Il colore delle stelle

8/14/2019 Il colore delle stelle

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IL COLORE DELLE STELLEIng. Silvano DOnofrio

SommarioIL COLORE DELLE STELLE .................................................................................................................................... 1

Perch le stelle le vediamo bianche? ............................................................................................................ 2

Il colore delle stelle ........................................................................................................................................ 7

Il colore delle stelleil diagramma H-R ...................................................................................................... 11


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Domanda numero 2)

Come si misura la luminosit delle stelle?

La questione non semplice dico al mio cagnaccio che certe volte ho limpressione che

giochi a mettermi in difficolt.

Ci sono voluti anni per dare una risposta alla domanda gli rispondo.

La luce che la stella emette, durante il tragitto fino alla Terra, deve attraversare una

quantit di materia interstellare che ne assorbe una parte (assorbimento interstellare).

La stessa atmosfera terrestre contribuisce a questo assorbimento. Per cui una stella che

magari pi luminosa ma pi lontana di unaltra, ciappare pi debole.

Per questo motivo, per poter confrontare le stelle in base alla propria luminosit si deve far

ricorso ad una scala. Una specie di metro, una unit di misura per poterle comparare. Maquale scala?

Ci sono tre scale per misurare la luminosit delle stelle: la magnitudine apparente, assoluta

e bolometrica. Ma ti parler solo delle prime due dico al cane (ora viene il bello e voglio

proprio vedere se quel sapientone di cane riesce a seguirmi).

Magnitudine apparente:

Prima per, bisogna fare una distinzione tra luminosit e magnitudine.

Per molto tempo si pensato che le stelle fossero incastonate sulla superficie interna di

unenorme sfera, tutte alla stessa distanza. Quindi era logico pensare che le stelle pi

brillanti fossero anche quelle pi grandi.

Dal momento che si scoperto come stanno effettivamente le cose, gli scienziati

hanno formulato alcune definizioni. Tra queste il concetto di luminosit e la magnitudine.

Per luminosit si intende la quantit di energia irradiata ogni secondo dalla stella (espressa

in watt al metro quadrato).

La magnitudine una scala.

Ora metto gi una formuletta facile facile tanto per dare una parvenza di professionalit a

questo post.

I=L/4r2

dove I la energia irradiata dalla stella che arriva a Terra, L la energia emessa dalla stella

nellunit di tempo, r la distanza della stella.


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La luminosit misurata dalla Terra, dipende, quindi dalla quantit di energia che essa

irradia, ed inversamente proporzionale al quadrato della sua distanza dallosservatore.

Si attribuisce il valore di magnitudine apparente 1 alla stella che in cielo appare pi

luminosa e 6 a quella pi debole visibile ad occhio nudo.

Ovviamente la scala delle magnitudini non termina con la classe 6 ma prosegue

indefinitamente mediante rapporti di luminosit infiniti.

Attualmente gli oggetti pi deboli mai osservati sono stati fotografati dallHubble Space

Telescope e hanno una magnitudine apparente pari a 30.

Questa scala ha molti limiti. Infatti non tiene conto della composizione intrinseca della

stella.Inoltre la risposta dellocchio umano (cio la sensazione di luce) ad uno stimolo luminoso

non lineare ma pu essere descritta come una funzione logaritmica.

Tanto per farmi capire, non vero che pi lampadine accendiamo in una stanza tanto pi

vediamo meglio. Esiste una soglia alla bassa luminosit, e poi un andamento che va a

saturarsi (curva di colore rosso).

Con la formuletta indicata in figura (I la energia della stella), che rappresenta la

differenza di luminosit tra due stella possibile calcolare la magnitudine apparente (m1)

del Sole .

m1 m2 = -2,5*log(I1/I2) (equazione di Pogson)

se prendiamo come riferimento I2=1 (m2=magnitudo 6)

m1 = -2.5*Log(I)

m1 = -26.85 (magnitudine apparente del Sole)

Lo so, non serve a niente nella vita quotidiana, ma io ve la dico lo stesso.
http://silvanodonofrio.files.wordpress.com/2013/10/magnitudine-apparente1.gif


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Magnitudine assoluta

Poich la luminosit apparente di una stella dipende dalla sua distanza, e sappiamo quanto

complicato determinare la distanza di una stella, gli studiosi per poter essere in grado di

confrontare le stelle fra loro indipendentemente dalla loro distanza, si sono dovuti

inventare una scala di magnitudini anchessa indipendente dalla distanza.

Ed per questo che stata introdotta la scala della magnitudine assoluta.

La magnitudine assoluta misura la luminosit che avrebbero gli astri se fossero tutti alla

distanza (arbitraria) di 10 Parsec dalla Terra.

Parsec? Che roba ?

State calmi. Non necessario che lo impariate. Lo dico solo per completare la definizione.

1 Parsec (PARallasse per SECondo darco) la distanza da cui il semiasse maggiore

dellorbita terrestre sottende un angolo di 1 secondo darco ed equivale a 3,26 anni luce.

La relazione logaritmica che lega la magnitudine apparente (m) a quella assoluta (M) :

M = m + 5 -5*log(d)

dove d la distanza della stella in Parsec.

Complicato ? Mica tanto.

Con questa formuletta siamo in grado di calcolare la luminosit assoluta del sole.M = 4,72 (magnitudine assoluta del Sole)

Anche questo non vi servir nella vita quotidiana. Ma ora lo sapete.

Da questa relazione si vede che se si conosce la distanza di una stella se ne pu

determinare la magnitudine assoluta; viceversa se si conosce la magnitudine assoluta si

pu risalire alla distanza, e questo quello che ci permettono di fare le variabili cefeidi.

Cefeidi? Altra bestemmia?

No. Le cefeidi sono stelle variabili, che pulsano come lucciole, cambiando cio

periodicamente la loro luminosit, passando gradualmente da una fase di minimo

splendore a una di massimo. La stella Polare una cefeide.

In definitiva le cefeidi sono stelle instabili. Si gonfiano e si sgonfiano periodicamente,

variando cos le loro dimensioni. proprio questo fenomeno a causare la variazione di

luminosit.

In definitiva.

Tramite le magnitudini assolute possibile confrontare le luminosit intrinseche dellestelle, indipendentemente dalla loro distanza. Ad esempio, la stella che ci appare pi


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luminosa senza dubbio il Sole, che ha una magnitudine relativa di -26,8 ma una

magnitudine assoluta di 4,8, per cui il nostro Sole una stella media, meno luminosa di

Vega (alfa-Lirae), che ha una magnitudine relativa di 0,04 ma una magnitudine assoluta di

0,5.

Domanda numero 3)

Di che colore sono le stelle?

Questo ve lo dico nel prossimo post.

Per oggi basta cos. Ho abusato troppo della vostra attenzione e pazienza (chi ce lha

avuta). Al mio cane gli venuto anche il mal di testa.

Intanto la prossima volta che vi capita di guadare il cielo in una notte senza Luna e

lontano da fonti luminose, fate caso ai colori delle stelle. Poi mi dite quanti colori avete

osservato nella prossima puntata e scopriremo se avete visto bene.
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Il colore delle stelle

Allora?

Allora avete osservato di che colore sono le stelle?

Ancora bianche?

Non avevo dubbi, ad occhio nudo difficile notare il colore delle stelle. Tranne qualche

sfumatura.

Eppure le stelle hanno un colore. Tutte rispondo al mio curiosone di cane che mi aveva

posto la domanda.

Ma devo essere chiaro con lui spiegando le cose per benino.

Comincio dal Sole. Perch anche il sole una stella.

Il Sole che la stella pi vicina a noi e che osserviamo indirettamente tutti i giorni ha un

bel colore: un giallo intenso. Ecco che abbiamo gi fissato un colore di una stella.

Il motivo sta nel fatto che il sole come le stelle, tutte, sono delle immense fornaci.

Queste fornaci si comportano come delle gigantesche centrali nucleari. Bruciano idrogeno

e raggiungono temperature elevatissime. E questa una caratteristica delle stelle.

Quindi, possiamo gi dire che il colore delle stelle dipende dalla loro temperatura.

Pi esattamente gli oggetti pi caldi emettono molta pi energia, rispetto a quelli freddi, a

tutte le lunghezze donda, dal momento che hanno una energia media pi alta in tutti ifotoni.

A seconda della temperatura, cio del colore, le stelle vengono classificate in 7 classi

diverse ciascuna delle quali, a sua volta divisa in 10 sottoclassi.

A partire dalla temperatura pi alta, abbiamo stelle:

Tipo O: azzurre, molto luminose e massicce, con temperatura superficiale fra 22.000 e

33.000 C;Tipo B:bianco azzurrecon temperatura superficiale compresa tra 11.000 e 17.000 C

;

Tipo A: bianco verdicon temperature superficiali comprese tra 8.000 e 11.000 C;

Tipo F: verdicon una temperatura superficiale compresa tra 7.000 e 8.000 C;

Tipo G: giallecon una temperatura superficiale compresa tra 5.000 e 6.000 C; (La stella

Sole classificata come una G0)

Tipo K: giallo arancionecon temperatura superficiale tra 3.500 e 5.000 C;

Tipo M: rossecon una temperatura superficiale compresa tra 2.500 e 3.500 C


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Il motivo per cui le stelle hanno diversi colori rimase un mistero fino a due secoli fa,

quando i fisici svilupparono unadeguata comprensione della natura della luce e delle

propriet della materia alle altissime temperature.

Ogni oggetto con temperatura superiore allo zero assoluto (in pratica qualsiasi oggetto

reale) emette spontaneamente radiazione. Questo significa che ogni corpo emette calore e

di conseguenza una radiazione.

Un prisma poteva scomporre la luce in colori. Si scopr la relazione tra i differenti colori e

le temperature.

In realt in fisica le radiazioni sono onde elettromagnetiche.La radiazione elettromagnetica un tipo di energia che viaggia attraverso luniverso in

forma di onde in una ampia gamma di lunghezze chiamato spettro elettromagnetico (raggi

gamma di alta energia a onde radio a bassa energia, ai raggi X, ultravioletto, visibile,

infrarosso, microonde).

Emanate dalle stelle, esse giungono fino a noi e possono essere rilevate dagli spettroscopi.

Dallanalisi dello spettro si ricavano moltissime informazioni: temperatura, magnitudine,

colori, composizione chimica, velocit della stella rispetto allosservatore (effetto doppler).

In conclusione, il colore delle stelle strettamente legato alla temperatura e alla riga del

suo spettro.

A questo punto avrei finito con la mia spiegazione, ma il mio sapientone di cane, che vuole

saperne sempre di pi, mi domanda:

Domanda n 4)

Perch le stelle non hanno tutte la stessa temperatura?
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La domanda del mio cane, che la sa lunga, potrebbe sembrare banale. In realt pi

complessa di quanto immaginiamo. E lui lo sa.

Sappiamo che tutte le stelle bruciano idrogeno alla stessa maniera, quindi, tutte le stelle

dovrebbero avere la stessa temperatura e di conseguenza lo stesso colore. Ma non cos.

Questo dipende, mio caro sapientone di cane rispondo da alcuni fattori tipici di ogni

stella. Principalmente dalla massa, luminosit e dalla et della stella.

Comincio dalla massa.

Le stelle nascono dalle nebulose formate di polvere e gas freddi (soprattutto idrogeno: oltre

il 90%).

Ovviamente la massa della stella determinata dalla quantit di materiale nella nebulosa.

Con il proseguire delladdensamento e della contrazione, lenergia gravitazionale aumenta

e di conseguenza aumenta la temperatura del corpo gassoso, che si trasforma in una

protostella. Se la protostella raggiunge alte temperature (circa 15 milioni di K) si generer

una stella; in caso contrario si creer una nana buia.

Alcune sono cos grandi da essere dette supergiganti (con un diametro fino a 800 volte

quello del Sole).

Come vedi e come facile intuire continuo a spiegare al mio assistente astrofisico amasse diverse corrispondono temperature diverse.

Ora parliamo della luminosit.

La luminosit delle stelle non cos ovvia da immaginare. Non come accendere una

lampadina.

La luminosit delle stelle dipende dalla sua composizione chimica, ovvero dagli elementi

che costituiscono la fotosfera stellare.

Affinch oggetti come le stelle siano visibili necessario che ci sia un flusso di energia che

esce dalla superficie della stella. Quindi lenergia prodotta allinterno di una stella deve in

qualche modo arrivare fino alla superficie e quindi fuoriuscire da essa.

Una volta raggiunta la superficie della stella questa energia deve attraversare la fotosfera

stellare, ovvero gli strati pi esterni di una stella. Se la distribuzione di temperatura entro

questa regione fosse isoterma, (ovvero uniforme), la distribuzione spettrale sarebbe quella

di un Corpo Nero (il corpo nero idealmente un perfetto emettitore di radiazione), ovvero

si avrebbe una distribuzione spettrale continua.


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In realt la fotosfera non isoterma, inoltre il gas che la costituisce (atomi, molecole etc.)

assorbe e riemette parte dellenergia proveniente dallinterno della stella, per cui le

luminosit delle stelle possono essere variabili anche a parit di massa e presentare uno

spettro discontinuo.

Questo fenomeno chiamato Spettro di Assorbimento, ovvero si tratta in realt di uno

spettro che viene generato quando la luce (nel caso della figura la luce della regione del

visibile) passa attraverso un mezzo in grado di bloccare solo alcune delle lunghezze donda

che costituiscono il Continuo, per cui laspetto quello dello spettro continuo con dei

buchi (righe nere).

La figura chiarisce meglio.

Un elemento importate la relazione che lega la luminosit alla sua temperatura (che

riporto solamente per il mio cane altrimenti mi rimprovera di non essere completo nelle

esposizioni):L = 4R2T4

Dove:

R il raggio delle stella

T la sua temperatura effettiva

una costante e vale 5,67*10-8

Cosa ci dice questa formuletta?

Che stelle di pari raggio hanno diversa luminosit a seconda la loro temperatura.Le stelle di pari temperatura hanno diversa luminosit a seconda il loro raggio.

Ora non mi rimane che parlare della vita della stella che influenza la sua luminosit.

Ma il mio cane ha un calo di concentrazione e mi chiede di rimandare al prossimo post.

Inoltre mi dice una prolungata spiegazione potrebbe far insorgere una intolleranza alla

scienza specialmente in soggetti predisposti.
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Il colore delle stelle il diagramma H-R

Eccoci arrivati alle ultime risposte da dare al mio cane.

Domanda n. 5)

Il colore delle stele dipende anche dalla loro et?

Abbiamo visto che il colore delle stelle strettamente legato alla temperatura, al suo

spettro. Alla massa e alla luminosit.

Sappiamo che tutte le stelle producono energia con la loro fornace, in cui avvengono

reazioni nucleari che seguono il ciclo protone- protone. Vi sono stelle pi luminose e calde

del Sole, che trasformano la loro materia in energia con un ritmo molto pi rapido diquello della nostra stella; altre, quindi, meno calde, consumano molto pi lentamente il

loro combustibile nucleare.

Ma veniamo a noi.

Le principali tappe nella vita delle stelle sono state ricostruite dagli astronomi Hertsprung

e Russel, che indipendentemente luno dallaltro hanno ideato un diagramma (diagramma

H-R) in cui si possono collocare le varie stelle, ponendo in ascissa la loro temperatura (da

cui dipende il loro colore e la loro classe spettrale) e in ordinata la luminosit (magnitudineassoluta).
http://silvanodonofrio.wordpress.com/2013/11/05/il-colore-delle-stelle-il-diagramma-h-r/http://silvanodonofrio.wordpress.com/2013/11/05/il-colore-delle-stelle-il-diagramma-h-r/http://silvanodonofrio.wordpress.com/2013/11/05/il-colore-delle-stelle-il-diagramma-h-r/http://silvanodonofrio.files.wordpress.com/2013/11/diagramma-hertzsprung-russell.gifhttp://silvanodonofrio.wordpress.com/2013/11/05/il-colore-delle-stelle-il-diagramma-h-r/


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Nel diagramma H-R le stelle non si

distribuiscono a caso, ma in grandissima parte si

raccolgono lungo una fascia, che attraversa

diagonalmente il diagramma, chiamata

sequenza principale.

In tale sequenza le stelle risultano disposte

secondo un ordine regolare, da quelle blu, pi

calde e con massa maggiore (50 volte quella del

Sole) fino a quelle rosse, pi fredde e di massa

minore (1/10 di quella del Sole).

Il Sole vi compare in posizione intermedia, comeuna stella gialla.

Al di fuori della sequenza principale. Nella parte

in alto e a destra del diagramma, compaiono

stelle giganti rosse: hanno la stessa temperatura superficiale, e quindi lo steso colore, di

stelle della sequenza principale, ma rispetto a queste sono molto pi luminose, per cui

devono avere una superficie radiante, cio che emette energia luminosa, molta pi estesa.

Alcune sono cos grandi da essere dette supergiganti (con un diametro fino a 800 volte

quello del Sole).

Un altro gruppo di stelle esterno alla sequenza principale occupa la parte in basso e verso

sinistra del diagramma: tali stelle hanno lo stesso colore di quelle della sequenza

principale, ma sono molto meno luminose, per cui devono essere molto pi piccole e

vengono dette nane bianche(anche se non sono soltanto di questo colore).

La posizione di una stella e la sua permanenza nella sequenza principale dipendono dalla

massa iniziale della nebulosa da cui si originata.

Stelle nate con grande massa diventano pi calde, blu e consumano il loro idrogeno pi

rapidamente (nel giro di milioni di anni).

Stelle con massa piccola rimangono meno calde, rosse e sono pi longeve (miliardi di

anni). Le stelle gialle rimangono nella sequenza circa 10 miliardi di anni: il Sole, che ha gi

5 miliardi di anni, una stella di mezza et.

Quando quasi tutto lidrogeno ormai consumato, il nucleo di elio che si formato, molto

pi denso del nucleo di idrogeno originario, finisce per collassare.


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In tale processo si riscalda progressivamente fino a temperature di 100 milioni di gradi,

sufficienti ad innescare nuove reazioni termonucleari, che trasformano lelio in carbonio.

Per lalta temperatura linvolucro gassoso esterno della stella si espande enormemente: la

superficie si dilata e si raffredda fino a quando non si raggiunge un nuovo equilibrio. La

stella entrata in una nuova fase e appare come una gigante rossa.

Dopo la fase di gigante rossa levoluzione stellare segue vie diverse a seconda della massa

della stella.

Stelle con massa iniziale di poco inferiore a quella del

Sole (Sirio B) collassano gradualmente fino a divenire

corpi della dimensione della Terra; la materia che le

compone si presenta con i nuclei degli atomi immersi inun mare continuo di elettroni.

Sarebbe questa lorigine delle nane bianche che sono

destinate a raffreddarsi lentamente fino a trasformarsi

in corpi oscuri di materia inerte (nane nere).

Le stelle con massa 8 M),

allesaurirsi del combustibile nucleare, il collasso gravitazionale di cos vaste proporzioni

da liberare una gigantesca quantit di energia, che provoca unimmane esplosione: gran

parte della stella, definita supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio.


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Si genera cos unastella di neutroni o pulsar

(Mnucleo< 3 M) (elettroni e protoni si fondono per

formare neutroni), molto piccola (20 0 30 km di

diametro) e difficilmente osservabile otticamente;

possiede un campo magnetico molto forte e appare achi la osserva come una rapida pulsazione ritmica.

Lo studio teorico porta a concludere che, se la massa

originaria della stella qualche decina di volte quella

del Sole (Mnucleo> 10 M), dopo la fase di supernova

la densit continua ad aumentare e si forma un corpo

sempre pi piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso.

E come se una porzione di spazio, non pi grande di

una decina di chilometri si trasformasse in un vortice

oscuro capace di attirare entro di s e di far scomparire

qualunque corpo o particella entri nel suo raggio

dazione: neanche le radiazioni, compresa la luce,

potrebbero uscirne. Per cui molto appropriato il

nome di buco nerocon cui viene indicato.

Possiamo concludere, mio caro fedele amico dico al

mio cane, che rimasto attento molto meglio di molti

scolari a scuola che il colore delle stelle varia dal bianco, al giallo, arancio, rosso, verde,

blu. Ed anche nero.

Qui sotto una figura che riassume il tutto (pi o meno).
http://silvanodonofrio.files.wordpress.com/2013/11/starlife.jpg


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Domanda n. 6)

Ci sono altri tipi di stelle?

Si rispondo al mio amico di compagnia a quattro zampe, una coda e un capoccione

pensante si, ci sono stelle particolari, coppie di stelle e ci che resta di loro checonosciamo poco.

- I sistemi binari. Il trasferimento di massa nei sistemi binari altera notevolmente il loro

processo evolutivo pu condurre allesplosione di una supernova di tipo Ia (originata

dallesplosione di una nana bianca).

- Le pulsar sono stelle di neutroni ruotanti, con forti campi magnetici.

- I Gamma Ray Burst sono esplosioni di supernove o il risultato della fusione di due stelle

di neutroni.

Ma c del nuovo.

Nellautunnodel 2006 gli astronomi hanno osservato

una esplosione che ha lasciato sbalorditi gli scienziati.

La esplosione di una stella super gigante chiamata SN

2006gy nella galassia NGC 1260, distante circa 240

milioni di anni luce.

La stella esplosa doveva avere dimensioni enormi, circa 150 volte quelle del nostro Sole.Non si era mai visto una cosa del genere in passato. Una esplosione mostruosa, cento volte

pi potente di una tipica supernova. Non esiste stella di massa maggiore.

Una esplosione talmente violenta da non formare nemmeno un buco nero.

Si pensa che le stelle di prima generazione fossero di massa enorme e che probabilmente

sono esplose allo stesso modo disseminando elementi pesanti nello spazio contribuendo

alla formazione di nuove generazioni di stelle e sistemi solari con maggiore probabilit di

formare pianeti che contengono gli elementi essenziali per un ciclo biologico.

FINE

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Il colore delle stelle