Lezione 2. Alcune caratteristiche delle stelle

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1 Lezione 2 Alcune caratteristiche delle stelle

2 I costituenti dell Universo

3 ASTRONOMIA DESCRITTIVA ( posizione e previsione movimenti degli astri ) mondo antico ( NO strumenti ; NO idea di ricercare cause fisiche ) RICERCA CAUSE FISICHE XVI SECOLO Keplero, Galileo e Newton XX SECOLO: MASSIMO SVILUPPO DELL ASTRONOMIA ASTROFISICA ( applica le leggi fisiche allo studio dei corpi celesti ) COSMOLOGIA ( origine ed evoluzione dell Universo ) COSMOGONIA ( origine ed evoluzione di galassie, sistemi planetari dell attuale Universo )

4 NELL ANTICHITA : Terra al centro dell Universo natura diversa dagli altri corpi celesti ( eterni e immutabili ) OGGI origine ed evoluzione dell Universo ( nella composizione e nelle dimensioni ) stelle ( fatte di materia, nascono, evolvono e si spengono ) Terra ( le sue particolari caratteristiche dipendono dal luogo, dal modo e dal tempo in cui si è formata )

5 SISTEMA SOLARE F = G m1* m2 r 2 Insieme dei corpi in movimento che risentono in modo apprezzabile dell attrazione gravitazionale

6 SOLE Stella che produce autonomamente luce e altre radiazioni elettromagnetiche INTORNO si muovono 9 pianeti : corpi opachi, freddi, traiettorie ellittiche intorno al sole e ruotano su loro stessi ( rotazione e rivoluzione ) TERRA - SOLE Distanza media km TERRA corpo solido rigido approssimativamente sferico e piccolo se confrontato con il sole diametro km

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8 LUNA Satellite della Terra Corpi opachi di dimensioni variabili legati per attrazione gravitazionale ad un pianeta attorno a cui rivoluzionano Le STELLE, pur essendo distanti tra loro, risentono dell attrazione gravitazionale delle stelle circostanti; per questo non sono isolate ma aggrappate in sistemi detti GALASSIE. Nelle galassie, le stelle si muovono compiendo una lenta rivoluzione intorno al centro della galassia

9 IL IL SOLE APPARTIENE ALLA VIA LATTEA La Via Lattea contiene centinaia di miliardi di stelle Ha una forma a spirale con un diametro di 1 miliardo di miliardo di miliardi di km ( diametro di anni luce ) IL SISTEMA SOLARE SI TROVA IN UNA POSIZIONE ABBASTANZA PERIFERICA E SI MUOVE INTORNO AL CENTRO DELLA GALASSIA COMPIENDO UNA RIVOLUZIONE IN 225 MILIONI DI ANNI

10 AMMASSI: Gruppi di galassie trattenuti da una forza di attrazione gravitazionale AMMASSO DELLA VERGINE 60 milioni di anni luce da noi ; Circa 2000 galassie In tre dimensioni risulta essere distribuito in un raggio di oltre 30 milioni di anni luce

11 Materia interstellare : lo spazio tra gli astri appare vuoto all osservazione, anche se è costituito da un gas di particelle molto rarefatte o da polveri Nebulose : zone più opache e dense rispetto allo spazio circostante, in cui si stanno formando nuove stelle

12 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. Spettri stellari

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14 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.

15 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.

16 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.

17 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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19 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

20 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.

21 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.

22 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.

23 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.

24 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.

25 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.

26 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).

27 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.

28 La catena protone-protone Fusione nucleare 4 atomi di idrogeno si uniscono per formare 1 atomo di elio e produrre energia nucleo H H H He H

29 Due nuclei di idrogeno (due protoni) sospinti l'uno verso l'altro, se riescono a superare la repulsione elettrica e collidono, vengono agganciati dalla forza forte (nucleare) e danno origine ad un nucleo di deuterio: l'interazione trasforma uno dei due protoni in un neutrone, liberando un neutrino elettronico ed un positrone (un antielettrone, che ha carica positiva). Il nucleo di deuterio così formato può incontrare un altro protone libero e essere agganciato al nucleo di deuterio che, in questo modo, diventa un nucleo di elio 3 (con due protoni ed un neutrone, per un totale di 3 nucleoni) accompagnato da un fotone gamma (fotone ad alta energia). Nella terza fase due nuclei di elio 3 interagiscono tra loro dando vita ad un nucleo di elio 4 (con due protoni e due neutroni, per un totale di 4 nucleoni) e liberando nell'ambiente due protoni in eccesso che possono dare origine ad altre reazioni.