Lezione 3 - Laura Damiani

Lezione 3
Diagramma HR
Effetto Doppler
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.
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.
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).
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.
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
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.
Fig.1: Onde prodotte da sorgente fissa
Fig. 2: Onde prodotte da sorgente mobile
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.
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.
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.
Nascita di una stella
• Le stelle nascono nelle nebulose, ossia nei resti
delle esplosioni che hanno segnato la fine di
altre stelle
• La nascita di una stella avviene quando una
grande quantità di materia (soprattutto gas) si
concentra, all'interno di una nebulosa, in uno
spazio sempre più piccolo, per effetto
dell'esplosione di una stella vicina. Questi nuclei
di materia aumentano di consistenza grazie
all'azione della forza di gravità.
• L'addensarsi del gas in uno spazio più
piccolo ne causa la diminuzione del
volume e l'aumento della temperatura. Nel
caso in questione il gas è il più semplice e
abbondante dell'intero universo, ovvero
l’idrogeno (H).
• L'idrogeno, però, non e' l'unico gas
presente in queste nubi: troviamo elio e
altri elementi ancora meno numerosi,
comprese particelle di polvere cosmica
• Di solito, dentro una nebulosa, si formano
molte stelle che all’inizio sono legate una
all’altra dalla forza gravitazionale: si parla
di ammasso aperto. Poi ognuna si
allontana dalle altre, vivendo la sua vita
indipendente
Future stelle
La nebulosa viene
compressa dal gas
disperso da una
stella esplosa
La superficie
della nebulosa è
illuminata dalle
radiazioni
ultraviolette
delle stelle
vicine che
fanno evaporare
il gas
A mano a mano
che la nebulosa
è dispersa dalla
radiazione
ultravioletta, il
nucleo più denso
comincia a
vedersi
Il nucleo è
ormai ben
visibile. La
sua ombra
protegge una
colonna di
gas dietro ad
esso.
Alla fine il
nucleo si
separa dalla
nebulosa,
nascondendo al
suo interno la
stella in
formazione
All’interno delle strutture “a colonna” il gas
raggiunge ormai temperature molto alte ed
è enormemente concentrato. Comincia ad
emettere luce, ma la materia fredda che lo
circonda la nasconde: la stella si sta
formando dentro un involucro scuro
Durata della vita di una stella
• La futura vita della stella dipende
essenzialmente dalla sua massa iniziale
• Più è grande alla nascita e più corta sarà
la sua esistenza (le più grandi vivono una
decina di milioni di anni; le più piccole
vivono più di 10 miliardi di anni)
• Le stelle più grandi sono anche le più
calde
Temperatura e colore
• Le stelle più calde e grandi hanno colore
azzurro (giganti azzurre), le più piccole e
fredde hanno colore rosso. Il Sole ha
dimensioni medie ed è di colore giallo
3000o C
6000
10000
30000
Temperatura
superficiale
Attenzione: le giganti e super-giganti rosse sono invece stelle
ormai prossime alla loro fine
• Affinché una stella cominci a vivere è
necessario che sia talmente massiccia da
portare la temperatura al suo centro
(nucleo) fino a qualche milione di gradi
• Se è troppo piccola non riesce a
raggiungere la temperatura sufficiente e
sopravvive come una nana bruna per
miliardi e miliardi di anni, non molto
diversa dal pianeta Giove
Le stelle più grandi
Betelgeuse
Vega
Sole
Antares
Arturo
Aldebaran
Vega
Le galassie
• Una galassia è un insieme di corpi celesti
(stelle, nebulose, pianeti)
gravitazionalmente legati tra loro
• Hanno forme e dimensioni molto varie
• A loro volta si riuniscono in ammassi di
galassie
Formazione delle galassie
• Anche le galassie, come le stelle, si
formano in zone di sovradensità
• Non serve un meccanismo di
raffreddamento come per le stelle, dato
che non sono rette dalla pressione di un
gas
• Che cosa si oppone al collasso della
struttura sotto l’azione della gravità?
Il momento angolare
• Una particella di massa m situata nel punto P ha una
quantità di moto p=mv che si suppone giaccia nel piano
xy
• La particella ha un momento angolare l = rxp = m(rxv)
rispetto all’origine O
• Il vettore momento angolare è orientato nella direzione
dell’asse z
• r = vettore posizione della particella riferito all’origine O
Conservazione del momento
angolare
• Il momento angolare di un sistema su cui
non agisce un momento di forze esterne
• Il momento di una forza τ= rxF è il
prodotto vettoriale della forza per r
• Come l’impulso (la velocità) di un corpo su
cui non agiscono forze non cambia, il
momento angolare (la velocità angolare)
non cambia se sul sistema non agiscono
momenti netti di forze esterne: significa
che l’asse di rotazione rimane fisso