Parte I – Le informazioni fisiche contenute negli spettri

Parte I – Le informazioni fisiche contenute negli spettri
Cara$eris(che importan( delle Onde: Lunghezza d’onda λ : in metri Per le onde luminose si una il nano-­‐metro (nm) o l’Ångstrom (Å) Frequenza ν : numero di oscillazioni al secondo Si misura in Hertz Per le onde luminose, circa 200.000.000.000.000 Hz (200.000 GHz) Per TUTTE le Onde vale la relazione: λ . ν = v (velocità) Nel caso della Luce: λ . ν = c : velocità della luce, nel vuoto circa 108 m/s. Corrispondenza tra colori e lunghezza d’onda ν (Hz)
In genere gli spe$ri con(nui hanno una cara$eris(ca forma “a campana” La posizione del massimo (e quindi il colore dominante) dipende dalla temperatura C
λM =
T
Legge di Wien
Da cosa sono origina( gli spe$ri a righe ? Transizioni dell’atomo di idrogeno Dalle transizioni tra i livelli energe(ci degli atomi ! Ogni atomo ha la sua inconfondibile “impronta digitale” spe$rale A volte le righe compaiono come linee scure su uno sfondo luminoso Spe$ro in “assorbimento” In generale: Dalla forma dello speNro conOnuo 
Dalla presenza delle righe 
Informazioni sulla temperatura Informazioni sugli elemenO chimici presenO Dalla forma e intensità delle righe Informazioni su temperatura, pressione, densità, stato di moto, etc… Applichiamo ora ques0 conce2 alle Stelle… Parte II – Le Stelle: struttura ed evoluzione
DOVE NASCONO LE STELLE
Il gas si contrae sotto
l’effetto della gravità e
di conseguenza si
riscalda!
COLLASSO
GRAVITAZIONALE
Forza di
Gravità
Il gas continua ad
addensarsi
Aumentano densità
e temperatura
Soprattutto al
centro!
Se T > 15 milioni di gradi
REAZIONI NUCLEARI
Più alta è la massa che forma la stella,
maggiore sarà la temperatura del suo
nucleo!
Più alta è la massa che forma la stella,
maggiore sarà la temperatura del suo
nucleo.
Da temperature superficiali superiori ai 30mila
gradi
a temperature superficiali di 2-3mila gradi
Il Sole ha una temperatura di circa 6 mila gradi
Gli strati esterni di una stella sono più freddi e meno densi!
Quindi un elemento
presente negli strati
esterni produce una
riga in assorbimento,
cioè assorbe quella
lunghezza d'onda
dalla luce che
proviene dalla stella,
lasciando una riga
oscura nel suo
spettro.
Per esempio gli atomi di idrogeno, assorbono 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.
Se però la stella è più calda di 10.000 gradi, la luce che
proviene dall’interno stellare ha un’energia così elevata che
riesce facilmente a strappare gli elettroni dagli atomi di
idrogeno presenti nell’atmosfera della stella (ionizzazione).
Quindi l’atomo di idrogeno ha perso il suo elettrone e non sarà
in grado di produrre righe di assorbimento.
Se una stella è molto più fredda, l’energia non sarà sufficiente
a portare gli elettroni dal primo al secondo livello!
E lo stesso succede – a temperature diverse - per altri atomi,
come il calcio, il sodio, il ferro e anche per qualche molecola.
Ogni elemento ha bisogno della temperatura giusta
per formare le righe di assorbimento nello spettro!
Pressione
termica
L’energia liberata dalle
reazioni nucleari scalda
il gas più esterno.
La sua pressione
aumenta contrastando
la forza di gravità, che
tende invece a contrarre
la stella.
La stella così formata è una sfera di gas che produce
energia tramite le reazioni di fusione nucleare, che
avvengono nella regione più interna.
Ogni fase della vita della stella sarà regolata dal
comportamento di queste due forze.
La principale sorgente di
energia per le stelle con masse
simili a quella del nostro Sole, è
la Catena protone-protone
In questo processo di fusione
nucleare, quattro protoni
(nuclei di idrogeno) si
combinano per formare un
nucleo di elio (4He).
PROCESSO
MOLTO LENTO
Le stelle di piccola massa, come il Sole, impiegano circa 10
miliardi di anni a bruciare l’idrogeno.
Le stelle con masse superiori
a quella solare, (T>16 milioni di
gradi) raggiungono temperature
interne più elevate, in grado di
bruciare l’idrogeno attraverso il
CNO (Carbonio-AzotoOssigeno)
Il ciclo del CNO è molto più
efficiente della catena p-p, e
porta ad un esaurimento molto
più veloce delle scorte di
idrogeno.
Processo più
veloce!!!
Le stelle di grande massa impiegano solo qualche milione
di anni a bruciare l’idrogeno.
A parità di temperatura superficiale e quindi di colore le stelle possono avere una
diversa luminosità.
Due stelle che abbiano la stessa
temperatura superficiale ma
diversa luminosità, devono
avere una diversa superficie
irradiante e un diverso volume,
perché la luminosità di una
stella é proporzionale alla sua
superficie.
Betelgeuse e Antares 2-3 mila gradi
La luminosità é l'energia
emessa in un secondo
dall'intera superficie della stella.
A parità di temperatura, la quantità di
energia emessa per unità di tempo e
di superficie è la stessa, quindi una
diversa luminosità e' dovuta ad una
diversa estensione della superficie
irradiante.
Esaurito l’idrogeno cessano le reazioni nucleari e con esse la
pressione termica: l’equilibrio si rompe!
AUMENTO DELLA
TEMPERATURA
Gli strati esterni quindi si espandono,
mentre il nucleo continua ad accrescere
la sua massa di elio e a contrarsi.
La stella diventa più grande, ma più
fredda negli strati esterni !
Se la temperatura del nucleo arriva a
100 milioni di gradi, si innescano le
reazioni di fusione dell’elio
L’idrogeno
comincia ad
essere
bruciato nello
strato che
circonda il
nucleo
H
He
Una volta esaurito l’elio
ABBIAMO MASSA
SUFFICIENTE PER
INNESCARE NUOVE
REAZIONE NUCLEARI?
Se la stella ha una massa
sufficientemente grande
sono possibili altri stadi di
combustione nucleare: una
stella potrebbe avere
addirittura vari gusci diversi
in cui hanno luogo reazioni
nucleari.
Ogni stadio della combustione nucleare è
però più breve del precedente
COMBUSTIBILE ESAURITO: masse piccole
Verso la fine della sua vita la
stella si libera dei suoi strati
più esterni, che formeranno
una nebulosa planetaria.
La stella diventerà un
denso nucleo di
materiale in cui tutte le
reazioni nucleari
saranno cessate: una
nana bianca
COMBUSTIBILE ESAURITO: masse grandi
Terminano la loro vita in
un’esplosione spettacolare
diventando supernovae
La stella diventerà
una stella di neutroni
o un buco nero.