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Astronomia 1

Astronomia 1. Dove sono i corpi celesti?. Sfera celeste Coordinate equatoriali o assolute Valgono per qualsiasi osservatore (sistema assoluto) Polo nord, polo sud ed equatore celesti. Meridiano celeste fondamentale. passante per i punti equinoziali (21.3 γ , 23.9 ω )

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Astronomia 1

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Presentation Transcript

  1. Astronomia 1

  2. Dove sono i corpi celesti? • Sfera celeste • Coordinate equatoriali o assolute • Valgono per qualsiasi osservatore (sistema assoluto) • Polo nord, polo sud ed equatore celesti

  3. Meridiano celeste fondamentale • passante per i punti equinoziali (21.3 γ, 23.9 ω) • γ e ω: intersezione fra equatore celeste ed eclittica

  4. Posizione assoluta di un corpo celeste • Coordinate • Declinazione: distanza angolare dall’equatore celeste (latitudine) • Ascensione rettadistanza angolare dal meridiano celeste fondamentale in senso antiorario(longitudine) • Riferimenti: equatore celeste e meridiano celeste fondamentale

  5. Posizione rispetto all'osservatore • Zenit orizzonte astronomico (piano dell’orizzonte apparente passante per il centro della Terra)

  6. Posizione di un corpo celeste: coordinate altazimutali • Coordinate: • Altezza: distanza angolare dall’orizzonte (latitudine) • Azimut: distanza angolare dal sud in senso orario (!) longitudine • Riferimenti: • orizzonteastronomico • meridiano locale: passante per zenit e polo nord celeste

  7. costellazioni, • stelle raggruppate alle quali sono stati attribuiti nomi di animali, di oggetti e di figure mitologiche • ragioni prospettiche e non prossimità fisica. • individuano in maniera univoca un settore della sfera celeste (circumpolari, occidue)

  8. I corpi celesti inviano tutti i tipi di radiazione • l’atmosfera le scherma tutte tranne; luce (UV vicino), IR, OR

  9. Quali strumenti si usano? • luce e IR (300-800 nm): telescopi • Il Large Binocular Telescope (LBT) monte Graham, Arizona3200 metri altezza • Keck sul Mauna Kea • very large telescope VLT, Cile • OR: radiotelescopi, antenne paraboliche. In serie: radiointerferometri • (very large array, VLA, Socorro, New Mexico, Medicina IT), corpi celesti privi di luce o troppo lontani

  10. telescopi riflettori • Sistema per concentrare la luce in un punto: fuoco • Uno specchio concavo concentra le radiazioni • Potere di risoluzione: distanza minima fra due punti visti come distinti, aumenta con le dimensioni dello specchio primario (LBT 11,8 m), diminuisce all’aumentare di λ • Ingrandimento: aumenta all’aumentare della distanza focale (fuoco- principale-specchio primario)

  11. http://hubblesite.org/gallery/album/entire • Telescopi orbitanti: Hubble NASA 1990 specchio 2,4 m prestazioni 4 volte migliori vs telescopi terrestri • http://hubblesite.org/

  12. Distanze • Unità astronomica: 1,5 108 km • anno luce: circa 1012 km (v. l. 3 105 km / s) • parsec

  13. parallasse • Parallasse annua: metà dello spostamento angolare apparente di una stella nell’arco di 6 mesi rispetto alle stelle più lontane

  14. Il Parsec • se l’angolo di parallasse vale 1 secondo (1") • la distanza dell'oggetto vale 1 parsec (pc) • = 3.26 a.l. D(parsec) = 1/ p(parallasse in secondi) • più un oggetto è lontano minore è l’angolo di parallasse • metodo preciso fino a 100 parsec (1/100 di secondo di grado) circa 300 a.l.

  15. Quali informazioni ricaviamo dallo studio delle radiazioni? • spettri (composizione) • colore (temperatura) • luminosità

  16. spettri di emissione • Ripassare atomo di Bohr • corpo solido scaldato: prima rosso fino a divenire bianco • un corpo nero (stella) emette uno spettro continuo di emissione • gas rarefatto ad alta temperatura: spettro di emissione a righe • il tipo di righe emesse è caratteristico per ciascun elemento o composto. serie di Balmer

  17. spettri di assorbimento • luce a spettro continuo che attraversa un gas rarefatto freddo • le lunghezze d’onda (in negativo)corrispondono allo spettro di assorbimento a righe dello stesso gas • analisi delle righe spettrali • analisi chimica a distanza (spettro di assorbimento a righe o fasce SOLE)

  18. legge di Plank l di massima emissione T superficiale stella e l max: Legge di Wien inversamente proporzionali. stelle 'più fredde' ci appaiono rosse (3-4000K) stelle via via più calde: gialle, arancioni.....azzurre le altre lunghezze d'onda emesse sono deboli Temperatura e lunghezza d’onda

  19. luminosità delle stelle1 • II secolo a.C. Ipparco: sei classi di grandezza (inversamente proporzionale alla luminosità) • Nell'Ottocento misurazione fotometrica della luminosità apparente. Magnitudine apparente o visuale (m) • Fotometro: strumento che trasforma, tramite una cellula fotoelettrica, la luce in corrente elettrica

  20. luminosità delle stelle2 • Magnitudine assoluta M: magnitudine alla quale apparirebbe una stella se osservata alla distanza di 10 parsec • M = m +2.5 log( 100/d2) • d è la distanza in parsec • La luminosità è inversamente proporzionale alla magnitudine! • si può ottenere la distanza di oggetti con M nota (per altre caratteristiche) misurando m • d =10 (m-M+5)/5

  21. Stella Magnitudineapparente Magnitudineassoluta Sole -26.7 4.4 Sirio -1.46 1.4 Canopo -0.72 -8.5 Arturo -0.04 -0.2 Vega 0.03 0.5 Betelgeuse 0.5 -5.6 Aldebaran 0.85 -0.3

  22. The Meaning of Magnitudes This differencein magnitude... ...means this ratioin brightness 0 1 to 1 0.1 1.1 to 1 0.2 1.2 to 1 0.3 1.3 to 1 0.4 1.4 to 1 0.5 1.6 to 1 1.0 2.5 to 1 2 6.3 to 1 3 16 to 1 4 40 to 1 5 100 to 1 10 10,000 to 1 20 100,000,000 to 1 fra un grado e l'altro della scala di Ipparco vi è in realtà una differenza di luminosità di 2,512 volte.

  23. classi spettrali • 7 classi principali O B A F G K M (Oh Be A Fine Girl Kiss Me) • Ciascuna suddivisa in 10 sottoclassi, indicate con un numero da 0 a 9 che segue la lettera della classe • Altre classi per stelle con spettri peculiari.

  24. effetto Doppler. • Doppler nel 1842 • spettri deformati se provenienti da corpi in moto relativo rispetto a noi • le righe risultano spostate verso lunghezze d'onda maggiori se la sorgente è in allontanamento • verso lunghezze d'onda minori se la sorgente è in avvicinamento. • corpo in allontanamento: spostamento verso il rosso o red-shift • corpo in avvicinamento: spostamento verso il blu o blu-shift.

  25. animazioni apri con quicktime http://www.youtube.com/watch?v=VqaarSHTEB0

  26. diagramma di Hertzsprung-Russel (HR) • 85% delle stelle note tende a disporsi lungo la sequenza principale • maggiore è la luminosità maggiore è la temperatura • le rimanenti • nane bianche: calde ma poco luminose • giganti e supergiganti rosse: luminose ma poco calde

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