IL SOLE Diametro medio: 1,35 milioni di km Volume 1,25 milioni di volte del volume Terra Composizione gassosa; densità Sole = densità Acqua

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1 IL SOLE Diametro medio: 1,35 milioni di km Volume 1,25 milioni di volte del volume Terra Composizione gassosa; densità Sole = densità Acqua

2 STRUTTURA DEL SOLE

3 FOTOSFERA = la superficie del Sole cosntuita da un involucro di gas spesso 500 km Irradia la luce che vediamo; da spewro di assorbimento = 90% H e 10% He T = Kelvin GRANULI: tasselli luminosi Con diametro di 1000 km. Luminosità é data dai gas più Caldi che risalgono. Durata di 10 minun.

4 CROMOSFERA: involucro di gas caldi ed incandescenn di poche migliaia di km. T = 7000 Kelvin SpeWro di emissione: rosso = H

5 SPICOLE = fiammelle alte fino a km prodowe dai movimenn dei granuli

6 CORONA: come la cromosfera, é visibile quando la fotosfera é oscurata. T = alcuni miglioni di Kelvin ma densità inferiore rispewo alla fotosfera = energia irradiata più bassa Spessore = 1 milione di km dal Sole Composizione = gas ionizzan

7 VENTI SOLARI: CorrenN di protoni ed elewroni che sfuggono dalla corona Velocità delle parncelle: km/s

8 ATTIVITA SOLARE Energia irradiata stabile, variazioni di E dell 0,1% con ciclicità di 11 anni correlata a > macchie solari Il picco solare del suo ciclo undecennale è a6eso per la primavera del : assenza di macchie solari

9 MACCHIE SOLARI: 1610 da Galilei Equatore 25 giorni Zone di 70 di lantudine N e S 33 giorni T Kelvin

10 PROTUBERANZE: enormi nubi di gas ionizzato provenienn dalla cromosfera Raggiungono velicità di 1000 km/s

11 BRILLAMENTI SOLARI: AssociaN alle macchie solari; evenn più esplosivi. Liberano E sowoforma di radiazioni ultraviolewe, raggi X, onde radio. Causano un maggior allontamento dei venn solari; interazione con la ionosfera = AURORE BOREALI ED AUSTRALI

12 DISTANZE STELLARI PARALLASSE STELLARE Tycho Brahe ( )

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14 MISURA DELLA DISTANZA TERRA STELLA

15 MISURA DELLA DISTANZA TERRA STELLA Metodo del parallasse trigonometrico Parsec unità di lunghezza in astronomia Parsec = distanza Terra stella che ha una parallasse annua di un secondo d arco 1 secondo d arco è uguale a /2π UA = 2, UA UA = ,691 km 2, x ,691 km = 3,085677x10 13 km 1 anno luce è uguale a: ,458 km/s x 365,25 d x s/d = 9,461 x km 1 parsec = (3,085677x10 13 km) / (9,461 x km) = 3,2614 anni luce DETERMINARE LA DISTANZA DI UNA STELLA PARSEC - ANNO LUCE 1 : 3.26 = (valore in parsec) : x x = [3.26 x (valore in parsec)]/1

16 STELLE BINARIE Stelle doppie, coppie di stelle legate gravitazionalmente e orbitan< a6orno al comune baricentro Sistema binario lo si può dedurre dallo studio dello spewro Le due stelle orbitando intorno al baricentro, mi muovono alternanvamente verso e via da noi EFFETTO DOPPLER

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18 EFFETTO DOPPLER Quando una sorgente di onde sonore o luminose si allontana da noi, riceviamo onde di frequenza più bassa di quella emessa, mentre quando si avvicina riceviamo onde di frerquenza più alta di quella emessa.

19 EFFETTO DOPPLER Quando una sorgente di onde sonore o luminose si allontana da noi, riceviamo onde di frequenza più bassa di quella emessa, mentre quando si avvicina riceviamo onde di frerquenza più alta di quella emessa.

20 EFFETTO DOPPLER

21 LUMINOSITA DELLE STELLE Dipende da: dimensioni, T, distanza dalla Terra Luminosità apparente: luminosità della stella misurata dalla Terra Luminosità assoluta o intrinseca: energia irradiata dalla stella senza considerare la distanza dalla Terra

22 LUMINOSITA DELLE STELLE Ipparco (II sec A.C.) classifica le stelle secondo la lum. apparente. 6 categorie di stelle secondo la luminosità: MAGNITUDINE APPARENTE Valori da 1 (+ luminosa) a 6 (- luminosa) Nuovi sistemi e nuove catalogazioni: Sole - 26,7 MA, Hubble ha determinato stelle con 30 MA

23 LUMINOSITA DELLE STELLE Magnitudune Assoluta viene introdo6a per poter confrontare la luminosità delle stelle. Si prende come riferimento la luminosità di una ipote<ca stella che si trova a 10 pc dalla Terra = 32,6 al

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26 DIAGRAMMA DI HERTZSPRUNG - RUSSELL

27 EVOLUZIONE DELLE STELLE Due <pi di forze opposte Forza di awrazione gravitazionale CONTRAZIONE Pressione termica da reazione termonucleare ESPANSIONE Bilanciamento tra le due forze = EQUILIBRIO NO combus<bile = NO forza termonucleare = w F di gravità = COLLASSO GRAVITAZIONALE = piccolo corpo di densità elevata

28 NASCITA DI UNA STELLA Nubi fredde di molecole: 90% H 10% He 1% altri gas Ipote<ca concentrazione di materia per innesco di contrazione e di forza di gravità = ESPLOSIONE DI UNA STELLA (SUPERNOVA)

29 STADIO DI PROTOSTELLA (durata 1 milione di anni) Non é una vera e propria stella = non si é innescato il processo termonuclare perché T é bassa Nube si contrae = passaggio da E gravitazionale (potenziale) a E termica (cinenca) T aumenta = irradia E so6oforma di radiazioni infrarosse. T = 10 milioni K = fusione termonucleare FUSIONE TERMONUCLEARE = 4 nuclei di H in 1 nucleo di atomo di He (combusnone dell idrogeno) 4 x 1,008 = 4,032 uma 1 atomo di He = 4,003 uma 4,032 4,003 = 0,029 uma E = mc 2 = 2,6 x 10 9 J

30 STADIO DI SEQUENZA PRINCIPALE (90% della vita della stella) Pressione dei gas vs esterno = forza di gravità la stella é stabile nella sequenza principale La combus<one può durare per alcuni miliardi di anni Stelle blu (calde e di massa elevata) irradiano E con velocità quindi consumano velocemente il combus<bile pochi milioni di anni nella SP Stelle rosse (piccole) cennnaia di miliardi di anni nella SP Stella gialla (Sole) 10 miliardi di anni nella SP

31 STADIO DI GIGANTE ROSSA NO H, nocciolo di He; combus<one migra verso l esterno ma E < della F di gravità = collasso gravitazionale E gravitazionale si trasforma in E termica = T nicciolo aumenta = combus<one degli stra< di H più esterni. > Volume della stella, quando superficie < T, assume un colore rosso = GIGANTE ROSSA La F di gravità arresta l espansione quindi EQUILIBRIO STABILE

32 DALLA GIGANTE ALLA SUPERGIGANTE ROSSA Stelle massa > massa Sole di 10 volte Involucro esterno della g. rossa si espande Il nocciolo di He si contrae = T > 100 milioni K = He in C e O (fusione dell He) STRTTURA INTERNA DELLA STELLA AD INVOLUCRI CONCENTRICI Al termine della fusione termonucleare all interno del nocciolo si avrà INSTABILITA, COLLASSO, ESPANSIONE, AUMENTO DELLA T, FUSIONE TERMONUCLEARE. ULTIMO STADIO. Fe e T all ordine di un miliardo di K

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34 COME MUORE UNA STELLA DI PICCOLA MASSA Stelle di piccola massa < metà di massa Sole Piccole stelle rosse e fredde Sequenza Principale per 100 miliardi di anni NO combus<one dell He ma solo di H quindi NON saranno mai gigan< rosse. Alla fine della combus<one COLLASSO in una NANA BIANCA NANA BIANCA = disperde l E nello spazio, non può contrarsi.

35 COME MUORE UNA STELLA DI PICCOLA MASSA Sirio B (soprannominata Il Cucciolo) è una stella nana bianca che orbita intorno a Sirio (α Canis Majoris) ad una distanza media di 19,8 UA; la distanza è in realtà variabile da un minimo di 8,1 e 31,5 UA, a causa della sua orbita a6orno alla primaria, con un periodo di 50 anni.

36 SIRIO B - TERRA

37 COME MUORE UNA STELLA DI MASSA MEDIA 0,5 massa Sole < Stelle di media massa < 8 massa Sole SP, GIGANTE ROSSA, NEBULOSA PLANETARIA, NANA BIANCA Nebulosa Planetaria = involucro di gas flourescen<, ionizza< in espansione alimenta< dalla nana bianca presente all interno

38 COME MUORE UNA STELLA DI MASSA MEDIA La nebulosa Elica (NGC 7293, o Nebulosa Helix mantenendo il nome inglese) è una delle nebulose planetarie più vicine alla Terra. Si trova a 200 parsec o 650 anni luce dalla Terra nella costellazione dell'aquario e ha un diametro angolare di circa 0.5. È stata scoperta da Karl Ludwig Harding prima del 1824.

39 EVOLUZIONE DI UNA NANA BIANCA Esplosione di una nana bianca con aumento di luminosità: questo evento si chima nova Nova (la<no nuova). Espolosione comporta espulsione dell involucro più esterno. Luminosità > per poche ore; ritorna alla luminosità normale dopo un anno CAUSA: L evento capita alle Nane Bianche in sistemi binari di stelle. La N bianca preleva (a6razione gravitazione) H dalla stella del sistema binario e l accumulo di H comporta INNESCO di fusione termonuclare. Un altra esplosione dopo un successivo accumulo

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