Temperatura e colore dei corpi celesti e classificazione HD
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Temperatura e colore dei corpi celesti e classificazione HD

La temperatura in astronomia gioca un fattore fondamentale sotto molti aspetti e uno tra questi è il legame con i colori delle stelle, ma non solo. Una introduzione ai concetti di calore e temperatura e di misurazione e conversione della temperatura stessa. La classificazione HD delle stelle: OBAFGKM, Oh Be a Fine Girl Kiss Me

Temperatura e colore, concetti teorici

Temperatura, colore e calore sono concetti che in astronomia risultano legati a filo doppio. Una trattazione di base per inquadrare i concetti e familiarizzare con i valori.

Temperatura, colore e calore: ci sono parole che in astronomia assumono un significato veramente importante per la comprensione di molti concetti. Diciamo che una stella è rossa, oppure che una nebulosa è rossa, oppure ancora che la Luna è rossa durante le eclissi e che il Sole è rosso al tramonto. Ma tutto questo rosso ha lo stesso significato? Oppure dipende da fenomeni diversi? Sono tutti fenomeni legati al calore del corpo celeste? E cosa si intende per calore in astronomia? 

Il calore è una manifestazione dello scambio di energia da un sistema fisico ad un altro, dovuto esclusivamente alle loro differenze di temperatura. Due corpi a diverse temperature, posti uno di fianco all'altro, si influenzano a vicenda fino a quando raggiungono uno stato caratterizzato da una temperatura intermedia a quella di partenza. Un equilibrio termico, visto che tutto l'universo è alla perenne ricerca di equilibrio (Ivan Delvecchio in Quantum Café, "Buchi neri ed equilibri a distanza").

Il calore è la quantità di energia che passa da un corpo più caldo a uno più freddo fino al raggiungimento dell'equilibrio. Si misura in calorie.

Inizialmente, fino all'ottocento, si pensava che lo scambio di calore avvenisse attraverso un mezzo fluido senza massa , detto calorico, ma rendendosi conto della possibilità di creare calore anche tramite attrito si arrivò a capire che il calore doveva essere una forma di energia, proprio come il lavoro.

James Prescott Joule riuscì allora a stabilire la relazione tra la caloria, l'unità di misura finora utilizzata, e l'unità di misura del lavoro e dell'energia, il joule. La relazione è nota come equivalente meccanico della caloria e vede

1 cal = 4,185 J

Il calore, quindi, è energia e l'energia è la capacità di un corpo di compiere un lavoro e si misura, come detto, in Joule.

La temperatura è la proprietà che caratterizza lo stato termico di due sistemi in relazione alla direzione del flusso di calore che si instaura tra di essi, quindi è la proprietà che regola il trasferimento del calore.

Se due sistemi sono in equilibrio termico vuol dire che si trovano alla stessa temperatura e non esiste alcun trasferimento di calore. 
Su scala microscopica, il calore corrisponde al movimento di atomi e molecole del sistema in esame: un incremento di temperatura corrisponde ad un movimento più frenetico degli atomi. Le proprietà della temperatura vengono studiate dalla termodinamica.

Ultimo aggiornamento del: 27/08/2018 22:57:49

Il trasferimento di calore e i principi della Termodinamica

Ci sono tre diverse modalità di trasferimento di calore e non si tratta soltanto di aspetti puramente teorici. L'interno delle stelle, ad esempio, è un continuo trasferimento di calore e all'interno di ciascuna stella le diverse modalità si alternano

Il calore può essere trasferito attraverso tre modalità:

Conduzione

In uno stesso corpo o tra corpi a contatto si ha una trasmissione, per urti, dell'energia cinetica tra le molecole appartenenti alle zone limitrofe del materiale. L'energia viene quindi trasferita attraverso la materia, ma senza movimento macroscopico della stessa, dipendendo dalle particelle delle quali si compone a livello microscopico.

Convezione

Il fenomeno della convezione termica si ha quando un fluido entra in contatto con un corpo la cui temperatura è maggiore della propria. Aumentando la temperatura, il fluido a contatto con l'oggetto si espande e diminuisce di densità, e sale verso l'alto (principio di Archimede) dal momento che - meno denso - pesa meno. In questo modo si generano dei moti convettivi in cui il fluido caldo sale verso l'alto e quello freddo scende verso il basso. Sarà ora il fluido sceso in basso a scaldarsi perché a contatto con il corpo più caldo e quello migrato verso l'alto a raffreddarsi e scendere di nuovo, dando vita ad un nuovo scambio. Esempi di convezione si hanno tutti i giorni: l'acqua che bolle nella pentola è un esempio lampante, in cui le bolle salgono dal basso e giunte in superficie si raffreddano ricadendo verso il basso. Il Sole è un altro esempio evidente e il fatto che la superficie solare sia ricoperta totalmente da granuli non è altro se non la conseguenza delle bolle che risalgono in superficie prima di freddarsi e sprofondare di nuovo verso l'interno. 

Irraggiamento

Si tratta di una modalità di trasmissione di calore a distanza, anche nel vuoto e quindi senza trasferimento di massa né microscopico né macroscopico, con la quale due sistemi si scambiano calore per emissione, propagazione ed assorbimento di onde elettromagnetiche. L'esempio classico è il calore che giunge a Terra tramite i raggi del Sole, ma anche il primo strato interno del Sole a ridosso del nucleo, prima dello strato convettivo, oppure la radiazione che accende le nebulose.

A titolo di sola enunciazione, si riportano i due principi cardine della termodinamica.

  1. Primo principio della termodinamica: la variazione dell'energia di un sistema può dipendere da assorbimento (o cessione) di calore e da variazione di quota (energia potenziale) o di velocità (energia cinetica). La variazione di energia dU è pari alla somma del calore Q trasmesso al sistema e del lavoro W fatto sul sistema:

    dU = Q + W

  2. Secondo principio della termodinamica:  Non è possibile:

  • trasmettere il calore da un corpo più freddo ad un corpo più caldo lasciando immutato tutto il resto;

  • invertire l'attrito, recuperare cioè integralmente il calore sviluppato dagli attriti e trasformarlo di nuovo in lavoro meccanico;

  • produrre lavoro meccanico sfruttando calore disponibile ad una sola temperatura, ma soltanto sfruttando un salto tra due temperature. Se tutti i corpi dell'universo si trovassero alla stessa temperatura non sarebbe più possibile produrre energia termica e l'universo andrebbe incontro alla sua fine per "morte termica".

     

Ultimo aggiornamento del: 27/08/2018 23:09:23

Unità di misura della temperatura

Le scale di misura della temperatura sono essenzialmente tre: Celsius, Kelvin e Fahrenheit. Ciascuana scala è perfettamente alternabile anche se la fonte ufficiale sembra attingere essenzialmente ai gradi Kelvin

La temperatura, come detto, non è una vera e propria grandezza fisica, ma una relazione di ordine fra sistemi termodinamici rispetto alla direzione in cui fluirebbe il calore se i sistemi stessi fossero messi a contatto. Le scale utilizzate per misurare la temperatura sono perfettamente alternabili e quelle maggiormente utilizzate sono la scala Celsius, la scala Kelvin e la scala Fahrenheit

Scala Kelvin

Il Kelvin (K) è definito come 1/273,16 della temperatura termodinamica del punto triplo dell'acqua, dove la parte più oscura della frase indica la differenza di temperatura tra lo zero assoluto ed il punto triplo dell'acqua (0,01°C). In pratica., lo zero della scala Kelvin è data dallo zero assoluto, pari a -273,16. Tanto per inciso, il punto triplo è dato dai valori di temperatura e pressione ai quali coesistono le fasi solida, liquida e aeriforme di una sostanza.
La scala Kelvin, adottata nel 1954 come unità di temperatura del Sistema Internazionale, parte dal concetto di zero assoluto e possiede una discrezionalità uguale a quella della scala Celsius a noi più familiare dal momento che è quella che solitamente esprime la nostra temperatura. Quindi, aumentare la temperatura di 1°K equivala ad aumentarla di 1°C ma 0°C equivalgono a 273,16°K.
Le temperature dell'universo sono espresse solitamente in gradi Kelvin.

Scala Celsius

Si tratta della scala termica che utilizziamo tutti i giorni, anche nota come scala centigrada sebbene si tratti di una dizione non più accettata dal Sistema Internazionale di Unità di Misura, dove il grado 0 è pari al punto di fusione del ghiaccio mentre il grado 100 è pari al punto di ebollizione dell'acqua al livello del mare.

Una differenza di un grado corrisponde esattamente alla differenza di un grado della scala assoluta, o scala Kelvin. Per passare da un determinato valore in scala Celsius al corrispettivo valore in scala Kelvin, quindi, basta aggiungere 273,15 gradi visto che lo zero della scala Kelvin è pari allo zero assoluto (273,15).

Scala Fahrenheit

La scala Fahrenheit è utilizzata nei paesi anglosassoni e prevede il congelamento dell'acqua a 32°F e quello di ebollizione a 212°F. Per passare dai gradi Fahrenheit ai gradi Celsius si applica la formula:

Tc = (5 / 9)(Tf - 32)

 

Conversione tra scale di misura della temperatura
Da K a C Tc = Tk - 273.15
Da C a K Tk = Tc + 273.15
Da K a F Tf = (Tk * 1.8) - 459.67
Da F a K Tk = (Tf + 459.67) / 1.8
Da C a F Tf = (9 / 5)Tc + 32
Da F a C Tc = (5 / 9)(Tf - 32)

Scale minori sono quelle di Delisle, Newton, Rankine, Réaumur e Romer.

Ultimo aggiornamento del: 27/08/2018 23:21:03

Il colore dei corpi celesti

Luna rossa, stelle rosse, bianche e azzurre, nebulose azzurre e rosse. Viviamo un universo che non ci risparmia colori ma ciascuno di questi colori dipende da un fenomeno diverso alla base.

Ad un primo esame del cielo tutti le stelle che vediamo sembrano uguali, differendo soltanto per brillantezza. Osservando con più attenzione, tuttavia, ci si può rendere conto che non tutte hanno la uce bianca con la quale in genere approssimiamo tutto il cielo: Betelgeuse, ad esempio, ha un colore tendente al rosso, così come Antares, mentre Capella è gialla, Vega è azzurra e Arturo è arancione.
Osservando questi astri con uno strumento ottico quale un binocolo o un telescopio, la situazione appare ancora più marcata. Puntando un telescopio su Albireo, ad esempio, è possibile distinguere il colore delle due componenti del sistema binario , sempre che sia effettivamente un sistema: una stella è gialla e l'altra è azzurra, a formare una delle più belle doppie di tutto il cielo.

Wien Law

Legge di Wien: le stelle a bassa temperatura emettono gran parte della loro energia nella parte dal rosso all'infrarosso dello spettro elettromagnetico, mentre le stelle più calde emettono soprattutto nel blu e nell'ultravioletto.

Come si potrà intuire dal fatto che si parla di colori appena dopo aver parlato di calore, il colore di un corpo è determinato dalla sua temperatura superficiale (non del nucleo stellare, quindi), secondo la Legge di Wien.

Picco di emissione di vari tipi di stella e colore apparente
Picco di emissione di vari tipi di stella e
colore apparente

Alcuni corpi celesti emettono soprattutto in zone più alte o più basse rispetto allo spettro visibile accessibile ai nostri occhi, con il risultato che non possiamo vederle oppure le vediamo soltanto in parte e solo se dotati di strumenti appositi come telescopi a raggi X o infrarossi o ultravioletti e via discorrendo. Questi corpi celesti, anzi, rappresentano quasi il 70% delle stelle della nostra Via Lattea, e non possiamo vederli.

Gli oggetti più caldi emettono molta più energia rispetto a quelli freddi a tutte le lunghezze d'onda, dal momento che hanno una energia media più alta in tutti i fotoni. 

Con riferimento al disegno laterale, nella prima immagine si ha una stella con temperatura superficiale di 3000 K. L'emissione ha un picco sui 1100 nanometri (nm), il che fa apparire la stella di un colore rossiccio. La seconda stella ha una temperatura di 5500K come il nostro Sole, con un picco al centro dello spettro visibile ed un colore tendente al giallo-verde. La terza stella ha una temperatura di 10.000 K, con un picco sui 400 nm ed un colore tendente al blu.
In pratica, astronomicamente parlando, il colore di una stella dipende dalla zona dello spettro che accoglie il picco di emissione della stella stessa. Il Sole ha un picco nella zona verde dello spettro e lo possiamo osservare in una luce bianco-gialla.
Le stelle di neutroni hanno un picco a lunghezze d'onda cortissime e sono osservabili soltanto con telescopi a raggi X.
Conoscere la temperatura di una stella aiuta a comprenderne anche altre caratteristiche. 

Secondo la Legge di Wien, il picco di lunghezza d'onda P al quale un corpo si trova ad emettere la maggior parte della propria radiazione è dato, in nanometri, da 2.900.000 diviso la temperatura superficiale in Kelvin del corpo stesso, cioè:

P =  (2.900.000 / K) nm

Sirio ha una temperatura superficiale di 9200 K, quindi il suo picco di emissione si ha a 315 nm, nell'ultravioletto , sebbene brilli molto anche nel campo ottico, come ben sappiamo. Omicron Ceti, invece, ha una temperatura di 1900 K quindi il suo picco si ha a 1526 nm, nell'infrarosso .

Un termine solitamente utilizzato dagli astronomi è indice di colore, determinato dalle osservazioni con i filtri B e V corrispondenti alle lunghezze d'onda dei 440 e dei 550 nm e dalle misurazioni della brillantezza. Sottraendo i due valori ottenuti, B e V, si ottiene l'indice di colore. Solitamente una stella blu ha un indice di colore negativo, una stella arancione o tendenzialmente rossa ha un indice maggiore di zero e minore di 3, mentre stelle decisamente rosse hanno valori più alti.

Gli altri corpi celesti

Si è detto che, oltre alle stelle, anche la Luna a volte appare rossa e allo stesso modo ci sono nebulose che possono apparire rosse oppure azzurre. In questi casi i colori non dipendono dalla temperatura superficiale ma dalla nostra atmosfera, come nel caso del Sole (e di ogni altro corpo celeste ) basso all'orizzonte , da uno stato energetico degli atomi, come nel caso di una nebulosa , oppure da distorsioni della luce solare operate sempre dalla nostra atmosfera con effetti sulla Luna, come nel caso di una eclisse totali del nostro satellite. Per ciascuna di queste categorie di colorazione verrà data opportuna spiegazione nelle sedi di competenza:

Ultimo aggiornamento del: 28/08/2018 00:04:25

Le stelle più colorate del cielo

Ci sono stelle il cui colore è evidente anche a chi non ci presta molta attenzione, anche se alcune appaiono più rosse del dovuto per la presenza di polvere nella linea di vista

Mappa delle stelle rosse secondo i dati di Gaia. Credit ESA/Gaia
Mappa delle stelle rosse nella Galassia secondo i dati di Gaia. Crediti ESA/Gaia

Il satellite Gaia dell'ESA ha rilasciato la prima release di dati nel 2016, mostrando la posizione e il moto di un miliardo di stelle. Durante questo lavoro ha catturato anche il colore medio dei pixel immortalati, catalogando ogni stella inquadrata in base al colore. Si tratta soltanto di una release parziale di un set di dati che verrà arricchito con le realease successive, ma già qualche dato curioso è stato possibile estrarlo: ad esempio le stelle più rosse si trovano verso il centro galattico, laddove la massiccia presenza di polveri procede all'effetto di estinzione della luce stellare mostrando gli astri più rossi di quanto non siano in realtà. 

Le stelle più colorate della Galassia
Stella Costellazione Colore apparente
Bellatrix Orione Azzurra
Merope Toro Azzurra
Regolo Leone Bianco-Azzurra
Arturo Contadino Arancione
Zuben el Shamali Bilancia Verde (?)
Sole   Gialla
Mu Cephei Cefeo Rosso
Antares Scorpione Rosso

Ultimo aggiornamento del: 29/08/2018 11:40:29

Classificazione stellare HD

Una delle classificazioni stellari più famose è dovuta a Henry Draper ed è nota come classificazione HD. Distingue le stelle in base alla termpertura superficiale, e quindi al colore con il quale appaiono. Il suo "motto" è Oh be a fine girl, kiss me"

Henry Draper in una immagine dell'epoca
Hanry Draper in una immagine
dell'epoca

Sappiamo che facendo passare una luce in un prisma questa viene scomposta nei colori che la compongono: analizzare lo spettro stellare vuol dire analizzare questa scomposizione ed è compito della spettroscopia
Sappiamo anche che tutte le stelle hanno più o meno la stessa composizione chimica, derivata dal Big Bang e sporcata da qualche metallo dono di qualche supernova . Quello che cambia, e che fornisce righe spettrali differenti, è la condizione fisica (temperatura e densita ') degli strati superficiali delle stelle. I vari elementi allo stato gassoso danno luogo a righe (scure o brillanti) solo in determinate condizioni ambientali. Ad esempio, l'elio ha bisogno di molta energia per emettere o assorbire le sue righe caratteristiche. Soltanto gli spettri delle stelle più calde, quindi, contengono righe di elio.

Una stella molto calda avrà uno spettro ricco di irraggiamento a corta lunghezza d'onda (blu o violetto). In base alla composizione chimica, invece, alcuni esempi sono dati da poche righe scure molto forti in una stella splendente nell'azzurro, che corrispondono a presenza di idrogeno ed elio. Questo accade perché idrogeno ed elio nell'atmosfera stellare hanno assorbito quelle emissioni di luce, che di conseguenza non giungono fino a noi. In base al tipo spettrale della stella, all'inizio del Novecento ad Harvard venne pubblicata una classificazione che assegna alle stelle un nome dotato di prefisso HD (dal nome del finanziatore Henry Draper). La classificazione avviene assegnando una lettera di primo livello per individuare il tipo spettrale (O, B, A, F, G, K, M che vengono ricordate attraverso la frase Oh Be A Fine Girl, Kiss Me), una numerazione da 0 a 9 per una suddivisione più discreta all'interno di ciascun tipo di primo livello, più un numero romano per indicare la luminosità dell'astro più, ancora, un eventuale suffisso o prefisso.

Quindi, riassumendo:

Classificazione HD
Classe Sottoclasse Luminosità Ulteriore caratteristica
O (più calda) 0 (più calda) I supergiganti e: stella con righe di emissione
B 1 II giganti luminose m: presenza di righe rappresentanti metalli
A 2 III giganti p: spettro peculiare
F 3 IV subgiganti v: spettro variabile
G 4 V nane q: presenza di redshift o blueshift
K 5 VI  subnane  
M 6 VII  nane bianche  
C (S R N) (più fredda) 7    
  8    
  9 (più fredda)    

Ad esempio, dire che Arturo - la stella alfa del Bifolco - ha classe spettrale K2IIIp vuol dire che è una stella abbastanza fredda, di tipo gigante e peculiare.

La stella Rigel - beta Orionis - ha classe spettrale B8Ia, quindi è una stella molto calda, supergigante. Il Sole ha classe G2V, quindi è una nana di media temperatura, e quindi di colore giallo.

Storicamente, le classi O, A e B sono a volte riferite a stelle di primo tipo (early-type), le classi K, M, C sono riferite a stelle di ultimo tipo (later-type) mentre le stelle di classe F e G sono di tipo intermedio (intermediate-type).

Classi spettrali e caratteristiche
Categoria Temperatura °C Colore Elementi chimici Esempi
O 20.000-40.000 Azzurro Riche di He ionizzato in assorbimento e di altri elementi come C, Na, O e Si. Stelle molto luminose

Alnilam, Alnitak, Mintaka

B ~ 14.000 Bianco-Azzurro Righe di He neutro molto intense ma in diminuzione rispetto alla classe O. Righe di H in aumento, nonché di C, O ionizzati e di atomi metallici molto ionizzati Rigel, Becrux, Spica, Achernar, Alkaid, Regolo
A ~ 10.000 Bianco-Verde Deboli righe di He neutro. Righe della serie di Balmer di H (massimo in classe A0). Righe di Mg e Si ionizzato. Si intravede il calcio ionizzato. Sirio, Vega, Fomalhaut, Altair, Bellatrix, Gemma
F 6.000 - 7.500 Giallo-Bianco Simile al tipo A ma con righe di H più deboli Righe di Ca ionizzato e tracce di Ca neutro Polaris, Canopo, Procione, Mirfak
G 5.000 - 6.000 Giallo Righe di H deboli, Ca molto intenso. Bande molecolari di cianogeno (CN) e dello ione CH. Emergono le righe dei metalli. Alfa Centauri, Sole, Polluce
K 3.500 - 5.000 Giallo-Arancione Ca ionizzato in forma debole, Ca neutro più intenso. Righe di metalli neutri in rilievo crescente. L'idrogeno è scomparso. Arturo, Aldebaran, Schedir
M 1.000 - 3.500 Rosse Bande molecolari di ossido di Titanio (TiO) Proxima Centauri, Betelgeuse, Antares, Mira, Gacrux
C (ex classi S, R, N) < 1.000 Bruno Contengono composti del carbonio. Le stelle R, simili alle stelle G5-K0 con intense bande al carbonio. Le stelle di tipo N hanno righe ancora più intense. Le R si suddividono in sottotipi decimali (1, 2, ...) mentre le N includono le Na, le Nb e le Nc. Solitamente le Rsono le stelle di tipo C con spettri più nuovi (calde) mentre le N sono quelle con spettri più avanzati. Oggi si usa comunque la classe C a indicare le stelle al carbonio.  

Alcuni, a dire il vero, dopo la lettera M ci mettono altre due lettere, la L e la T. Secondo questa variante appartengono alla categoria L le stelline con temperatura compresa tra 1200 e 2000 °C, con nubi di polveri e aerosol nell'alta atmosfera. Le stelle di categoria T, invece, hanno temperature ancora inferiore con tracce di metano negli spettri. Dal 2008 si ipotizza l'esistenza di classi di tipologia Y, ad indicare una nana bruna più fredda con tracce di ammoniaca nello spettro, come CFBDSJ005910.90-011401.3, la nana bruna più fredda finora rinvenuta con temperatura di circa 360°C.
Inoltre, spessi si indica con classe WR una stella di tipo Wolf-Rayet, con Q una stella vicina all'esplosione e con p una stella peculiare.

Osservando il cielo saremmo indotti a pensare che nella Galassia le stelle più frequenti siano quelle più calde di tipo O e B, seguite dalle A, da qualche stella di tipo F e G e da poche stelle di tipo K o M. In realtà il cielo è proprio l'opposto: più del 72% delle stelle sono di tipo M, mentre le stelle di tipo O sono appena lo 0,005%, con il risultato che per ogni stella di dipo O ce ne sono circa un milione e settecentomila di tipo M. Il fatto che non riusciamo a vederle è legato esclusivamente alla loro limitatissima luminosità, contrariamente alle brillantissime stelle delle prime classi spettrali.

Ultimo aggiornamento del: 29/08/2018 15:09:07