Luce delle Stelle:emissione termica

classificazione spettralediagramma HR

Luigi A. SmaldoneDipartimento di Fisica

Università di Napoli Federico II

Planetario di Caserta

Informazioni sulle Stelle ?? LUCELUCE ? ….. Particelle prive di massa dette FOTONI

(Si muovono, nel vuoto, a velocità c=299 792 458 ms)

Si comportano da:

• Particelle (nell’interazione con la materia)

• Onde (nella propagazione)

Dualismo Onda-Corpuscolo :

Onde ?

• Lunghezza d’onda λ• Frequenza ν=c/λ

Energia del fotone:

hν=hc/λ(h=costante di Planck=6.626×10-34joule per sec)

La famiglia dei fotoni:

• Onde Radio• Microonde• Infrarosso• Visibile

• Raggi Gamma• Raggi X• Ultravioletto

blu400 nm0,4 μm

rosso750 nm0,75 μm

Onde Radio: (è, forse, un qualche …. sauro ?!?)

Onde Radio: Il telescopio per le onde radio (radiotelescopio)

Onde Radio: Una radiogalassia … insieme al visibile !

Onde Radio:Interazioni mareali nel gruppo M81

Distribuzione luce stellare Distribuzione idrogeno (emissione a 21 cm)

Onde Radio: Il centro della Via Lattea nel visibile …e nel radio

Venere nel visibile

Microonde:

Venere … alle microonde

Infrarosso: Impatti della SL9 su Giove

nel visibile (dalla sonda Galileo)

Infrarosso: Impatti della SL9 su Giove

Infrarosso: Impatti della SL9 su Giove

Ultravioletto: archi nella corona solare

Raggi X: Cos’è ???

Raggi X: Il Sole

Raggi X: I resti di una supernova

Raggi Gamma: Tutto l’Universo

λ in metri

T in Kelvin

•Lunghezza d’onda del massimo di emissione

Luce di Corpo Nero:

T

3108979.2

•Flusso complessivamente emesso

4TF •Flusso alle varie λ (legge di Planck)

F in Watt e σ=5.67×10-8 W gradi-4 m –2

1

2),(

5

2

kT

hc

e

hcTF

k=1.3806×10-23 j. per K

Emissione di

Corpo Nero:

In quale colore emettiamo il massimo di luce?

Un caso …. umano: (35 oC = 308.16 Kelvin)

λmax=2.8979×10-3/T

=2.8979×10-3/308.16≈9.41×10-6 m

=9.41 μm

Un caso …. umano: (35 oC = 308.16 Kelvin)

Quanta luce emette un metroquadro di superficie umana ?

F = σT4 = 5.67×10-8 ×308.164 ≈ 511 W m-2

Quanta luce emettiamo? (cilindro di altezza 1.75 m e diametro 0.45 m )

L = F×S =511 × 2.45 = 1252 W

Non vi illudete : non si dimagrisce così !

Siamo immersi in un ambiente a Ta

Lnetta=σ(T4-Ta4)×S =216 W=4300

Cal/giorno

e … se teniamo conto di peli e vestiti, ≈ 2000

= 0.3 Cal/sec = 1080 Cal/ora = 26000 Cal/giorno

Le stelle: (T* e R* sono temperatura superf. e raggio)

•Flusso totale alla superficie della stella (potenza emessa da 1 m2 di stella)

4** TF

•Luminosità totale (potenza emessa da tutta la superficie della stella)

4*

2**

2** 44 TRFRL

•flusso totale a Terra (potenza ricevuta da 1 m2 di telescopio a distanza d dalla stella)

4*2

2*

*2

2*

2*

4

4

4T

d

RF

d

R

d

Lf

Come misurare la temperatura delle stelle?•f lo possiamo misurare

ma per determinare T* occorrono R* e d !!!!

Per il SOLE:T =5800 K R = 6.96×108 m

L = 3.8×1026 wd = 1.49×1011 m

f = 1.36 Kw

Forse c’è la soluzione:Se osserviamo con un filtro blu:

1

2

*

5

2

2

2*

kThc

G

G

G

G

e

hc

d

Rf

1

2

*

5

2

2

2*

kT

hc

B

B

B

B

e

hc

d

Rf

Se osserviamo con un filtro giallo:

1

1

*

*

5

5

kT

hc

kT

hc

G

B

B

G

B

G

G

B

e

e

f

f

Il loro rapporto sarà:

Abbiamo il Termometro Stellare!

Come si interpretano i colori … in questa immagine?

COLORE = Temperatura

Gli strani ed antichi astronomiIpparco (II secolo a.C.): primo catalogo astronomico

Stelle classificate in 6 grandezze (magnitudo) in base allo stimolo luminoso:

•I grandezza: le stelle più brillanti visibili ad occhio nudo

•…………………………

•VI grandezza: le stelle meno brillanti visibili ad occhio nudo

La classificazione dipende da:

1. flusso a terra f = L /4πd2

2. risposta dell’occhio (rivelatore logaritmico, a differenza costante di grandezza corrispondono rapporti costanti in flusso)

Magnitudine apparente:Pogson (II metà del 1800): inquadrare grandezze

m = -2.5 log f + c•c (costante di zero): fissata in modo che per la stella Polare sia mP=2.12

• mSole = -26.78 e mSirio = -1.46

Filtri colorati: magnitudine b e v

b = -2.5 log fb + cb v = -2.5 log fv + cv

Indice di colore (temperatura):

b-v = -2.5 log (fb / fv ) + costante

m dipende da:•luminosità (intrinseca) della stella L

•distanza d della stella

Magnitudine Assoluta M:

M = -2.5 log L + C• C : fissata in modo che m ed M coincidano per stelle poste a d=10 pc

M = m + 5 – 5 log d (d in pc)

m–M = 5 log d -5 modulo di distanza

Spettri:

Spettri:

Spettri:

Spettri Stellari:

Classificazione Spettrale:SPETTRI STELLARI …

Corpo Nero e Righe assorbimento di elementi diversi

??? … meglio classificare(iniziò padre Angelo Secchi)

Classi Spettrali

ABCDEFGHIJKLMNOPQRS← forte predominanza righe H assenza righe H →

- Anni ’20: sviluppo meccanica quantistica …

Stelle all’elio, all’idrogeno … ed al limone ???

Fattore predominante: TEMPERATURA

Tipo Spettrale :

Classi Spettrali Temperatura

O B A F G K M

Ogni classe è divisa in 10 sottoclassi:

G0, G1, G2. ……...,G9

(il Sole è G2)

Tipo Spettrale (bis) :

Tipo Spettrale (ter):

O

B

A

F

G

K

M

T > 30 000 K

30 000>T > 11 000

11 000>T > 7 500

7 500>T > 5 900

5 900>T > 5 200

5 200>T > 3 900

3 900>T > 2 500

La Forma delle RigheA parità di temperatura (Tipo Spettrale) … la forma delle righe varia:

• molto diffuse (larghe ma poco intense)

• strette ed intense

La Forma delle RigheA parità di temperatura (Tipo Spettrale) … la forma delle righe varia:

• molto diffuse (larghe ma poco intense)

• strette ed intense

Meglio …. classificare !

Classi di Luminosità

Forma righe Classe Nomemolto strette Ia O super supergiganti brillanti

Iasupergiganti brillanti

Ibsupergiganti normali

II giganti brillanti

III giganti rosse

IV sub-giganti

V nane sequenza principale

VI sub-nane

molto larghe VII nane bianche

Parametro che controlla l’allargamento:

PRESSIONE SUPERFICIALE

≈ Massa/Raggio

La massa varia poco !

Perché i nomi:

L=4πR2σT4

•H: astr. danese E. HERTZSPRUNG (1911)

•R: astr. americano H. RUSSEL (1913)

Diagramma H-R

DiagrammaLUMINOSITÀ – TEMPERATURA

(per le stelle)

4*

2** 4 TRL

costRTL *** log2log4log

Diagramma H-R (2)

Diagramma H-R (3), schematico

Diagramma H-R (4) 4*

2** 4 TRL

Diagramma H-R: rette di ugual raggio4

*2** 4 TRL costRTL *** log2log4log

Ogni stella al suo posto

Nella lavastoviglie non c’è posto per …

Nel Diagramma H-R … sì !

Nel Diagramma H-R … sì !

3×10-24

308 T

L

Proprietà globali stelle:

•Temperatura:

3 000 50 000 K•Raggi:

0,01 1000 raggio del Sole•Masse:

0,1 50 massa del Sole

•Luminosità:

0,0001 1 000 000 luminosità del Sole

Perché è molto popolata la sequenza principale??

Se un extraterrestre ha a disposizione solo un minuto per studiarci, come puo’ fare ?

Osservandoci tutti simultaneamente !!

Grande durata

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