LE STELLE. LE DISTANZE ASTRONOMICHE Unità astronomica = distanza media Terra-Sole ( km)

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1 LE STELLE LE DISTANZE ASTRONOMICHE Unità astronomica = distanza media Terra-Sole ( km) Anno luce = distanza percorsa in un anno dalla luce, che viaggia ad una velocità di km/sec. (9 463 miliardi di km) Parsec = la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe, perpendicolarmente, il semiasse maggiore dell orbita terrestre sotto l angolo di 1 ( miliardi di km) 1 parsec = 3,26 a.l.

2 CARATTERISTICHE DELLE STELLE MAGNITUDINE Si possono classificare le stelle il base alla loro luminosità. Già Tolomeo (II sec.d.c.) aveva distinto 6 classi di luminosità: Prima classe: le più luminose Sesta classe: le meno luminose Tra ognuna delle 6 classi c è una differenza di luminosità di 2,5 volte (una stella di m. 1 è 2,5 volte più luminosa di una stella di m.2; una stella di m. 1 quante volte è più luminosa di una di m. 3?) Ci sono anche valori negativi di luminosità: prova a spiegare perché. Le stelle appaiono di luminosità differente soprattutto a causa della loro diversa distanza dalla Terra e pertanto questo valore viene detto MAGNITUDINE APPARENTE (m)

3 MAGNITUDINE ASSOLUTA (M) E la luminosità che le stelle mostrerebbero se si trovassero tutte ad una stessa distanza dalla Terra, che per convenzione è stata fissata in 10 parsec. Per calcolare la M occorre conoscere la m, che si misura, e la distanza della stella; la relazione è la seguente: M = m + 5 5logd d = distanza in parsec Approfondimento: come si può misurare la distanza delle stelle?

4 SPETTRI STELLARI La spettroscopia, nata con gli esperimenti di Newton che scompose la luce bianca nei suoi colori con un prisma, si occupa delle proprietà della luce che dipendono dalla sua lunghezza d onda. A seconda del tipo di sorgente si possono avere 3 tipi di spettro: -CONTINUO: è emesso da una sorgente luminosa ed è costituito da tutti i colori, dal rosso al violetto, sfumati l'uno nell'altro. Si ottengono da corpi incandescenti, solidi, liquidi o gassosi, ad alta pressione; per esempio lo spettro solare o quello emesso da una lampada ad incandescenza.

5 SPETTRI STELLARI -DI EMISSIONE presenta righe colorate su sfondo nero; è emesso da sostanze incandescenti a bassa pressione. Ogni spettro è caratteristico di ogni sostanza. Spettro di emissione dell H -DI ASSORBIMENTO si ottiene con la luce bianca fatta passare attraverso un gas a bassa pressione (Ogni atomo assorbe la stessa radiazione che è in grado di emettere) il quale assorbe certe lunghezze d onda che risulteranno sottratte allo spettro e si evidenziano come righe nere (le righe nere si trovano, ovviamente, in corrispondenza delle lunghezze d onda dello spettro di emissione di quel gas.) Spettro di assorbimento dell H

6 SPETTRI STELLARI Confronto tra spettro di emissione e si assorbimento

7 Esempi di spettri di emissione di alcuni elementi chimici

8 SPETTRI STELLARI Classificazione delle stelle Le stelle mostrano spettri continui, ma con righe nere di assorbimento dovute alla presenza di certi elementi chimici. Lo studio accurato di numerose stelle ha evidenziato che esse mostrano righe di assorbimento in posizioni differenti; la prima spiegazione è stata quella di pensare alla presenza di elementi chimici differenti: un elemento abbondante produce righe di assorbimento; se non ci sono righe di assorbimento l elemento è considerato assente Si è poi scoperto che la differenza negli spettri è dovuta a DIFFERENZE DI TEMPERATURA e non di composizione ( che è simile in tutte le stelle). In base ai differenti tipi di spettri le stelle sono classificate in 7 classi spettrali: O - B - A - F - G - K - M Le stelle di classe O sono le più calde, quelle di classe M le più fredde Oh Be AFine Girl, Kiss Me" (Oh, sii una ragazza gentile, baciami )

9 COLORE E TEMPERATURA DELLE STELLE La differenza di temperatura si traduce in un altra caratteristica delle stelle il COLORE Relazione tra temperatura e colore La legge dello spostamento di Wien è stata verifcata sperimentalmente T = Temperatura K T λ max =cost λ max =lunghezza d onda alla quale si osserva la massima emissione di radiazione All aumentare della T. aumenta la quantità di energia emessa sotto forma di radiazione con lunghezza d onda minore. Cioè: aumentando T la maggior parte dell energia emessa ha lunghezza d onda molto piccola, cioè di colore Azzurro Se la T. dimuisce aumenta la λ della maggior parte della radiazione e la stella appare di colore Rosso

10 Relazione tra radiazione emessa e Temperatura (K) Nei corpi che emettono radiazioni la quantità di energia emessa aumenta con l aumentare della Temperatura secondo il rapporto dato dalla legge di Stefan- Boltzmann I (T) = σ T 4 I= intensità emessa per unità di sup. nell unità di tempo (W/m 2 ) T= temperatura K σ= costante di Boltzmann 5, W/m 2 K 4 Se la T. di una stella raddoppia la quantità di energia emessa aumenta di 2 4 Cioè 16 volte

11 CLASSI SPETTRALI Classe spettrale Colore Temperatura (K) Caratteristiche O Blu > B Blu-bianco A Bianco F Giallo G Giallo Presentano nel loro spettro le righe dell'elio ionizzato e deboli righe dell idrogeno Hanno righe dell H più intense della classe precedente Nel loro spettro dominano le righe dell'idrogeno e di metalli ionizzati Dominano le righe dei metalli neutri; si indeboliscono quelle dell H e dei metalli ionizzati Deboli righe dell H. Intense quelle del calcio e dei metalli neutri e ionizzati. K Arancione Dominano le righe dei metalli neutri. M Rosso < Sono presenti le righe dell'ossido di titanio e numerose righe dei metalli neutri.