 Å => UV (ii) Si sta avvicinando con v = -253 km s -1 Esercizio 3: Sapendo che una stella ha gravita` superficiale pari a cm s -2 e che in assenza del sostegno dovuto alla pressione del gas collasserebbe su se` stessa in appena s, determinare (i) il raggio, la massa e la densita` della stella, (ii) di che tipo di stella si tratta, (iii) da quale tipo di pressione la stella e` mantenuta in equilibrio idrostatico. (i) R=13.1 km, M=1.5 M, ρ = g cm -3 (ii) stella di neutroni (iii) pressione del gas degenere relativistico Esercizio 4: Una stella ha un nucleo di raggio pari a 0.07 R e massa 2 M. Sapendo che la pressione al centro della stella vale 3 x10 20 dyne cm -2, calcolare il valore della pressione al bordo del nucleo. P = 7.8 x10 19 dyne cm -2 2
3 Esercizio 5: Calcolare la pressione nel punto medio del Sole (cioe` a R /2). Si adotti 1.4 g cm -3 come densita` media del Sole. P = dyne cm -2 Esercizio 6: Sapendo che il nucleo di una stella ha massa M N = 1.2 M e raggio R N =0.2 R, e sapendo che la differenza di pressione tra l centro e il bordo del nucleo e` pari a dyne cm -2, determinare se il nucleo e` in equilibrio, in espansione o in contrazione. Il nucleo e` in espansione Esercizio 7: Una stella di sequenza principale di 10 M ha una temperatura superficiale T sup = K e raggio R=10 R. Durante la sua evoluzione, T sup scende a 5000 K, mentre la luminosita` non cambia (la stella diventa cioe` una supergigante rossa). Si chiede di: a) calcolare in quali bande dello spettro elettromagnetico la stella emette nelle due fasi; b) calcolare il raggio della supergigante; c) calcolare e confrontare la gravita` superficiale della stella nelle due fasi evolutive; d) calcolare in quanto tempo collasserebbero le stelle se la pressione fosse nulla; Alla fine della sua evoluzione, la stella ha una gravita` superficiale 3x10 13 volte maggiore di quella che aveva durante la fase di supergigante e raggio pari a 10 km. e) quanta massa ha perso? f) che densita` ha? g) che tipo di stella e`? Soluzioni: a) λ 1 = 1000 Å => UV; λ 2 = 5800 Å => VIS; b) R 2 = 250 R c) g 1 = 2700 cm s -2 ; g 2 = 4.32 cm s -2 ; g 1 /g 2 = 625 d) t d,1 = 6.3 h; t d,2 = 32 giorni e) M 2 -M 3 = 9 M f) ρ = 5x10 14 g cm -3 g) stella neutroni 3
4 Esercizio 8: Dato un gas perfetto completamente ionizzato, di peso molecolare medio µ=0.7 e con abbondanza in massa dei metalli pari al 2%, (i) calcolare le abbondanze in massa di idrogeno ed elio. (ii) Un gas di soli elettroni potrebbe essere caratterizzato dallo stesso valore di µ? (i) X=0.55, Y=0.43 (ii) no, perche risulterebbe X=1.8 Esercizio 9: Calcolare il peso molecolare del materiale presente nel nucleo di una stella che ha gia` completamente esaurito il bruciamento dell idrogeno ed ha portato al 2.5% l abbondanza in massa degli elementi pesanti. Si effettui il calcolo nei casi (i) di gas perfetto completamente ionizzato e (ii) di gas degenere di soli elettroni. (i) µ=1.34 (ii) µ=2 Esercizio 10: Calcolare la percentuale di atomi di idrogeno ed elio caratteristica del gas primordiale. Ricordando che per il gas primordiale Y=0.24 e Z=0 (quindi X=0.76), si ottiene: 93% di atomi di H e 7% di atomi di He. Esercizio 11: Dato un nucleo stellare di densita` ρ = g cm -3 e temperatura T = K, costituito per il 70% da H e per il 29% da He, stimare i contributi all opacita` da parte dei vari processi studiati κ BF = 0.5 cm 2 g -1 κ FF = 0.05 cm 2 g -1 κ E = 0.34 cm 2 g -1 Esercizio 12: Si stimino i diversi contributi all opacita` del gas di un nucleo stellare in cui si e` completato il bruciamento dell H e sta per innescarsi quello dell He (quindi T=10 8 K). Si adottino gli stessi valori di densita` e abbondanza di metalli dell esercizio precedente. κ BF = cm 2 g -1 κ FF = cm 2 g -1 κ E = 0.2 cm 2 g -1 4
5 Esercizio 13: Stimare i diversi contributi all opacita` nel nucleo del Sole (i) quando ha cominciato il bruciamento dell H nel core (ρ=160 g cm -3 ; T=10 7 K; X=0.7, Y=0.28; Z=0.02) (ii) al tempo attuale (X=0.4, Y=0.58, Z=0.02) (iii) quando comincera` il bruciamento quiescente dell He nel core (ρ=10 4 g cm -3 ; T= K; X=0, Y=0.98; Z=0.02) e (iv) in un punto della sua atmosfera, in cui ρ=10-7 g cm -3 ; T=20000 K (i) κ BF = 17.2 cm 2 g -1, κ FF = 0.8 cm 2 g -1, κ E = 0.34 cm 2 g -1 ; (ii) κ BF = 14.2 cm 2 g -1, κ FF = 0.66 cm 2 g -1, κ E = 0.28 cm 2 g -1 ; (iii) κ BF = 0.05 cm 2 g -1, κ FF = cm 2 g -1, κ E = 0.2 cm 2 g -1 ; (iv) κ BF = 30 cm 2 g -1, κ FF = 1.5 cm 2 g -1, κ E = 0.24 cm 2 g -1 Esercizio 14: (i) Calcolare in numero di atomi di idrogeno ed elio contenuti in una stella di 3M e composizione chimica uguale a quella del Sole (X=0.7, Y=0.28; Z=0.02). Sapendo che il 30% della massa e` contenuto nel nucleo e che dopo 10 milioni di anni, meta` degli atomi di H nel nucleo si e` trasformata in atomi di elio, calcolare (ii) il nuovo numero di atomi di H ed He, (iii) la nuova composizione chimica (X, Y, Z) del nucleo e (iv) la variazione del suo peso molecolare medio. (i) N H,t0 = , N He,t0 = (ii) N H,t1 = , N He,t1 = (iii) X t1 =0.35, Y t1 =0.63, Z t1 =0.02 (iv) µ t0 = 0.6; µ t1 =0.84; µ t1 -µ t0 = 0.24 Esercizio 15: Una stella di ramo orizzontale (la fase di bruciamento di He nel core) ha una luminosita` pari a 50 L. Sapendo che questa fase evolutiva dura 10 8 anni e che ciascuna reazione 3α produce un energia pari a erg, calcolare: a) il rate (numero di reazioni al secondo) col quale stanno avvenendo le reazioni 3α; b) quanta massa di He sara` stata consumata alla fine di questa fase evolutiva Soluzioni: a) ν 3α = s -1 ; b) M He = 0.5 M Esercizio 16: Calcolare la percentuale di atomi di Li III nel 2 livello eccitato, (i) rispetto a quelli nel 1 livello eccitato e (ii) rispetto al numero totale di atomi di quella specie. Si consideri T= K. 5
6 Soluzioni: (i) N Li III,3 /N Li III,2 = ; (ii) N Li III,3 /N Li III = ; Esercizio 17: Calcolare il rapporto tra il numero di atomi nel 1 livello di eccitazione e quello di atomi nello stato fondamentale per una nube di carbonio idrogenoide ad una temperatura T= K. N C VI,2 /N C VI,1 = Esercizio 18: (i) Data una nube di berillio tre volte ionizzato, calcolare la temperatura alla quale il numero di atomi nello stato fondamentale e` 1000 volte piu` grande del numero di atomi nel 1 livello di eccitazione. (ii) Ripetere il calcolo per il carbonio idrogenoide. (i) T= K (ii) T= K Esercizio 19: (i) Determinare la frazione di atomi di elio ionizzati 2 volte, rispetto a quelli ionizzati una volta sola, in un gas di temperatura T=15000 K e di pressione elettronica P e = 100 dyne cm -2. (ii) Ripetere il calcolo per T=50000 K. Soluzioni: (i) N He III /N He II = ; (ii) N He III /N He II 6000 Esercizio 20: Data una nube di ossigeno alla temperatura T=10 6 K e con P e = 80 dyne cm -2, calcolare il rapporto tra il numero di atomi completamente ionizzati e quello di atomi idrogenoidi. N O IX /N O VIII = Esercizio 21: Calcolare la percentuale di atomi di idrogeno neutro che, alla temperatura superficiale del Sole, si trovano nel primo livello di eccitazione, rispetto al numero di quelli nel livello fondamentale. 6
7 per T=5770 K la percentuale e` % Esercizio 22: Ad una temperatura di 100,000 K, quanti atomi di berillio idrogenoide si trovano nel livello di eccitazione n=2, rispetto a quelli nello stato fondamentale? N Be IV,2 /N Be IV,1 = Esercizio 23: Calcolare (a) la funzione di partizione (troncata al 3 termine) per il BeIV ad una temperatura di 500,000 K e (b) la percentuale di atomi che si trovano nel primo livello di eccitazione, rispetto al numero totale di atomi. (a) U i (T) = (b) 7.6% Esercizio 24: Calcolare il rapporto tra il numero di atomi di silicio completamente ionizzati, e quello di atomi di silicio idrogenoidi, sapendo che T=10 6 K, P e = 100 dyne cm -2, U XV =1, U XIV =2. N Si XV /N Si XIV = Esercizio 25: Determinare il rapporto tra il numero di atomi di elio ionizzati due volte, rispetto a quello di atomi ionizzati una volta sola, per una temperatura di 10 5 K ed una pressione elettronica di 100 dyne cm -2 (si adotti U II =2). N He III /N He II =
La classificazione delle stelle
La classificazione delle stelle Primo Levi 2013 Roberto Bedogni INAF Osservatorio Astronomico di Bologna via Ranzani, 1 40127 - Bologna - Italia Tel, 051-2095721 Fax, 051-2095700 http://www.bo.astro.it/~bedogni/primolevi
DettagliEvoluzione stellare: dalla nascita di una stella alla sua fine. Serafina Carpino
Evoluzione stellare: dalla nascita di una stella alla sua fine Serafina Carpino Oltre a miliardi di stelle, nello spazio ci sono nubi di materia interstellare, formate da estese condensazioni di gas e
DettagliGli oggetti dell analisi spettrale: le stelle e la loro evoluzione
Università del Salento Progetto Lauree Scientifiche Attività formativa Modulo 2 Gli oggetti dell analisi spettrale: le stelle e la loro evoluzione Vincenzo Orofino Gruppo di Astrofisica LE NEBULOSE (1)
DettagliLe nebulose. Le nebulose sono agglomerati di idrogeno, polveri e plasma.
Le nebulose Le nebulose sono agglomerati di idrogeno, polveri e plasma. Esistono vari tipi di nebulosa: nebulosa oscura all interno della quale avvengono i fenomeni di nascita e formazione di stelle; nebulosa
DettagliL origine degli elementi chimici: Le fornaci stellari. Lezioni d'autore
L origine degli elementi chimici: Le fornaci stellari Lezioni d'autore VIDEO Introduzione La storia sull origine degli elementi chimici è strettamente intrecciata con l evoluzione del nostro universo.
DettagliLE STELLE. LE DISTANZE ASTRONOMICHE Unità astronomica = distanza media Terra-Sole ( km)
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
DettagliL abbondanza degli elementi nell universo
L abbondanza degli elementi nell universo Abbondanze nel sistema solare Abbondanze fotosferiche e meteoriche Abbondanze cosmiche Chi da dove? a)nucleosisntesi primordiale b)nucleosintesi stellare fino
DettagliNane bianche e stelle di neutroni. di Roberto Maggiani
Nane bianche e stelle di neutroni di Roberto Maggiani Prendendo in mano una zoletta di zucchero e poi una zolletta di ferro potremmo verificare il maggior peso di quest ultima, infatti, nello stesso volume
DettagliAstronomia Lezione 16/12/2011
Astronomia Lezione 16/12/2011 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/ Libri di testo: - An introduction to modern astrophysics
DettagliCome classificare uno spettro stellare. Francesca Onori
Come classificare uno spettro stellare Francesca Onori Riassumendo.. A seconda della loro temperatura superficiale, le stelle mostrano differenti colori e differenti spettri di corpo nero. Riassumendo..
DettagliEmissione α. La sua carica elettrica è pari a +2e La sua massa a riposo è circa 7x10-27 kg.
Reazioni nucleari Un nucleo instabile può raggiungere una nuova condizione di stabilità attraverso una serie di decadimenti con emissione di particelle α, β, γ o di frammenti nucleari (fissione). Emissione
DettagliSOLE, struttura e fenomeni
SOLE, struttura e fenomeni Lezioni d'autore di Claudio Censori VIDEO Introduzione (I) Il Sole è la stella più vicina a noi, della quale possiamo pertanto ricavare in dettaglio informazioni dirette. Si
DettagliGli spettri stellari - storia
Gli spettri stellari - storia 1802 - W.H. Wollaston scopre righe di assorbimento nello spettro solare 1814/5 - Joseph Fraunhofer (1787-1826) conferma la presenza di un gran numero (574) di righe di assorbimento
DettagliAstronomia Lezione 23/1/2012
Astronomia Lezione 23/1/2012 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/ Libri di testo: - An introduction to modern astrophysics
DettagliStudiamo le stelle su modelli che si basano su due presupposn principali:
- - 0 Introduzione. Le forze che agiscono nelle stelle. La stru9ura della materia (approfondimento) 3. Le reazioni di fusione nucleare Le fasi della vita di una stella: 4. La nascita delle stelle 5. Le
Dettaglip e c = ev Å
Corso di Introduzione alla Fisica Quantistica (f) Soluzioni Esercizi: Giugno 006 * Quale la lunghezza d onda di de Broglie di un elettrone che ha energia cinetica E 1 = KeV e massa a riposo m 0 = 9.11
DettagliLaboratorio di Chimica Generale ed Inorganica. Lezione 3. Atomi ed elementi Unità di massa atomica Mole
Laboratorio di Chimica Generale ed Inorganica Lezione 3 Atomi ed elementi Unità di massa atomica Mole Dott.ssa Lorenza Marvelli Dipartimento di Scienze Chimiche e Farmaceutiche Laboratorio di Chimica Generale
DettagliDiametro del nucleo: m. Diametro dell atomo: m
Diametro del nucleo: 10 15 m Diametro dell atomo: 10 9-10 10 m The nuclear atom Thomson (Premio Nobel per la Fisica nel 1907) scopre l elettrone nel 1897 Rutherford (Premio Nobel per la Chimica nel 1908)
DettagliCon la parola Universo possiamo intendere tutto ciò che ci circonda: le stelle, i pianeti e tutti gli altri oggetti che vediamo nel cielo (insieme ad
Con la parola Universo possiamo intendere tutto ciò che ci circonda: le stelle, i pianeti e tutti gli altri oggetti che vediamo nel cielo (insieme ad una enorme quantità di altre cose che non vediamo)
DettagliAstronomia Lezione 9/1/2012
Astronomia Lezione 9/1/2012 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/ Libri di testo: - An introduction to modern astrophysics B.
DettagliNucleosintesi da catture protoniche e meccanismi di mescolamento nelle fasi finali dell evoluzione stellare.
Università degli studi di Perugia Facoltà di Scienze Matematiche, Fisiche e Naturali Corso di Laurea in Fisica Nucleosintesi da catture protoniche e meccanismi di mescolamento nelle fasi finali dell evoluzione
DettagliEvoluzione stellare prima della sequenza principale
Evoluzione stellare prima della sequenza principale Ivo Riccardi Indice 1 Il mezzo interstellare Nel 1908 Von Mie dimostrò che l attenuazione (o estinzione) subita dalla luce attraversando il mezzo interstellare
DettagliI molti volti dell'universo
I molti volti dell'universo L astronomia infrarossa Paolo Saracco INAF - Osservatorio Astronomico di Brera / DVWURQRPLDLQIUDURVVD 2OWUHLOLPLWL /DVFRSHUWD GHOOD UDGLD]LRQH,5 3URSULHWDC ILVLFKH GHOO,5 /
DettagliCARATTERISTICHE DELLE STELLE
CARATTERISTICHE DELLE STELLE Lezioni d'autore di Claudio Censori VIDEO Introduzione I parametri stellari più importanti sono: la le la la luminosità, dimensioni, temperatura e massa. Una stella è inoltre
DettagliStelle: la fusione nucleare
Stelle: la fusione nucleare Primo Levi-Roberto Bedogni UNO SGUARDO ALLE STELLE, PIANETI, GALASSIE: INTRODUZIONE ALL ASTRONOMIA Bedogni Roberto INAF Osservatorio Astronomico di Bologna http://www.bo.astro.it/~bedogni/primolevi/
DettagliATOMI E MOLECOLE. Tutte le varie forme di materia esistenti sono costituite da sostanze semplici (elementi) e da sostanze composte (composti).
1 ATOMI E MOLECOLE Tutte le varie forme di materia esistenti sono costituite da sostanze semplici (elementi) e da sostanze composte (composti). Un elemento (es. il mercurio) è una sostanza che non può
DettagliAstronomia Lezione 14/11/2011
Astronomia Lezione 14/11/2011 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/ Libri di testo: - An introduction to modern astrophysics
DettagliDocente: Alessandro Melchiorri Slides delle lezioni: oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2014
Astronomia Lezione 21/11/2014 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Slides delle lezioni: oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2014 Equazione del Trasporto Radiativo
DettagliFisica del VITA MEDIA o <<TEMPO SCALA>> di una stella. RISERVA ENERGETICA (masse delle particelle) POTENZA IRRADIATA
Bollitore tibetano Fisica del 1900 VITA MEDIA o di una stella RISERVA ENERGETICA (masse delle particelle) POTENZA IRRADIATA M i c h e l s o n In Fisica oramai, è soltanto questione di mettere
DettagliRICERCA di FABRIZIO PORTA LEGGERE LE STELLE
RICERCA di FABRIZIO PORTA LEGGERE LE STELLE LEGGERE LE STELLE: MA QUANTE SONO? Le stelle visibili ad occhio nudo dalla superficie terrestre sono esattamente 5.780, anche se dal nostro emisfero se ne può
Dettagli13 ottobre Prof. Manlio Bellesi
XV OLIMPIADI ITALIANE DI ASTRONOMIA MODENA 2015 13 ottobre 2014 Prof. Manlio Bellesi Fin dalle origini gli esseri umani hanno osservato il cielo. Cosmologie, miti, religioni, aspirazioni e sogni hanno
DettagliIl semiconduttore è irradiato con fotoni a λ=620 nm, che vengono assorbiti in un processo a due particelle (elettroni e fotoni).
Fotogenerazione -1 Si consideri un semiconduttore con banda di valenza (BV) e banda di conduzione (BC) date da E v =-A k 2 E c =E g +B k 2 Con A =10-19 ev m 2, B=5, Eg=1 ev. Il semiconduttore è irradiato
DettagliL energia assorbita dall atomo durante l urto iniziale è la stessa del fotone che sarebbe emesso nel passaggio inverso, e quindi vale: m
QUESITI 1 Quesito Nell esperimento di Rutherford, una sottile lamina d oro fu bombardata con particelle alfa (positive) emesse da una sorgente radioattiva. Secondo il modello atomico di Thompson le particelle
DettagliDocente: Alessandro Melchiorri
Astronomia Lezione 23/11/2012 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Sito web per slides lezioni: oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2012/ Le lezioni astronomia012_*.pdf
DettagliCaratterizzazione delle onde: lunghezza d onda, velocità, frequenza, periodo
Esercizi di acustica Caratterizzazione delle onde: lunghezza d onda, velocità, frequenza, periodo Esercizio 1 La velocità del suono nell aria dipende dalla sua temperatura. Calcolare la velocità di propagazione
DettagliAstronomia Lezione 7/11/2011
Astronomia Lezione 7/11/011 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Attenzione! on abbiamo lezione il 10/11/011 Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/ Libri di testo:
DettagliCiao a tutti! Teorie Osservazione
Ciao a tutti! L ultima volta abbiamo parlato delle distanze delle stelle, oggi studieremo la loro vita. Ricordiamo che l Astronomia è una scienza osservativa e non permette la sperimentazione. Si procede
DettagliViviamo in un periodo fortunato La nostra stella e tranquilla e la nostra atmosfera ci protegge, insieme al campo magnetico terrestre.
Viviamo in un periodo fortunato La nostra stella e tranquilla e la nostra atmosfera ci protegge, insieme al campo magnetico terrestre. Negli ultimi 10.000 anni il clima e stato relativamente stabile e
DettagliUNIVERSITA' DEGLI STUDI DI CATANIA Facoltà di Scienze Matematiche, Fisiche, Naturali Corso di Laurea Specialistica in Fisica
UNIVERSITA' DEGLI STUDI DI CATANIA Facoltà di Scienze Matematiche, Fisiche, Naturali Corso di Laurea Specialistica in Fisica CURRICULUM ASTROFISICA E FISICA DELLO SPAZIO Anno Accademico 2011-2012 PROGRAMMA
DettagliMateria e radiazione. Lezione 6
Materia e radiazione Lezione 6 Sommario Luce e radiazione: come estrarre l informazione fisica dalla luce delle stelle. La radiazione di corpo nero: leggi di Wien e di Stefan. Struttura Atomica: nucleo
DettagliFononi e calori reticolari - Testi degli esercizi. Fisica della Materia Condensata
Fononi e calori reticolari - Testi degli esercizi Fisica della Materia Condensata A.A. 015/016 Fononi e calori reticolari Esercizio 1 Si consideri una catena lineare biatomica. Calcolare le relazioni di
DettagliPinzani, Panero, Bagni Sperimentare la chimica Soluzioni degli esercizi Capitolo 9
Pinzani, Panero, Bagni Sperimentare la chimica Soluzioni degli esercizi Capitolo 9 Esercizio PAG 198 ES 1 PAG 198 ES 2 PAG 198 ES 3 PAG 198 ES 4 PAG 198 ES 5 PAG 198 ES 6 PAG 198 ES 7 PAG 198 ES 8 PAG
DettagliUnità Didattica 6. Spettroscopia delle nebulose
Diapositiva 1 Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose Questa unità presenta i fondamenti della fisica del gas ionizzato che servono a comprendere gli spettri a righe d emissione osservati in alcune
DettagliLa struttura stellare ( II ) Lezione 4
La struttura stellare ( II ) Lezione 4 Il trasporto radiativo dell energia Il gradiente di pressione P(r) che sostiene una stella è prodotto da un gradiente in ρ(r) e T(r) e quindi L(r), ovvero l energia
DettagliCosa alimenta le stelle? Stefano Covino INAF / Osservatorio Astronomico di Brera
Cosa alimenta le stelle? Stefano Covino INAF / Osservatorio Astronomico di Brera Dato di ingresso: il Sole splende La quantità di energia che riceviamo dal Sole è nota come Costante Solare (CS): 1,37 kw/m
Dettaglin(z) = n(0) e m gz/k B T ; (1)
Corso di Introduzione alla Fisica Quantistica (f) Prova scritta 4 Luglio 008 - (tre ore a disposizione) [sufficienza con punti 8 circa di cui almeno 4 dagli esercizi nn. 3 e/o 4] [i bonus possono essere
DettagliSpettro della galassia di Seyfert NGC 4151
Spettro della galassia di Seyfert NGC 4151 Misura del redshift e della larghezza delle righe di emissione Enrico Ferrari & Michele Previatello Istituto Tecnico Industriale Severi - Padova (22 Aprile 2005)
DettagliAstronomia Strumenti di analisi
Corso facoltativo Astronomia Strumenti di analisi Christian Ferrari & Gianni Boffa Liceo di Locarno Parte E: Strumenti di analisi Radiazione elettromagnetica Interazione radiazione - materia Redshift Misura
DettagliAC5 Distanze nella Via Lattea
AC5 Distanze nella Via Lattea Misure di parallasse. Il satellite Hypparcos La misura della temperatura superficiale delle stelle ( corpo nero, larghezza delle righe, luminosità ) Spettri stellari e loro
DettagliLa teoria atomica moderna: il modello planetario L ELETTRONE SI MUOVE LUNGO UN ORBITA INTORNO AL NUCLEO
La teoria atomica moderna: il modello planetario L ELETTRONE SI MUOVE LUNGO UN ORBITA INTORNO AL NUCLEO La luce La LUCE è una forma di energia detta radiazione elettromagnetica che si propaga nello spazio
Dettagli1. Le stelle. corpi celesti di forma sferica. costituite da gas (idrogeno ed elio)
LE STELLE 1. Le stelle corpi celesti di forma sferica costituite da gas (idrogeno ed elio) producono energia al loro interno tramite reazioni di fusione nucleare, la emettono sotto forma di luce che arriva
DettagliLa misura dei parametri fisici delle stelle
La misura dei parametri fisici delle stelle La misura dei parametri fisici delle stelle Grandezze più importanti che permettono di caratterizzare le stelle sono: la distanza ( d ); Astronomia lo spettro
DettagliI BUCHI NERI. Origine ed evoluzione di questi mostri spaziali. Andrea Longobardo Istituto Fisica Spazio Interplanetario INAF
I BUCHI NERI Origine ed evoluzione di questi mostri spaziali Andrea Longobardo Istituto Fisica Spazio Interplanetario INAF Intorno al buco nero ed ancora nella musica Il buco nero ci ha ingoiati e siamo
DettagliLe Stelle parametri fisici, evoluzione e formazione degli elementi pesanti
Le Stelle parametri fisici, evoluzione e formazione degli elementi pesanti G. Cutispoto gcutispoto@oact.inaf.it INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania XIV Scuola estiva di Astronomia 23 Luglio 2014
DettagliStelle. - emette un flusso continuo di onde elettromagnetiche, che noi osserviamo in parte sotto forma di luce
Stelle - corpo celeste di forma più o meno sferica - emette un flusso continuo di onde elettromagnetiche, che noi osserviamo in parte sotto forma di luce - il Sole è una stella - Quasi tutto ciò che sappiamo
DettagliORBITALI E CARATTERISTICHE CHIMICHE DEGLI ELEMENTI
ORBITALI E CARATTERISTICHE CHIMICHE DEGLI ELEMENTI Nelle reazioni chimiche gli atomi reagenti non cambiano mai la loro natura ( nucleo ) ma la loro configurazione elettronica. Nello specifico ad interagire
DettagliChimica. Lezione 1 La materia
Chimica Lezione 1 La materia Materia Tutte le sostanze che costituiscono l universo Infinita varietà di forme Classificazione a seconda dello stato FISICO (solido, liquido, gassoso) o della COMPOSIZIONE
DettagliSpettroscopia. 05/06/14 SPET.doc 0
Spettroscopia 05/06/14 SPET.doc 0 Spettroscopia Analisi del passaggio di un sistema da uno stato all altro con scambio di fotoni Spettroscopia di assorbimento Spettroscopia di emissione: In entrambi i
DettagliTrasporto in Semiconduttori e Metalli - Esercizi con soluzioni
Trasporto in Semiconduttori e Metalli - Esercizi con soluzioni Fisica della Materia Condensata Dipartimento di Matematica e Fisica Università degli Studi Roma Tre A.A. 2016/2017 Trasporto in Semiconduttori
DettagliSommario della lezione 4. Proprietà periodiche. Massa atomica e massa molecolare. Concetto di mole. Prime esercitazioni
Sommario della lezione 4 Proprietà periodiche Massa atomica e massa molecolare Concetto di mole Prime esercitazioni Proprietà periodiche Il raggio atomico è definito come la metà della distanza minima
DettagliSpettro elettromagnetico
Spettro elettromagnetico Sorgenti Finestre Tipo Oggetti rilevabili Raggi γ ev Raggi X Lunghezza d onda E hc = hν = = λ 12. 39 λ( A o ) Visibile Infrarosso icro onde Onde-radio Dimensione degli oggetti
DettagliTest di Matematica di base e Logica
Università degli Studi di Perugia. Facoltà di Scienze MM.FF.NN. Test di Autovalutazione per l accesso al corso di laurea triennale in chimica 1 ottobre 2010 Test di Matematica di base e Logica 1) Un triangolo
DettagliLo Spettro Elettromagnetico
Spettroscopia 1 Lo Spettro Elettromagnetico Lo spettro elettromagnetico è costituito da un insieme continuo di radiazioni (campi elettrici e magnetici che variano nel tempo, autogenerandosi) che va dai
DettagliL atomo. Il neutrone ha una massa 1839 volte superiore a quella dell elettrone. 3. Le particelle fondamentali dell atomo
L atomo 3. Le particelle fondamentali dell atomo Gli atomi sono formati da tre particelle fondamentali: l elettrone con carica negativa; il protone con carica positiva; il neutrone privo di carica. Il
DettagliStruttura dell'atomo a cura di Petr Ushakov
Struttura dell'atomo a cura di Petr Ushakov Struttura dell'atomo Gli atomi di tutti gli elementi sono formati da tre tipi di particelle elementari: protone, neutrone e elettrone. particelle elementari
DettagliVERIFICA La struttura della materia: atomi e molecole
ERIICA La struttura della materia: atomi e molecole Cognome Nome Classe Data I/1 ero o falso? La massa atomica indica quanti neutroni sono presenti nel nucleo La massa atomica indica la massa in grammi
DettagliEsercizi di. Stechiometria dei composti. mercoledì 9 dicembre 2015
Esercizi di Stechiometria dei composti mercoledì 9 dicembre 2015 Il cloro ha due isotopi stabili contenenti rispettivamente 18 e 20 neutroni. Utilizzando la tavola periodica degli elementi, scrivere i
DettagliCONFIGURAZIONE ELETTRONICA DEGLI ELEMENTI
CONFIGURAZIONE ELETTRONICA DEGLI ELEMENTI SOSTANZE: ELEMENTI E COMPOSTI Si definisce sostanza la materia che ha sempre la stessa composizione. Ogni campione di una sostanza ha le stesse propietà chimiche
DettagliCRISI DELLA FISICA CLASSICA e FISICA DEI QUANTI Esercitazione
! ISTITUTO LOMBARDO ACCADEMIA DI SCIENZE E LETTERE Ciclo formativo per Insegnanti di Scuola Superiore - anno scolastico 2017-2018 Prima lezione - Milano, 10 ottobre 2017 CRISI DELLA FISICA CLASSICA e FISICA
DettagliCORSO DI LAUREA IN INGEGNERIA CIVILE A.A Prova scritta del corso di Chimica A-K Compito prova
CORSO DI LAUREA IN INGEGNERIA CIVILE A.A. 2012-2013 Prova scritta del corso di Chimica A-K Compito prova Cognome e nome.... n di matricola Nei quesiti a risposta multipla, verranno ANNULLATI i quesiti
DettagliLe stelle nascono nell l e l n ebulo l se s
Le stelle nascono nelle nebulose nebulosa La nascita di una stella avviene quando, all'interno di una nebulosa, una grande quantità di materia (soprattutto gas) si concentra in uno spazio sempre più piccolo,
DettagliSPETTRO ELETTROMAGNETICO. Lunghezza d onda (m)
SPETTRO ELETTROMAGNETICO Lunghezza d onda (m) ONDE RADIO λ 1 m f 3 10 8 Hz DOVE LE OSSERVIAMO? Radio, televisione, SCOPERTA Hertz (1888) Marconi: comunicazioni radiofoniche SORGENTE Circuiti oscillanti
DettagliTECNICHE RADIOCHIMICHE
TECNICHE RADIOCHIMICHE L ATOMO - Un atomo e costituito da un nucleo carico positivamente, circondato da una nuvola di elettroni carichi negativamente. - I nuclei atomici sono costituiti da due particelle:
DettagliATOMO. Legge della conservazione della massa Legge delle proporzioni definite Dalton
Democrito IV secolo A.C. ATOMO Lavoisier Proust Legge della conservazione della massa Legge delle proporzioni definite Dalton (808) Teoria atomica Gay-Lussac volumi di gas reagiscono secondo rapporti interi
DettagliEsercizi. 1. Fotoni, elettroni. 2. Struttura della materia. 3. Nuclei, radioattività. 4. Produzione e consumo di energia E-X - 0
Esercizi 1. Fotoni, elettroni 2. Struttura della materia 3. Nuclei, radioattività 4. Produzione e consumo di energia E-X - 0 Calcolare il flusso di fotoni supposti monocromatici a lunghezza d onda di 450
DettagliANALISI DELL OSCURAMENTO AL BORDO
ANALISI DELL OSCURAMENTO AL BORDO Il fenomeno dell oscuramento al bordo (limb darkening) che fa diminuire la luminosità dal centro al bordo solare è dovuto al decrescere della temperatura e della densità
DettagliFisica dello Stato Solido
Corso di Fisica dello Stato Solido A.A. 2001/2002 Prof. Andrea Di Cicco INFM, Dipartimento di Fisica, via Madonna delle Carceri 62032 Camerino (MC), Italy http://www.unicam.it, http://gnxas.unicam.it LaTeX
DettagliPeso Atomico. Tre problemi da risolvere!! (2) Quale unità di misura conviene adottare?
Peso Atomico Tre problemi da risolvere!! (1) Difetto di massa (2) Quale unità di misura conviene adottare? (3) Come tener conto della miscela isotopica naturale per ciascun elemento? Il difetto di massa
DettagliCAPITOLO 20 LA CHIMICA NUCLEARE
CAPITOLO 20 LA CHIMICA NUCLEARE 20.5 (a) La soma dei numeri atomici e la somma dei numeri di massa, da entrambi i lati dell equazione nucleare, deve coincidere. Dalla parte sinistra di questa equazione
DettagliAtomo. Evoluzione del modello: Modello di Rutherford Modello di Bohr Modello quantomeccanico (attuale)
Atomo Evoluzione del modello: Modello di Rutherford Modello di Bohr Modello quantomeccanico (attuale) 1 Modello di Rutherford: limiti Secondo il modello planetario di Rutherford gli elettroni orbitano
DettagliDocente: Alessandro Melchiorri Slides delle lezioni: oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2014
Astronomia Lezione 07/11/2014 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Slides delle lezioni: oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2014 Altri spettri: notare come il picco
DettagliP.Galeotti Evoluzione stellare - maggio
Prima del novecento Si deve ai popoli dell antichita` (babilonesi, caldei, egizi, sumeri, fenici, ecc..) la nascita della nostra civilta`. Il mondo ellenistico fece una sintesi delle loro conoscenze e
DettagliElementi e composti Pesi atomici e pesi molecolari Mole e massa molare
Elementi e composti Pesi atomici e pesi molecolari Mole e massa molare 2 a lezione 17 ottobre 2016 Elementi ed atomi Una sostanza viene definita «elemento» quando non è scomponibile in altre sostanze Un
DettagliOltre il Sistema Solare
Corso di astronomia pratica Oltre il Sistema Solare Gruppo Astrofili Astigiani Andromedae LE STELLE Nascita di una stella Una nube di gas (soprattutto idrogeno) Inizia a collassare sotto l azione della
DettagliCHIMICA: studio della struttura e delle trasformazioni della materia
CHIMICA: studio della struttura e delle trasformazioni della materia 1 Materia (materali) Sostanze (omogenee) Processo fisico Miscele Elementi (atomi) Reazioni chimiche Composti (molecole) Miscele omogenee
DettagliCompito di Scienza dei Materiali 16 Aprile 2010
Compito di Scienza dei Materiali 16 Aprile 2010 1. Si abbia una lega a base di Au e Cu, costituita da una soluzione solida FCC di tipo sostituzionale ed ordinata: gli atomi di oro sono situati ai vertici
Dettaglitelescopi fotometro magnitudine apparente
Una stella è un ammasso di gas ad elevata temperatura che emette energia per lo più sotto forma di luce e calore. Le stelle, eccetto il Sole, si trovano a notevole distanza, dell ordine dei milioni di
DettagliProva in itinere di Chimica Generale 8 Gennaio 2014
Prova in itinere di Chimica Generale 8 Gennaio 2014 COGNOME NOME. MATRICOLA 1 2 3 4 5 6 7 8 A Indicazioni per lo svolgimento del compito. Scrivete il vostro Nome e Cognome in STAMPATELLO su ciascuno di
Dettagli5.4 Larghezza naturale di una riga
5.4 Larghezza naturale di una riga Un modello classico più soddisfacente del processo di emissione è il seguente. Si considera una carica elettrica puntiforme in moto armonico di pulsazione ω 0 ; la carica,
DettagliINTRODUZIONE ALLA RELATIVITÀ SPECIALE: Dalla seconda legge di Newton a E = mc 2. 8 marzo 2017
INTRODUZIONE ALLA RELATIVITÀ SPECIALE: Dalla seconda legge di Newton a E = mc 2 8 marzo 2017 Piano della presentazione Trasformazioni di Lorentz Red Shift Relatività e leggi di Newton Galileo Seconda Legge
DettagliAtomi a più elettroni
Atomi a più elettroni L atomo di elio è il più semplice sistema di atomo a più elettroni. Due sistemi di livelli tra i quali non si osservano transizioni Sistema di singoletto->paraelio Righe singole,
DettagliDiffrazione di Raggi-X da Monocristalli A.A Marco Nardini Dipartimento di Scienze Biomolecolari e Biotecnologie Università di Milano
Diffrazione di Raggi-X da Monocristalli A.A. 2009-2010 Marco Nardini Dipartimento di Scienze Biomolecolari e Biotecnologie Università di Milano Raccolta Dati di Diffrazione: Diffrazione di Raggi X Raccolta
DettagliOGGETTO DEL MESE. Aldebaran
OGGETTO DEL MESE Aldebaran Aldebaran Generalità E una stella appartenente alla costellazione del Toro. Con magnitudine 0,98 è la stella più luminosa della costellazione, nonché la 14 più luminosa nel cielo
DettagliUn viaggio nel tempo di 14 miliardi di anni
Un viaggio nel tempo di 14 miliardi di anni La formazione delle stelle La formazione degli elementi Il big bang La formazione dei pianeti Le origini della vita 1 Il big bang Avvenne proprio qui, circa
Dettaglifenomeno livelli interni atomici legami chimici vibrazioni nm Å
Spettroscopia Misura e studio dell andamento dell intensità della radiazione elettromagnetica/corpuscolare in funzione della frequenza (energia/lunghezza d onda) della radiazione stessa Quale tipo di informazione
DettagliStruttura ed evoluzione delle stelle. Lezione 11
Struttura ed evoluzione delle stelle Lezione 11 Sommario L evoluzione di pre-sequenza principale. Il riscaldamento per collasso gravitazionale. La fusione nucleare. La catena p-p. Il ciclo CNO. Struttura
DettagliCorso di Laurea in CHIMICA (L.T.) Esercitazione n. 1 - Struttura delle molecole e modo di scrivere le formule
orso di Laurea in IMIA (L.T.) IMIA RGANIA I con Elementi di Laboratorio Esercitazione n. 1 - Struttura delle molecole e modo di scrivere le formule TERMINI ED ARGMENTI DA NSERE PER L SVLGIMENT DEGLI ESERIZI
DettagliGeneralità delle onde elettromagnetiche
Generalità delle onde elettromagnetiche Ampiezza massima: E max (B max ) Lunghezza d onda: (m) E max (B max ) Periodo: (s) Frequenza: = 1 (s-1 ) Numero d onda: = 1 (m-1 ) = v Velocità della luce nel vuoto
DettagliMisura del coefficiente di assorbimento di vari materiali in funzione dell'energia del fascio dei fotoni incidenti
materiali in funzione dell'energia del fascio dei fotoni Esperto Qualificato LNF - INFN Interazioni delle particelle indirettamente ionizzanti con la materia Le particelle indirettamente ionizzanti, principalmente
DettagliStelle: magnitudini e Diagramma H-R. Olimpiadi di Astronomia edizione 2016
Stelle: magnitudini e Diagramma H-R Olimpiadi di Astronomia edizione 2016 Astrolimpiadi.lazio@iaps.inaf.it Terra Distanze stellari Sole a d π Terra Per misurare le distanze stellari, possiamo utilizzare
Dettagli