Astronomia

Diverse stelle in fila

Diverse stelle in fila

Riesco a vedere diverse stelle nel cielo che possono far venire una linea da ovest sud e andare in direzione nord est all'ora tra le 18:50 e le 19:00 ora indiana in data 13.1.20. Quali potrebbero essere queste tre stelle?


Potrebbe essere Orion come in questa stagione è abbastanza chiaro in India. Orione ha tre stelle in una linea alquanto retta.

Dal planetario di in-the-sky.org alle 19:00 ora indiana vicino al centro del subcontinente, la Cintura di Orione è alta nel cielo e si estende verticalmente da est a sud-est verso lo zenit.


Castor è sei stelle in una

L'occhio vede Castor (Alpha Geminorum) come una singola stella. Ma ci sono 3 coppie binarie in questo singolo punto di luce, o 6 stelle qui. Di solito pensiamo a Castore insieme a un'altra stella luminosa, Polluce. Castore e Polluce sono a volte indicati come "gemelli" nella costellazione dei Gemelli, ma sono davvero molto diversi. Per vedere Castore e Polluce insieme, guarda l'immagine qui sotto di Rogelio Bernal Andreo. Questa immagine è di Fred Espenak.

A occhio nudo, la stella Castore nella costellazione dei Gemelli, i Gemelli, appare come un punto luminoso luminoso. Ma in realtà sono tre coppie di stelle binarie – sei stelle in tutto – in una danza complessa intorno a un comune centro di massa.

Anche un telescopio abbastanza piccolo mostrerà Castor come due stelle. Si può intravedere una stella molto più debole nelle vicinanze, anch'essa parte del sistema Castor. Ognuna di queste tre stelle – chiamate Castor A, B e C– è anche doppia. La loro duplicità non può essere vista direttamente nei telescopi, ma può essere individuata tramite dati spettroscopici, cioè dividendo la luce stellare nei suoi colori componenti.

I due componenti visibili più grandi nel sistema Castor sono stelle calde di tipo A. I componenti più piccoli sono stelle nane rosse di tipo M.

La massa di tutte e sei le stelle insieme è, molto approssimativamente, circa sei volte quella del sole.

Un'immagine delle 3 stelle di Castor "chiamate A, B e C" scattata al Pine Mountain Observatory dell'Università dell'Oregon. Ogni stella, a sua volta, ha la sua compagna stellare che può essere rilevata solo spettroscopicamente. L'immagine inserita è un'esposizione più breve delle stelle A e B, quindi la loro separazione può essere misurata con precisione. Anche registrati sull'immagine sono due numeri. Uno è l'angolo di posizione, che in questa immagine è la posizione angolare di una stella debole rispetto alla stella più luminosa A, misurata in direzione nord-est. Il secondo numero è la separazione angolare tra una coppia di stelle in secondi d'arco (1/3600 di grado). Ad esempio, la stella C ha un angolo di posizione di 163,7 gradi da A e una separazione di 70,1 secondi d'arco. Immagine tramite l'Osservatorio di Pine Mountain/ Journal of Double Star Observations. Questa figura mostra la gerarchia orbitale del sistema stellare di Castor, insieme a ciascuno dei loro periodi orbitali e alla separazione l'uno dall'altro. Castore Aa e Ba orbitano l'uno attorno all'altro e ciascuno ha il proprio compagno stellare, rispettivamente Ab e Bb. Il ricino C, composto dalla coppia binaria Ca e Cb, è più lontano e orbita attorno al ricino Aa/Ab e Ba/Bb. Figura tramite Wikipedia.

Castore è la seconda stella più luminosa della costellazione dei Gemelli. Brilla di una brillante luce bianca in contrasto con il bagliore dorato della sua stella celeste Polluce, anch'essa in Gemelli.

Polluce non è una delle 6 stelle del sistema Castore. Quando parliamo delle sei stelle nel sistema Castor, intendiamo il singolo punto di luce che vediamo come Castor è sei stelle. Ma Pollux è vicino, e quasi altrettanto brillante di Castore. I primi astronomi identificarono Castore e Polluce come “gemelli.”

Un'immagine di Polluce (a sinistra) e Castore (a destra), che mostrano le loro differenze di colore. Polluce è più dorato. Castor è più bianco, con una sfumatura di blu. Castor da solo è 6 stelle! Immagine via Rogelio Bernal Andreo/ RBA Premium Astrofotografia. Usato con permesso.

Ecco due modi per trovare Polluce e Castore. Da una posizione nell'emisfero settentrionale, di fronte generalmente verso nord per trovare l'asterismo dell'Orsa Maggiore nella costellazione dell'Orsa Maggiore. Disegna una linea immaginaria in diagonale attraverso la ciotola del Grande Carro, dalla stella Megrez attraverso la stella Merak. Stai andando nella direzione di fronte della maniglia dell'Orsa Maggiore.

Questa linea punterà a Castore e Polluce.

Disegna una linea immaginaria in diagonale attraverso la ciotola dell'Orsa Maggiore per individuare Castore e Polluce.

Ecco il secondo modo per trovare Caster e Pollux. Faccia in generale verso sud nei mesi invernali da una località dell'emisfero settentrionale – o generalmente dall'alto in quegli stessi mesi, i mesi estivi nell'emisfero australe – e cerca la costellazione molto evidente di Orione il cacciatore. Lo individuerai facilmente cercando le tre stelle medio-luminose che compongono la Cintura di Orione. Una linea tracciata da Rigel attraverso Betelgeuse in Orione – che si estende forse tre volte la distanza tra loro – passa vicino ai Gemelli’s Gemelli.

Traccia una linea immaginaria da Rigel attraverso Betelgeuse per fare un salto stellare fino a Castore e Polluce.

A 34 anni luce, Polluce è più vicino a noi mentre Castore si trova a 51 anni luce di distanza. Quindi Polluce e Castore non sono legati gravitazionalmente, ma solo vicini l'uno all'altro lungo la nostra linea di vista. La loro vicinanza al nostro cielo è ciò che li rende facili da individuare.

Le stelle gemelle sono vicine al percorso della luna nel nostro cielo. La luna passa a non più di 15 gradi a sud, e talvolta a meno di 5 gradi a sud, di Castore in qualche giorno di ogni mese. Per questo motivo, la luna potrebbe aiutarti a trovare Castor.

Il sole passa più vicino a Castore intorno al 14 luglio, e di conseguenza la stella non può essere vista per diverse settimane prima di quella data e per diverse settimane dopo. A parte quel periodo di tempo, osservatori intrepidi possono trovare Castore a un certo punto della notte per circa 10 mesi all'anno.

Copia di un'antica statua romana di Castore e Polluce di Joseph Nollekens (1737 – 1823), al Victoria & Albert Museum. Immagine tramite ketrin1407 / Wikimedia Commons.

Storia e mitologia di Castore. Castore è designato Alpha Geminorum. La maggior parte delle stelle alfa sono le più luminose nelle loro costellazioni, ma Castore è leggermente più debole di Polluce.

Il motivo del nome Castor non è chiaro, sebbene non appaia alcun collegamento specifico con a castoro, che è ciò che la parola significa in latino. Inoltre, non è chiaro il motivo per cui questa stella detiene l'appellativo di alfa, un'etichetta tipicamente apposta sulla stella più luminosa di una costellazione. Castore è chiaramente secondario in luminosità a Polluce, che è ufficialmente chiamato Beta Geminorum.

C'è molta mitologia associata a queste due stelle, in genere solo in combinazione l'una con l'altra. Di solito sono considerati Gemelli. Nella mitologia greca Polluce è immortale, figlio di Zeus, e Castore è mortale, figlio del re Tindaro di Sparta. Quindi erano davvero fratellastri piuttosto che veri gemelli, con una madre comune nella regina Leda. Il loro concepimento e la loro nascita, tuttavia, furono un affare complicato e improbabile, con la madre che soccombeva sia a Zeus (travestito da cigno) che al re Tindaro nella stessa notte, con la conseguente nascita non solo di Castore e Polluce, ma della loro sorella Elena di Troia. Castore e Polluce in seguito furono tra gli Argonauti che navigarono con Giasone alla ricerca del vello d'oro, e per la loro reciproca devozione, Zeus li collocò entrambi nei cieli alla loro morte, in modo che potessero rimanere insieme per sempre.

Sebbene molte culture vedessero Castore e Polluce come gemelli, i primi cristiani a volte li chiamavano David e Jonathan, mentre gli arabi li conoscevano come pavoni. Forse la connotazione più inaspettata per i gemelli (insieme al resto dei Gemelli) era quella di una "pila di mattoni" come riportato da Richard Hinckley Allen. Apparentemente la pila di mattoni rappresentava la fondazione di Roma, e in quel contesto Castore e Polluce erano associati a Romolo e Remo, leggendari gemelli fondatori della città.

La posizione di Castor è AR: 07h 34m 36s, dic: +31° 53′ 19″

Un'immagine di Castore A e B attraverso un telescopio. Ad occhio nudo, appaiono come una stella. Ognuno di loro, a sua volta, ha un debole compagno stellare. La terza coppia binaria non è visibile in questa immagine. Immagine tramite 1CM69/ Flickr.

In conclusione: la stella Castore, che appare come una delle due stelle luminose nella costellazione dei Gemelli, è in realtà un sistema a sei stelle.


Astronomia e webcam per telescopi

La scienza naturale dell'astronomia include lo studio dei corpi astronomici o celesti che la scoperta scientifica ha dimostrato esistere nell'universo osservabile al di fuori dell'atmosfera terrestre, la loro composizione fisica e chimica e l'evoluzione. Tali corpi soggetti all'osservazione astronomica sono noti per includere una varietà di pianeti, lune nebulose, stelle e persino intere galassie.

Essendo una delle scienze più antiche della storia del mondo, diverse civiltà primordiali tra cui egiziani, cinesi, maya, greci e babilonesi hanno lasciato un'ampia varietà di reliquie di natura astronomica come i monumenti nubiani ed egiziani che illustrano le loro pratiche di osservazione metodica il cielo di notte. Tuttavia, fu solo con l'invenzione del telescopio nel 1608 da parte del produttore di occhiali tedesco-olandese Hans Lippershey che l'umanità fu in grado di sviluppare l'astronomia in una scienza moderna.

La storia registra l'astronomia antica come lo studio di una serie di campi di conoscenza come la navigazione celeste, la realizzazione di calendari, l'astronomia osservativa e l'astrometria che prevedevano misurazioni precise delle posizioni e dei movimenti dei corpi celesti e delle stelle nel nostro Sistema Solare. La scienza moderna oggi si è sviluppata in modo tale che l'astronomia professionale è allo stesso livello dell'astrofisica.

Oggi ci sono una varietà di telescopi utilizzati in astronomia, molti dei quali sono terrestri mentre altri, come il telescopio spaziale Hubble, funzionano nello spazio.

Fatti su astronomia e telescopi

▪ All'inizio della storia si pensava che l'astronomia consistesse in previsioni e osservazioni di oggetti visibili solo ad occhio nudo attraverso una serie di siti come il monumento preistorico nel Wiltshire, in Inghilterra, noto come Stonehenge.

▪ Prima dell'invenzione del telescopio, i primi astronomi studiavano le stelle stando su un alto edificio che offrisse una buona visuale.

▪ Fu il matematico, fisico, filosofo, ingegnere e astronomo italiano Galileo Galilei che aprì la strada all'astronomia nel 1610 quando scoprì le lune di Giove, le colline e le valli lunari, le fasi del pianeta Venere e poi le macchie sul Sole.

▪ Con lo sviluppo della civiltà principalmente in Grecia, Cina, Egitto, America Centrale e Mesopotamia sono stati fondati numerosi centri dedicati all'astronomia volti a determinare la natura e l'evoluzione dell'universo. Ciò includeva la creazione di grafici delle posizioni di pianeti e stelle noti in una scienza che oggi non è nota come astrometria. Fu attraverso queste osservazioni che si formarono teorie basate sulla natura del sole e dei pianeti. Questa teoria speculativa errata in seguito divenne nota come il modello geocentrico che suggeriva che la Terra e non il Sole fosse il centro dell'Universo.

▪ Christiaan Huygens, assistito da suo fratello dopo un lungo ed eccessivo sforzo, creò i primi potenti telescopi di costruzione kepleriana che furono utilizzati nel 1655 per scoprire il satellite più luminoso del pianeta Saturno, la luna Titano.

▪ L'astronomia professionale nel XX secolo era divisa in un ramo sia teorico che osservativo, mentre l'astronomia osservativa è indicata come focalizzata principalmente sull'acquisizione di dati presi da oggetti studiati astronomicamente, mentre l'astronomia teorica è nota per lo sviluppo di modelli analitici per dettagliare oggetti celesti e fenomeni inspiegabili.

▪ L'astronomia osservativa è nota per includere la radioastronomia, l'astronomia a infrarossi, l'astronomia ottica, l'ultravioletto, i raggi X, i raggi gamma, demoni non basati sullo spettro elettromagnetico noto e sulla meccanica celeste.

▪ L'astronomia teorica include la dinamica e l'evoluzione stellare, la formazione e l'evoluzione delle galassie, lo studio della materia su larga scala all'interno dell'universo, la fisica delle astroparticelle e una varietà di altri argomenti.

Streaming in diretta dalla Stazione Spaziale Internazionale

La Stazione Spaziale Internazionale tramite UStream Networks consente agli spettatori di guardare un flusso video in diretta da una serie di telecamere montate sul lato della stazione spaziale con una vista spettacolare della Terra e alcune attività svolte dall'equipaggio in servizio. Il live streaming spesso consiste in conversazioni audio selettive tra Mission Control e il team. Il video accessibile facendo clic sul collegamento pubblicato di seguito è disponibile solo ogni volta che la stazione stabilisce un collegamento di comunicazione a terra e con la stazione in orbita attorno alla Terra una volta ogni novanta minuti gli spettatori incontreranno un tramonto o un'alba quasi ogni quarantacinque minuti.

ESTRACK CEBREROS Webcam

Completate nel settembre 2005, le antenne Ceberos situate in Spagna sono state utilizzate per comunicare e fornire supporto per una serie di sonde scientifiche e veicoli spaziali dell'ESA tra cui SMART-1, Mars Express, Venus Express e Rosetta utilizzando apparecchiature all'avanguardia. Attualmente le antenne sono gestite in remoto dalla rete europea di tracciamento spaziale o ESTRAK.

La struttura contiene una webcam esterna che consente uno streaming live dell'antenna visitando il link sottostante.

Webcam di costruzione del telescopio spaziale James Webb

Attualmente in fase di sviluppo, il James Webb Space Telescope, spesso chiamato il successore dell'Hubble Space Telescope, è un telescopio spaziale programmato progettato per osservazioni a infrarossi.

Il sito web online della Nasa consente agli spettatori online di accedere al loro edificio in costruzione contenente due webcam che mostrano l'avanzamento della costruzione sia dal lato sinistro che da quello destro dell'edificio, aggiornato ogni sessanta secondi. Gli spettatori noteranno che la camera bianca è occupata principalmente dai lavoratori durante le ore tra le 8:00 e le 16:30 dal lunedì al venerdì, ora dell'Eastern Standard.

Webcam del telescopio di Liverpool

Il Liverpool Telescope situato presso l'Osservatorio del Roque de los Muchachos a La Palma è riconosciuto come uno dei più grandi telescopi robotici utilizzati oggi, sviluppato dalla società sussidiaria della Liverpool John Moores University di Liverpool, in Inghilterra. Oggi il telescopio è gestito dall'Astrophysics Research Institute di Merseyside, Regno Unito, che spesso riceve finanziamenti parziali dall'ente governativo del Regno Unito noto come Science and Technologies Facilities Council.

Gli spettatori del sito Web del telescopio di Liverpool possono visualizzare un flusso video in diretta dal telescopio facendo clic sul collegamento sottostante.

Qui puoi trovare le webcam live dei telescopi e altri telescopi legati all'astronomia. Alcuni siti ti permettono di controllare i telescopi dal tuo computer. Alcuni ti danno viste di famosi telescopi in tutto il mondo.

Caltech Astronomy: webcam dell'Osservatorio Palomar Hale Telescope

Questa webcam mostra il famoso telescopio Hale dell'Osservatorio Palomar. La telecamera potrebbe essere buia di notte.

Telescopio robotico Bradford

Il Bradford Robotic Telescope è simile a Slooh – una raccolta di telescopi e altri strumenti che possono essere visualizzati creando un account gratuito. Il telescopio si trova sul Monte Teide in Spagna.

SLOOH – Il tuo osservatorio online dal vivo

La Slooh SpaceCamera è una webcam e una community per telescopi online. Controlla i telescopi e condividi foto con altre persone o guarda gli astronomi di spicco che ospitano missioni notturne dal vivo sul tuo computer. Adesione richiesta.

Home Page del MicroOsservatorio

Micro Observatory è un'altra raccolta di telescopi online che puoi visualizzare e controllare su Internet. È richiesta la registrazione e quindi puoi mettere una richiesta di immagine in coda. Non c'è bisogno di acquistare un costoso telescopio qui! Seleziona i telescopi di tutto il mondo tramite una mappa.

Telescopio mondiale

WorldWide Telescope (WWT) è un progetto di Microsoft Research che consente al tuo computer di diventare un telescopio virtuale che ti consente di visualizzare alcune delle migliori immagini reali dai telescopi terrestri e spaziali di tutto il mondo direttamente dal tuo browser web.

Visualizzazione dal vivo – Telecamera dome di rete AXIS 232DD

Questa webcam del telescopio si trova a Sydney, in Australia. È una webcam PTZ ma sembra che ti consenta solo di visualizzare l'osservatorio e non di visualizzare attraverso il telescopio. Ah bene.

Webcam del telescopio SOAR

Ecco alcune webcam situate presso l'Osservatorio SOAR – The Southern Astrophysical Research Telescope situato in Cile. Include vista esterna, interna, Cerro Tololo e altro.

BRT Tenerife Telescopio Webcam

Questa webcam offre una vista dell'Osservatorio BRT di Tenerife o della telecamera del cielo notturno. Sembra che sia in costruzione. Situato in Spagna.

UHH Fisica e Astronomia – Mauna Kea Web Cam

Questa webcam si trova presso l'osservatorio di Mauna Kea presso l'Università delle Hawaii Hilo.

Webcam dell'eclissi lunare totale 2010 2010

Se desideri vedere l'eclissi lunare totale del 2010 il 20 e 21 dicembre, questo sito potrebbe essere perfetto per coloro che non possono vedere l'eclissi a causa delle nuvole – o per coloro che non amano il freddo o vivono al di fuori della visualizzazione la zona.

Canada Francia Hawaii Telescopio Cam

Questo è un fantastico telescopio e una webcam del cielo notturno dall'osservatorio del telescopio Canada-Francia-Hawaii alle Hawaii. Guarda le nuvole dalla cima della montagna, le stelle e le costellazioni. Un ottimo modo per osservare le stelle e imparare anche a identificare le costellazioni. Il sito include i video time lapse della giornata. L'immagine si aggiorna ogni minuto.

JAT Osservatorio Astronomico Webcam

Questa webcam offre una vista dal vivo dell'Osservatorio JAT a Fairless Hills, Pennsylvania. Non sono sicuro che trasmettano mai viste dal telescopio, ma tienilo d'occhio e forse lo faranno. Fornisce anche le condizioni meteorologiche attuali.


Astronomia e notizie sull'osservazione

Questo è il tuo portale per le ultime notizie di astronomia, i rapporti celesti e i suggerimenti di osservazione che ti fanno dire, “wow!” Qui imparerai a conoscere le ultime scoperte astronomiche, come la prima immagine del buco nero o i dirottamenti di Betelgeuse . Scopri perché il rilevamento delle onde gravitazionali ha annunciato una nuova era dell'astronomia e perché il Sole misteriosamente silenzioso ha gli astronomi che si grattano la testa. E questo è il posto giusto se stai cercando le migliori piogge di meteoriti dell'anno o scorci della cometa più recente per abbellire i nostri cieli.


Analisi dei dati di base e regioni

Caricando il catalogo delle sorgenti puntiformi 2MASS vicino alla galassia Sombrero (cerchi verdi e tabella a destra) ed esaminando il profilo radiale del disco e del rigonfiamento del Sombrero (sotto).

ds9 è pieno zeppo di strumenti avanzati che puoi utilizzare per analizzare i tuoi dati. Citerò solo alcuni dei miei preferiti qui.

Mentre hai il tuo mosaico di colori, controlliamo i dati ottici SDSS con un catalogo a infrarossi. Ti aspetteresti che solo le fonti luminose e rosse vengano visualizzate nei dati a infrarossi. Per caricare automaticamente il catalogo delle sorgenti vicine alla galassia Sombrero dal Two Micron All Sky Survey (2MASS), vai su Analisi > Cataloghi > Infrarossi > Sorgenti puntiformi 2MASS. ds9 disegnerà automaticamente dei cerchi attorno a tutte le sorgenti a infrarossi nell'immagine e aprirà anche una tabella che le elenca. Fai clic su un oggetto nella tabella per spostarti su di esso nell'immagine. Puoi anche scaricare l'immagine reale da 2MASS andando su Analisi > Server di immagini > IPAC-2MASS

I cerchi che ds9 ha disegnato sono chiamati “regioni” e sono uno strumento di tracciamento molto potente. Disegna le tue regioni selezionando lo strumento puntatore da Modifica > puntatore e quindi semplicemente facendo clic e trascinando sull'immagine. Puoi andare a Regione > Forma per scegliere un diverso tipo di regione. I tipi di regione includono una varietà di forme semplici, vettori (frecce) e testo (in modo da poter scrivere etichette).

Uno dei tipi di regione più utili è “Proiezione.” Provalo selezionandolo da Regione > Forma > Proiezione e quindi facendo clic e trascinando su una sorgente luminosa. Si aprirà una nuova finestra che mostra il profilo di luminosità dell'immagine lungo la linea che hai disegnato. Questo è prezioso per dare una rapida occhiata alla funzione di diffusione puntuale di una stella, il profilo di una galassia o uno spettro di luce dispersa che è stato registrato su un chip CCD.


Linee di emissione e assorbimento

Le persone sanno da tempo che le stelle sono molto, molto lontane nel diciannovesimo secolo, gli astronomi hanno finalmente misurato le distanze di alcune stelle vicine con ragionevole precisione. I risultati sono stati così grandi - migliaia di trilioni di miglia - che la maggior parte delle persone ha pensato che non saremmo mai stati in grado di visitarli o imparare molto su di loro. Dopotutto, non possiamo andare su una stella, prendere un campione e riportarlo sulla terra, tutto ciò che possiamo fare è guardare la luce della stella. In effetti, almeno un eminente filosofo e scienziato ha dichiarato che non saremmo mai stati in grado di capire le loro composizioni.

(Comte si riferisce ai pianeti nella citazione sopra, crede che possiamo imparare ancora meno sulle stelle)

Ma, a quanto pare, la luce della stella codifica una ricchezza di informazioni sullo stato fisico della sua atmosfera esterna. La luce viene prodotta nelle regioni interne di una stella e si dirige verso la "superficie", che è in realtà una parte dell'atmosfera gassosa chiamata fotosfera. I fotoni prodotti nella fotosfera hanno buone possibilità di fuggire verso l'esterno nello spazio e, alla fine, di raggiungerci. Tuttavia, quando i fotoni volano attraverso gli strati più esterni dell'atmosfera stellare, possono essere assorbiti da atomi o ioni in quegli strati esterni. Le linee di assorbimento prodotte da questi strati più esterni della stella ci dicono molto sulla composizione chimica, sulla temperatura e su altre caratteristiche della stella.

Oggi esamineremo i processi mediante i quali vengono create le linee di emissione e di assorbimento. Faremo anche un po' di analisi, ma ne lasceremo la maggior parte per un giorno successivo.

Spettri della linea di emissione

Verranno emesse nubi di gas a bassa densità che galleggiano nello spazio linee di emissione se sono eccitati dall'energia delle stelle vicine. Le nebulose planetarie, per esempio, sono i resti di stelle che hanno delicatamente spinto i loro involucri esterni nello spazio. Alcuni sono molto belli:


Vedi l'immagine astronomica del giorno per il 31 ottobre 1999


Vedi l'immagine astronomica del giorno del 21 marzo 1999

Le calde stelle centrali che rimangono irradiano questi sottili gusci di gas con fotoni ultravioletti ad alta energia, che eccitano gli atomi nel gas e lo fanno risplendere. Lo spettro di una nebulosa planetaria non rivela quasi altro che righe di emissione molto forti e strette:


Ricorda che 10 Angstrom = 1 nm, quindi 4000 Angstrom = 400 nm = luce blu.

Cosa intendevo esattamente con la frase eccitare gli atomi nel gas? E questo cosa ha a che fare con queste linee di emissione strette? Diamo un'occhiata ai singoli atomi nel gas attorno a una nebulosa planetaria.

Livelli di energia atomica e transizioni

I singoli atomi sono costituiti da un nucleo di carica positiva circondato da una o più particelle negative chiamate elettroni. Con una approssimazione approssimativa, gli elettroni circondano il nucleo, un po' come i pianeti circondano il Sole.

  1. Sono consentite solo orbite di un certo raggio particolare
  2. Ogni orbita ha un'energia potenziale diversa: le orbite piccole hanno una bassa energia potenziale, le orbite grandi hanno un'energia potenziale elevata
  3. Gli elettroni possono saltare tra due orbite qualsiasi, ma lo fanno istantaneamente
    • perché l'elettrone salti verso l'alto, verso un'orbita più grande, qualcosa deve fornire esattamente la giusta quantità di energia all'atomo
    • affinché l'elettrone salti verso il basso, verso un'orbita più piccola, l'atomo deve liberarsi esattamente della giusta quantità di energia

Quindi, ad esempio, un particolare atomo potrebbe avere orbite con livelli di energia come questo:

In questo caso, la differenza di energia tra la seconda e la prima orbita è &Delta E = 6 - 1 = 5 unità. Discuteremo i dettagli delle unità in un momento. Ora, se un fotone di 5 unità di energia capita di imbattersi in questo atomo, potrebbe essere assorbita dall'atomo, eccitando l'elettrone dalla prima orbita alla seconda orbita.

Notare che il fotone è scomparso.

Una volta che hai eccitato un atomo, tutto ciò che devi fare è aspettare un po' alla fine, l'atomo tornerà a uno stato di energia inferiore, emettendo un fotone stesso.

L'energia di questo fotone emesso è esattamente uguale alla differenza nei livelli di energia atomica tra lo stato iniziale e quello finale. In questo esempio, il fotone emesso avrebbe 5 unità di energia.

Poiché ogni tipo di atomo ha il suo insieme unico di livelli di energia, ogni tipo di atomo emetterà luce con un diverso insieme di energie. E, data la relazione tra l'energia E di un fotone e la sua lunghezza d'onda &lambda (o frequenza &nu)

ciò significa che ogni tipo di atomo produrrà una serie di righe di emissione alle proprie lunghezze d'onda uniche.

Esempio: lo spettro dell'idrogeno

Ad esempio, considera l'idrogeno, l'elemento più semplice (e più comune) nell'universo. Consiste di un singolo protone nel suo nucleo, attorno al quale orbita un singolo elettrone.

I livelli di energia di un atomo di idrogeno seguono uno schema regolare. L'energia del livello n è dato da una semplice formula:

A volte aiuta a fare un'immagine dei livelli di energia.

Mettiamo il livello di "stato fondamentale", n=1, in fondo al diagramma. In alto, mettiamo il livello a cui sarà l'atomo ionizzato: se guadagna così tanta energia, l'elettrone vola nello spazio, per non tornare mai più.

Possiamo rappresentare graficamente una transizione atomica disegnando una pallina sul diagramma per rappresentare l'energia dell'atomo. Se l'atomo scende da un livello alto a uno inferiore, emetterà un fotone. L'energia del fotone è uguale alla differenza tra i livelli di energia iniziale e finale.

Come accennato in precedenza, l'energia di un fotone determina la sua lunghezza d'onda. Puoi convertire da uno all'altro tramite una formula

dove h è la costante di Planck e c è la velocità della luce. La combinazione h volte c ha il valore conveniente di 1240 eV*nm, quindi

Le transizioni in cui un atomo di idrogeno scende in energia al secondo livello sono chiamate Balmer transizioni, secondo lo scienziato che per primo ne misurò le proprietà con molta attenzione. Poiché si verificano nella porzione visibile dello spettro e coinvolgono l'elemento più comune nell'universo, sono uno degli strumenti più potenti di un astronomo. Se guardi di nuovo lo spettro della nebulosa planetaria, vedrai diverse linee di Balmer:


Ricorda che 10 Angstrom = 1 nm, quindi 4000 Angstrom = 400 nm = luce blu.

Altri atomi hanno spettri più complessi di quello dell'idrogeno non esistono formule semplici che descrivono i loro livelli energetici. Fortunatamente, molti scienziati hanno passato anni a misurare le lunghezze d'onda della luce emessa e assorbita da quasi tutte le varietà di atomi (e ioni e molecole) che si possano immaginare. Puoi cercare le lunghezze d'onda per qualsiasi materiale particolare in una delle numerose grandi raccolte di righe spettrali.

Linee di assorbimento

Uno spettro del Sole ad alta risoluzione mostra molte, molte, MOLTE righe scure di assorbimento:

Le linee di assorbimento si basano sullo stesso principio fisico delle linee di emissione: coinvolgono un atomo che salta da un particolare livello di energia a un altro. In questo caso però i salti devono essere verso l'alto, da un livello basso a uno più alto.

Ad esempio, se un fotone di lunghezza d'onda 121 nm passa davanti a un atomo di idrogeno nel suo stato fondamentale,

l'atomo di idrogeno assorbirà il fotone e salterà fino al n=2 livello.

Ciò significa che se osserviamo una sorgente di radiazione continua

attraverso una nuvola di gas idrogeno, vedremo una riga scura di assorbimento a 121 nm.

Vediamo linee di assorbimento negli spettri di stelle ordinarie come il Sole perché i tenui strati esterni dell'atmosfera stellare - chiamati fotosfera - assorbono parte della luce continua proveniente dall'interno caldo e denso.

Le condizioni necessarie per produrre spettri di linea

Le righe di emissione e assorbimento possono dirci molto su una sorgente celeste lontana, ma si verificano solo in determinate condizioni.

  • ci sono atomi dell'elemento presente
  • gli atomi sono in un gas a bassa densità
  • gli atomi sono eccitati in un particolare livello di alta energia da qualche fonte esterna
  • ci sono atomi dell'elemento presente
  • gli atomi sono in un gas a bassa densità
  • gli atomi trascorrono la maggior parte del loro tempo in un particolare livello di bassa energia
  • il gas si trova tra noi e una fonte di luce continua (di tutte le lunghezze d'onda)

Di seguito sono riportati una serie di spettri di tre diverse stelle reali e una stella teorica simulata. Tutte e tre le stelle hanno temperature simili nelle loro fotosfere, quindi le differenze nelle linee di assorbimento di un particolare elemento indicano differenze nell'abbondanza di quell'elemento.


Immagine per gentile concessione dell'Osservatorio europeo meridionale

D'altra parte, se non stai attento, l'analisi spettrale potrebbe portarti fuori strada. Confrontiamo gli spettri del nostro Sole con quello della brillante stella Vega.


Immagine per gentile concessione di Michael Lemke e Simon Jeffrey

Ecco gli spettri mostrati come un grafico, piuttosto che come un'immagine. Potete vedere molto chiaramente le righe di assorbimento dell'idrogeno di Balmer nello spettro di Vega.

La risposta non è ovvia. All'inizio del 1900, gli astronomi non lo capivano e pensavano che il FERRO fosse uno degli elementi più comuni nell'atmosfera del Sole, mentre l'idrogeno fosse un costituente minore. La persona che ha risolto questo enigma e ha scoperto la vera composizione delle stelle era una giovane donna di nome Cecilia Payne.

Compiti per la lezione di domani

  1. Stampa una copia dello spettro della nebulosa planetaria PN G000.2+06.1, che è mostrato all'inizio di questa lezione. Sulla copia stampata,
    • identificare e contrassegnare le linee di emissione dovute alle transizioni di Balmer degli atomi di idrogeno dovresti essere in grado di trovarne almeno 3 o 4
    • per ciascuna di queste righe, scrivi il livello di energia iniziale e il livello di energia finale coinvolto nella transizione (cioè per la riga a 656 nm, dovresti scrivere "iniziale n=3, finale n=2")

  • Stimare la temperatura di questa stella.
  • Gli atomi di sodio hanno i seguenti livelli di energia: (una specie di -- ho assegnato dei nuovi numeri)

  • Cerchi la sorgente di qualche particolare riga spettrale? Dai un'occhiata alla pagina Spettri di scarica di gas.
  • Potresti anche giocare con l'applet Java MiniSpectroscopy
  • Gli spettri della nebulosa planetaria mostrati sopra provengono da un articolo di Mantiega et al., AJ 127, 3437 (2004)

Copyright e copia Michael Richmond. Quest'opera è distribuita con una Licenza Creative Commons.


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Glossario

gigante: una stella di dimensioni esagerate con una fotosfera grande ed estesa

moto proprio: il cambiamento angolare all'anno nella direzione di una stella vista dal Sole

velocità radiale: movimento verso o lontano dall'osservatore la componente della velocità relativa che si trova nella linea di vista

velocità spaziale: la velocità e la direzione totali (tridimensionali) con cui un oggetto si muove nello spazio rispetto al Sole


Composizione del sistema solare

Located at the centre of the solar system and influencing the motion of all the other bodies through its gravitational force is the Sun, which in itself contains more than 99 percent of the mass of the system. The planets, in order of their distance outward from the Sun, are Mercury, Venus, Earth, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune. Four planets—Jupiter through Neptune—have ring systems, and all but Mercury and Venus have one or more moons. Pluto had been officially listed among the planets since it was discovered in 1930 orbiting beyond Neptune, but in 1992 an icy object was discovered still farther from the Sun than Pluto. Many other such discoveries followed, including an object named Eris that appears to be at least as large as Pluto. It became apparent that Pluto was simply one of the larger members of this new group of objects, collectively known as the Kuiper belt. Accordingly, in August 2006 the International Astronomical Union (IAU), the organization charged by the scientific community with classifying astronomical objects, voted to revoke Pluto’s planetary status and place it under a new classification called dwarf planet. For a discussion of that action and of the definition of pianeta approved by the IAU, vedere planet.

Any natural solar system object other than the Sun, a planet, a dwarf planet, or a moon is called a small body these include asteroids, meteoroids, and comets. Most of the several hundred thousand asteroids, or minor planets, orbit between Mars and Jupiter in a nearly flat ring called the asteroid belt. The myriad fragments of asteroids and other small pieces of solid matter (smaller than a few tens of metres across) that populate interplanetary space are often termed meteoroids to distinguish them from the larger asteroidal bodies.

The solar system’s several billion comets are found mainly in two distinct reservoirs. The more-distant one, called the Oort cloud, is a spherical shell surrounding the solar system at a distance of approximately 50,000 astronomical units (AU)—more than 1,000 times the distance of Pluto’s orbit. The other reservoir, the Kuiper belt, is a thick disk-shaped zone whose main concentration extends 30–50 AU from the Sun, beyond the orbit of Neptune but including a portion of the orbit of Pluto. (One astronomical unit is the average distance from Earth to the Sun—about 150 million km [93 million miles].) Just as asteroids can be regarded as rocky debris left over from the formation of the inner planets, Pluto, its moon Charon, Eris, and the myriad other Kuiper belt objects can be seen as surviving representatives of the icy bodies that accreted to form the cores of Neptune and Uranus. As such, Pluto and Charon may also be considered to be very large comet nuclei. The Centaur objects, a population of comet nuclei having diameters as large as 200 km (125 miles), orbit the Sun between Jupiter and Neptune, probably having been gravitationally perturbed inward from the Kuiper belt. The interplanetary medium—an exceedingly tenuous plasma (ionized gas) laced with concentrations of dust particles—extends outward from the Sun to about 123 AU.


This paper makes use of the following ALMA data: ADS/JAO.ALMA2011.0.00059.

Extended Data Figure 1 ALMA CO J = 6–5 velocity channel map.

For each spectroscopic channel, the velocity is given at top left. un, Full map b, inner zoom. The beam size is 0.29″ × 0.25″ at PA 68°. The level step is 100 mJy per beam or 3.51 K corresponding to 3.4σ.

Extended Data Figure 2 IRAM CO J = 2–1 velocity channel map.

For each spectroscopic channel, the velocity is given at top left. un, Full map b, inner zoom. The beam size is 0.68″ × 0.31″ at PA 21°. The level step is 50 mJy per beam or 5.48 K corresponding to 3.85σ.

Extended Data Figure 3 Montage of the CO J = 6–5 data.

False colours and black contours show the integrated area. The velocity gradient is given in thick contours: blue (gas approaching), black (systemic velocity) and red (gas receding). Stars show the location of Aa (south) and Ab (north). The two large ellipses show the ring edges. The three spectra sets ( axis, intensity in units of Jy per beam X axis, velocity in units of km s −1 ) show the velocity gradient along the northern/southern CO J = 6–5 clump, respectively (dominated by rotation). On spectra, the red line is the systemic velocity (6.4 km s −1 ). From east to west, the black contours correspond to velocity contours of 6.0, 6.4 and 6.8 km s −1 . The systemic velocity contour passes between the two stars (barycentre). The single spectrum corresponds to the location of the hotspot.

Extended Data Figure 4 Dust ring best model.

un, ALMA continuum data at 0.45 mm (emission from Aa circumstellar disk has been removed). b, Best model at 0.45 mm, same contour levels. c, Difference between the observations and the best model, contour levels correspond to 2σ. d, e, f, As un, b, c but for the IRAM continuum data at 1.3 mm.


Guarda il video: Il codice a barre delle stelle (Gennaio 2022).