LE STELLE
LE DISTANZE ASTRONOMICHE
Unità astronomica = distanza media Terra-Sole (149 600 000 km)
Anno luce = distanza percorsa in un anno dalla luce, che viaggia ad una
velocità di 300 000 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” (30 900 miliardi di km)
1 parsec = 3,26 a.l.
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)
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?
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.
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
SPETTRI STELLARI
Confronto tra spettro di emissione e si assorbimento
Esempi di spettri di
emissione di alcuni
elementi chimici
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 A Fine Girl, Kiss Me" (Oh, sii una ragazza gentile, baciami )
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 λmax = cost
T = Temperatura K
λmax =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
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 StefanBoltzmann
I (T) = σ T 4
I= intensità emessa per unità di sup. nell’unità di tempo (W/m2)
T= temperatura K
σ= costante di Boltzmann 5,69 10-8 W/m2K4
Se la T. di una stella raddoppia la quantità di energia emessa aumenta di …
24 Cioè 16 volte
CLASSI SPETTRALI
Classe
spettrale
Colore
Temperatura (K)
Caratteristiche
O
Blu
> 30 000
Presentano nel loro spettro le righe dell'elio ionizzato
e deboli righe dell’idrogeno
B
Blu-bianco
10 5000 – 30 000
Hanno righe dell’H più intense della classe
precedente
A
Bianco
7 500 – 10 000
Nel loro spettro dominano le righe dell'idrogeno e di
metalli ionizzati
F
Giallo
6 000 – 7 500
Dominano le righe dei metalli neutri; si indeboliscono
quelle dell’H e dei metalli ionizzati
G
Giallo
5 000 – 6 000
Deboli righe dell’H. Intense quelle del calcio e dei
metalli neutri e ionizzati.
K
Arancione
3 500 – 5 000
Dominano le righe dei metalli neutri.
M
Rosso
< 3 500
Sono presenti le righe dell'ossido di titanio e
numerose righe dei metalli neutri.
