Lezione 2. Alcune caratteristiche delle stelle

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1 Lezione 2 Alcune caratteristiche delle stelle

2 Stelle doppie Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: ve ne sono diverse la cui luminosità si indebolisce a intervalli regolari. Queste sono in realtà SISTEMI di due o più stelle che ruotano attorno a un baricentro comune. Sono note decine di migliaia di stelle doppie, alcune osservabili al telescopio (binarie visibili), altre riconoscibili in base alle variazioni di luminosità (variabili a eclissi) Esistono anche sistemi multipli, con tre o più stelle associate.

3 Le stelle binarie vengono studiate attentamente perché dai periodi di occultamento è possibile ricavarne il diametro Dall analisi delle loro orbite è possibile risalire alla loro massa: la maggior parte delle stelle esaminate con questo metodo ha massa compresa tra 1/10 e 50 volte quella del Sole.

4 Variabili pulsanti o intrinseche Le variazioni di splendore viste finora (per eclissi) sono apparenti. Sono note stelle che variano invece nell emissione di radiazione: a cicli regolari emettono maggiore o minore energia (ogni poche ore o a intervalli di anni)

5 Variabili tipo Cefeidi Le variabili tipo Cefeidi variano di splendore con ritmo regolare ogni 10 giorni: studiando Cefeidi a distanze note si è trovata una relazione diretta tra l intervallo di tempo che intercorre tra due massimi di luminosità e la magnitudine assoluta di una stella Misurando tale intervallo per una qualunque Cefeide se ne può calcolare anche la magnitudine assoluta: questo consente di determinare la distanza qualora non sia applicabile il metodo della parallasse

6 Il Diagramma HR Il Sole si trova all incirca al centro del diagramma HR nel mezzo della sequenza principale. La sue caratteristiche spettrali e di massa si possono considerare tipiche di una stella di medie dimensioni, quindi rappresentative della popolazione stellare della sequenza principale.

7 Cosa rappresenta? Il diagramma HR è di fondamentale importanza per lo studio dell evoluzione stellare. In base alla posizione di una stella nel diagramma, si possono dedurre le principali proprietà fisiche e lo stadio evolutivo in cui la stella si trova. Nel diagramma HR la luminosità o la magnitudine assoluta delle stelle viene riportata sull asse delle ordinate con valori crescenti, mentre la temperatura o l indice di colore lungo l asse delle ascisse con valori decrescenti.

8 La Sequenza Principale La maggior parte delle stelle si trova raggruppata lungo una fascia detta Sequenza Principale (SP), che attraversa il piano in diagonale, passando dalle alte alle basse temperature e luminosità. La luminosità delle stelle in SP è proporzionale alla massa stellare M, quindi la SP è anche una sequenza di masse composta da: Sottonane (in basso a destra del diagramma HR). Stelle Nane molto calde ma di piccola superficie. Giganti Blu (in alto a sinistra del diagramma HR).

9 Stelle Fuori Sequenza Principale Stelle di pre-sequenza; si distribuiscono all incirca lungo una linea verticale sulla destra a temperature inferiori ai 2000 gradi. Quando incomincia la fusione nucleare si spostano verso la sequenza principale, ciascuna nel punto che corrisponde alla propria massa. Nane Bianche; in basso a sinistra (alte temperature e basse luminosità): stelle molto piccole, calde e compatte. Esse emettono grandi quantità di energia per unità di superficie, per le loro dimensioni ridotte la superficie irradiante, quindi la luminosità totale è bassa. Giganti Rosse; in alto a destra nel diagramma (alte luminosità, basse temperature): gli strati esterni sono molto espansi, quindi pur non avendo alte temperature hanno una grande superficie irradiante e un alta luminosità.

10 Spettri stellari Uno spettro è la rappresentazione del modo in cui l intensità della radiazione emessa da una sorgente dipende dalla sua lunghezza d onda. L esempio più comune è lo spettro dei colori della luce visibile, che può essere prodotto usando un prisma o osservato in natura nel fenomeno dell arcobaleno.

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12 Basi dell analisi spettrale Un corpo incandescente, solido, liquido o gas ad alta pressione ed alta temperatura, presenta uno spettro continuo senza righe. I gas incandescenti a bassa pressione presentano righe in emissione; ogni elemento chimico presenta righe in emissione che gli sono caratteristiche: dallo spettro in emissione dei gas è possibile dedurre la loro composizione chimica. Se attraverso un gas a bassa P si fa passare la luce emessa da un corpo che presenta uno spettro continuo, si otterrà uno spettro sul cui continuo appaiono delle righe oscure (righe di assorbimento o righe di Fraunhofer) esattamente alle lunghezze d'onda alle quali il gas, alle opportune condizioni di eccitazione, presenterebbe righe in emissione. Questo vale anche per le stelle e il Sole in cui i raggi di luce provenienti dalle zone più interne devono attraversare gli strati più esterni e più freddi: in alcuni di questi (strati di inversione) si formano le righe di Fraunhofer.

13 Spettri atomici: Sono l'insieme delle radiazioni elettromagnetiche emesse da una sostanza; si dividono in: Spettri di emissione continui o discreti: sono emessi da una sorgente luminosa; presentano tutti i colori dal rosso al violetto sfumati l'uno nell'altro. Sono emessi da corpi incandescenti, solidi, liquidi o gassosi, ad alta P e T (esempi: spettro solare; lampada ad incandescenza). Spettri di emissione a righe: presentano righe colorate su sfondo nero; sono emessi da sostanze gassose o rese gassose a bassa pressione. Ogni spettro è caratteristico di ogni sostanza. Spettri di assorbimento: se un gas o una sostanza resa gassosa che si trova a temperatura inferiore a quella di una sorgente di luce bianca, è interposto tra detta sorgente ed uno spettroscopio si ottiene uno spettro di assorbimento; esso è caratterizzato da uno sfondo colorato continuo e dalle righe di assorbimento. Per una stessa sostanza le righe di assorbimento sono sovrapponibili, ovvero hanno la stessa lunghezza d'onda delle righe colorate dello spettro di emissione.

14 Le frequenze della radiazione che può emettere un atomo di un elemento quando viene eccitato sono uniche per cui ogni elemento possiede uno spettro caratteristico formato da ben definite righe; in altre parole per ogni atomo sono possibili solo caratteristiche variazioni di energia. Applicando una tensione elevata ad un tubo di scarica contenente un gas rarefatto oppure vapori di metalli, si ha una emissione di energia radiante percepita dall'occhio umano sotto forma di una luce con colore caratteristico. All'esame spettroscopico si può scomporre tale luce nel corrispondente spettro di emissione.

15 Ad esempio, sottoponendo alla scarica un tubo o una lampada contenente idrogeno rarefatto, un gran numero di atomi viene eccitato. L'elettrone di ogni atomo prima dell'eccitazione si trovava allo stato fondamentale ( o livello energetico ) n=1, ovvero in posizione più vicina al nucleo; in seguito alla somministrazione di energia l'elettrone passa a un livello energetico superiore. La lettera n indica il numero quantico principale che definisce, appunto, il livello energetico ove si trova l'elettrone. Non in tutti i casi, però, l'elettrone passa allo stesso livello energetico superiore: in molti salta a n=2, in altri salta a n=3 e così via. Al termine dell'eccitazione l'elettrone ritorna allo stato fondamentale n=1 restituendo l'energia che gli era stata fornita sotto forma di radiazione luminosa. Poiché il ritorno dagli stati eccitati ( n=2, n=3, etc.) avviene su percorsi diversi, si ha una contemporanea emissione di diverse frequenze. L'insieme di queste frequenze forma lo spettro di emissione caratteristico dell'atomo di idrogeno ( atomo di Bohr ).

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17 Ogni elemento chimico emette ed assorbe particolari frequenze, cioè particolari righe. Il suo spettro può essere studiato in diverse condizioni di temperatura, densità e pressione. Studiando la luce emessa da varie sostanze chimiche e analizzando la luce proveniente dal Sole e da alcune stelle, gli astronomi del secolo scorso furono in grado di scoprire la loro composizione chimica. Lo spettro di una stella è uno spettro a righe di assorbimento

18 Una scoperta fondamentale fu che gli spettri stellari possono essere suddivisi in gruppi, detti tipi spettrali, in base a delle affinità, come il colore o la presenza di certe righe spettrali. In particolare, ci si accorse che il tipo e l'aspetto delle righe spettrali variava al variare del colore della stella. Nell'interno di una stella sono liberi molti elettroni, in quanto pressione e temperatura raggiungono livelli immensamente elevati: naturalmente non vi esistono solo atomi d'idrogeno, ma anche atomi più pesanti. Negli strati più esterni e freddi di una stella gli atomi, per esempio di idrogeno, assorbono dal continuo esattamente la quantità di energia necessaria per far compiere ai rispettivi elettroni determinati salti, per esempio dalla riga 2 alla riga 3: in questo modo si forma sullo spettro la riga in assorbimento a 6563 Å.

19 In astrofisica una stella viene caratterizzata da un colore e da una temperatura superficiale a seconda della forma del suo spettro. Il colore è determinato dalla regione dello spettro nella quale l'intensità della luce è massima; le stelle hanno temperature superficiali di qualche migliaio o poche decine di migliaia di gradi, ed emettono la massima potenza nella regione ottica dello spettro. Il Sole emette al massimo di intensità nella regione gialla della banda ottica, perciò la sua temperatura superficiale é stata stabilita in K.

20 Come abbiamo detto, ogni elemento chimico emette ed assorbe determinate lunghezze d'onda. Se é presente negli strati esterni di una stella, un elemento produce una riga in assorbimento, cioè assorbe quella lunghezza d'onda dalla luce che proviene dalla stella, lasciando una riga oscura nel suo spettro.

21 In altre parole il tipo spettrale dipende dalla temperatura del corpo emittente Le stelle non hanno tutte la stessa temperatura, come rivelano i differenti colori con cui ci appaiono (ad esempio Betelgeuse e Rigel, nella costellazione di Orione, appaiono rispettivamente rossa e blu) Le diverse temperature si traducono quindi in diversi tipi spettrali, in cui variano posizione, numero e successione delle righe spettrali.

22 Le stelle si muovono Il moto stellare è per la maggior parte a noi invisibile, per via delle grandi distanze. La velocità di una stella può essere stimata se la direzione del moto è perpendicolare alla linea che unisce l occhio dell osservatore alla stella stessa. Se il corpo celeste si allontana/avvicina rispetto all osservatore la stima (velocità radiale) è fornita dalla spettroscopia

23 L'effetto Doppler E un cambiamento apparente della frequenza o della lunghezza d'onda di un'onda percepita da un osservatore che si trova in movimento rispetto alla sorgente delle onde. Per quelle onde che si trasmettono in un mezzo, come le onde sonore, la velocità dell'osservatore e dell'emettitore vanno considerate in relazione a quella del mezzo in cui sono trasmesse le onde. L'effetto Doppler totale può quindi derivare dal moto di entrambi, ed ognuno di essi è analizzato separatamente.

24 L'effetto Doppler applicato alle onde luminose Interpretato come dovuto ad un effettivo moto della sorgente è usato per misurare la velocità con cui stelle e galassie si stanno avvicinando/allontanando da noi. L'uso dell'effetto Doppler in astronomia si basa sul fatto che lo spettro elettromagnetico emesso dagli oggetti celesti non è continuo, ma mostra delle linee spettrali a frequenze ben definite, correlate con le energie necessarie ad eccitare gli elettroni di vari elementi chimici. L'effetto Doppler è riconoscibile quando le linee spettrali non si trovano alle frequenze ottenute in laboratorio, utilizzando una sorgente stazionaria. La differenza in frequenza può essere tradotta direttamente in velocità utilizzando apposite formule. Poiché i colori posti ai due estremi dello spettro visibile sono il blu (per lunghezze d'onda più corte) e il rosso (per lunghezze d'onda più lunghe), l'effetto Doppler è spesso chiamato spostamento verso il rosso se diminuisce la λ della luce, e spostamento verso il blu se l'aumenta.

25 Le righe scure visibili nello spettro del Sole si ritrovano negli spettri delle galassie (stesso fenomeno fisico) spostate verso il rosso. Nei dati reali, le frecce indicano la posizione delle righe scure in tre galassie sempre più lontane. Le galassie molto lontane dalla nostra si allontanano con una grande velocità. Il loro spettro è molto spostato verso il rosso.

26 Le Nebulose Sono nubi di materia interstellare in cui gas e polvere sono presenti in quantità e composizione chimica variabile secondo il tipo di oggetto. Si può distinguere tra: nebulose ad emissione, nebulose in riflessione, nebulose oscure. Le nebulose ad emissione sono solitamente associate a giovani ammassi stellari e devono il loro aspetto nel visibile proprio all intensa radiazione ultravioletta che questo tipo di stelle emette. Anche stelle di tipo spettrale più avanzato accendono delle nebulose, le cosiddette nebulose in riflessione: sono nubi di polvere che riflettono la luce di stelle vicine. In particolari direzioni (come sul piano galattico) la densità della polvere è tale da impedire alla luce emessa dalle stelle di sfondo di attraversare le nubi interstellari, dando così origine ad una nebulosa oscura. Di fatto queste nebulose sono visibili perché si stagliano su campi stellari molto ricchi di stelle. Il mezzo interstellare è il materiale rarefatto costituito da gas e polvere che si trova tra le stelle all'interno di una galassia.