Lezione 2
Alcune caratteristiche delle stelle
I costituenti dell’Universo
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
COSMOGONIA
( origine ed evoluzione ( origine ed evoluzione di
dell’Universo )
galassie, sistemi planetari …
dell’attuale Universo )
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 )
F = G m1* m2
SISTEMA SOLARE
r2
Insieme dei corpi in movimento che risentono in modo
apprezzabile dell’attrazione gravitazionale
Stella che produce autonomamente luce e altre
radiazioni elettromagnetiche
SOLE
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 150.000.000 km
TERRA
corpo solido – rigido
approssimativamente sferico e piccolo se
confrontato con il sole
diametro 12.750 km
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
IL
ILSOLE
SOLEAPPARTIENE
APPARTIENEALLA
ALLAVIA
VIALATTEA
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 100.000 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
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
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
Spettri stellari
• 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.
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.
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.
• 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.
• 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 ).
• 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
• 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.
• 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 5.780 K.
• 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.
• 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.
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.
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
H
He
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.
