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c01:diagramma_hr_e_isocrone_di_ammasso

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Linea 9: Linea 9:
 proprietà radiative di una struttura stellare: la luminosità L proprietà radiative di una struttura stellare: la luminosità L
 (energia emessa per unità di tempo) e temperatura efficace Te (energia emessa per unità di tempo) e temperatura efficace Te
-(vedi A1.1). Un tale diagramma prende il nome di // +(vedi A1.1). Un tale diagramma prende il nome di  
-diagramma di Hertzsprung Russel// o // diagramma HR// dal nome dei +[[wp.it>Diagramma_Hertzsprung-Russell|diagramma di Hertzsprung Russel]]  
-due ricercatori che agli inizi del novecento per primi ricorsero a+o // diagramma HR// dal nome dei 
 +due ricercatori ([[wp.it>Ejnar Hertzsprung]] e [[wp.it>Henry Norris Russell]]) che agli inizi del novecento per primi ricorsero a
 tale rappresentazione. Quando al posto delle grandezze fisiche L, tale rappresentazione. Quando al posto delle grandezze fisiche L,
 Te si usano le correlate grandezze osservative //magnitudine// Te si usano le correlate grandezze osservative //magnitudine//
Linea 19: Linea 20:
 Organizzando in tale diagramma i dati magnitudine assoluta-colore Organizzando in tale diagramma i dati magnitudine assoluta-colore
 per le stelle nei dintorni del[[wp.it>Sole]], le cui distanze sono note per le stelle nei dintorni del[[wp.it>Sole]], le cui distanze sono note
-grazie alle parallassi trigonometriche, osserviamo che la maggior+grazie alle [[c01:a03|parallassi trigonometriche]], osserviamo che la maggior
 parte delle stelle si dispone lungo una sequenza monoparametrica parte delle stelle si dispone lungo una sequenza monoparametrica
 che va dalle alte luminosità e alte temperature verso valori che va dalle alte luminosità e alte temperature verso valori
 decrescenti di ambedue questi parametri osservativi (Figura 1.5).  decrescenti di ambedue questi parametri osservativi (Figura 1.5). 
 Non sorprendentemente, a tale sequenza viene dato Non sorprendentemente, a tale sequenza viene dato
-il nome di // Sequenza Principale// o, con terminologia inglese,+il nome di [[wp.it>Sequenza Principale]] o, con terminologia inglese,
 // Main Sequence// sovente abbreviata in //MS//. Nello stesso // Main Sequence// sovente abbreviata in //MS//. Nello stesso
 diagramma si notano alcune stelle che si distaccano sensibilmente diagramma si notano alcune stelle che si distaccano sensibilmente
Linea 37: Linea 38:
 che si collocano al di sotto della MS, note come "[[wp.it>Stella_subnana|Subnane]] di che si collocano al di sotto della MS, note come "[[wp.it>Stella_subnana|Subnane]] di
 campo" (// Subdwarfs = SD//) campo" (// Subdwarfs = SD//)
 +</WRAP>
  
 {{c01:fig1_06.jpg?400}} {{c01:fig1_06.jpg?400}}
Linea 47: Linea 49:
 all'aumentare, rispettivamente, di Mv e B-V. // all'aumentare, rispettivamente, di Mv e B-V. //
  
-Informazioni analoghe sono anche ottenibili tracciando il diagramma HR per stelle appartenenti ad un ammasso: è lecito +<WRAP justify> 
-infatti assumere che le mutue distanze tra le stelle dell'ammasso siano molto minori della distanza dell'ammasso stesso dal Sole. In +Informazioni analoghe sono anche ottenibili tracciando  
-tale caso si conservano i rapporti delle diverse luminosità. Ricordando che nelle magnitudini  appaiono i logaritmi delle +il diagramma HR per stelle appartenenti ad un [[wp.it>Ammasso_stellare|ammasso]] 
-luminosità, se ne trae che le magnitudini osservate si distribuiscono in tale diagramma esattamente come le magnitudini +è lecito infatti assumere che le mutue distanze tra le stelle dell'ammasso  
-assolute, differendo da esse per  una costante di scala additiva dipendente dalla distanza dell' ammasso (// modulo di distanza +siano molto minori della distanza dell'ammasso stesso dal Sole. In 
-dell'ammasso//, vedi A1.2).+tale caso si conservano i rapporti delle diverse luminosità.  
 +Ricordando che nelle magnitudini  appaiono i logaritmi delle 
 +luminosità, se ne trae che le magnitudini osservate si distribuiscono  
 +in tale diagramma esattamente come le magnitudini 
 +assolute, differendo da esse per  una costante di scala  
 +additiva dipendente dalla distanza dell' ammasso ([[c01:a02|modulo di distanza 
 +dell'ammasso]], vedi A1.2). 
 +</WRAP>
  
 {{fig1_07.jpg?400}} {{fig1_07.jpg?400}}
  
-//**Fig.1.6** Diagramma HR dell'[[http://en.wikipedia.org/wiki/Hyades_%28star_cluster%29 | ammasso aperto delle Iadi]], tipico di ammassi aperti del disco galattico. In ordinata  le magnitudini+//**Fig.1.6** Diagramma HR dell'[[wp.it>Iadi|ammasso aperto delle Iadi]], tipico di ammassi aperti del disco galattico. In ordinata  le magnitudini
 assolute (Mv) come ricavate dalle magnitudini relative e dal modulo di distanza (DM =3.33) fornito dal satellite astrometrico assolute (Mv) come ricavate dalle magnitudini relative e dal modulo di distanza (DM =3.33) fornito dal satellite astrometrico
 Hipparcos (vedi A1.2). In ascissa i colori B-V. Per opportuno confronto la freccia riporta la magnitudine assoluta del Hipparcos (vedi A1.2). In ascissa i colori B-V. Per opportuno confronto la freccia riporta la magnitudine assoluta del
Linea 67: Linea 76:
 La freccia riporta la magnitudine V del Sole posto alla distanza dell'ammasso (DM∼15.07 ). // La freccia riporta la magnitudine V del Sole posto alla distanza dell'ammasso (DM∼15.07 ). //
  
 +<WRAP justify>
 Costruendo così diagrammi HR per ammassi contenuti nel disco Costruendo così diagrammi HR per ammassi contenuti nel disco
 o nell'alone galattico (vedi Fig.1.7 e Fig.1.8) si osserva la costante  presenza di sequenze monoparametriche, la o nell'alone galattico (vedi Fig.1.7 e Fig.1.8) si osserva la costante  presenza di sequenze monoparametriche, la
-cui topologia varia peraltro sensibilmente al variare della collocazione galattica. Gli ammassi di disco mostrano diagrammi HR+cui topologia varia peraltro sensibilmente al variare della collocazione galattica. Gli [[wp.it>Ammasso_aperto|ammassi di disco]] mostrano diagrammi HR
 per molti versi analoghi a quello delle stelle nella vicinanza del per molti versi analoghi a quello delle stelle nella vicinanza del
-Sole. Gli ammassi globulari dell'alone galattico se ne discostano invece sensibilmente: sono assenti le giganti blu (come già+Sole. Gli [[wp.it>ammassi globulari]] dell'alone galattico se ne discostano invece sensibilmente: sono assenti le giganti blu (come già
 avevamo indicato) ed appaiono nuove sequenze indicate rispettivamente come //Ramo delle Giganti Rosse// (RGB = Red Giant Branch),  avevamo indicato) ed appaiono nuove sequenze indicate rispettivamente come //Ramo delle Giganti Rosse// (RGB = Red Giant Branch), 
 //Ramo Orizzontale// (HB = Horizontal Branch) e //Ramo Asintotico// (AGB = Asymptotic Giant Branch). //Ramo Orizzontale// (HB = Horizontal Branch) e //Ramo Asintotico// (AGB = Asymptotic Giant Branch).
Linea 81: Linea 91:
 sotto della quale si estende una lunga Sequenza Principale che sotto della quale si estende una lunga Sequenza Principale che
 raggiunge stelle con luminosità anche inferiori a 1/100 di quella solare. raggiunge stelle con luminosità anche inferiori a 1/100 di quella solare.
 +</WRAP>
 {{fig1_19.jpg?600}} {{fig1_19.jpg?600}}
  
Linea 88: Linea 98:
 ottenuto combinando le osservazioni da Terra con le osservazioni ottenuto combinando le osservazioni da Terra con le osservazioni
 HST// HST//
 +<WRAP justify>
 L'evidenza di diagrammi HR con sequenze monoparametriche conduce ad una rilevante deduzione. In linea del tutto generale ci si L'evidenza di diagrammi HR con sequenze monoparametriche conduce ad una rilevante deduzione. In linea del tutto generale ci si
 attende infatti che le caratteristiche evolutive delle stelle debbano dipendere da molti parametri e, in particolare, dalla attende infatti che le caratteristiche evolutive delle stelle debbano dipendere da molti parametri e, in particolare, dalla
Linea 105: Linea 115:
  
 Nel quadro evolutivo che siamo andati delineando, la differenza tra i diagrammi degli ammassi di alone e di disco dovrebbe essere, Nel quadro evolutivo che siamo andati delineando, la differenza tra i diagrammi degli ammassi di alone e di disco dovrebbe essere,
-almeno in parte, attribuita a differenze di età. Se ne  può trovare una conferma indiretta nello studio di sistemi binari per+almeno in parte, attribuita a differenze di età. Se ne  può trovare una conferma indiretta nello [[c01:a07|studio di sistemi binari]] per
 i quali è possibile valutare massa e luminosità delle stelle (vedi A1.7). Si trova infatti che in stelle di sequenza i quali è possibile valutare massa e luminosità delle stelle (vedi A1.7). Si trova infatti che in stelle di sequenza
 principale la luminosità è direttamente correlata alla massa, crescendo al crescere di questa. Di particolare rilevanza è la principale la luminosità è direttamente correlata alla massa, crescendo al crescere di questa. Di particolare rilevanza è la
Linea 111: Linea 121:
 della massa (orientativamente L ∼ M<sup>3.5</sup>, vedi Fig.1.9). Se ne trae infatti l'evidenza che la quantità della massa (orientativamente L ∼ M<sup>3.5</sup>, vedi Fig.1.9). Se ne trae infatti l'evidenza che la quantità
 di energia emessa da una stella per unità di tempo e di massa cresce anch'essa rapidamente con la massa della stella. di energia emessa da una stella per unità di tempo e di massa cresce anch'essa rapidamente con la massa della stella.
 +</WRAP>
 {{fig1_09.jpg?400}}  {{fig1_09.jpg?400}} 
  
 //**Fig.1.9** La relazione massa-luminosità per stelle di sequenza //**Fig.1.9** La relazione massa-luminosità per stelle di sequenza
 principale in sistemi binari.// principale in sistemi binari.//
 +<WRAP justify>
 Ciò suggerisce che le stelle a massa maggiore debbano esaurire Ciò suggerisce che le stelle a massa maggiore debbano esaurire
 più rapidamente la loro riserva di energia, qualunque essa sia, più rapidamente la loro riserva di energia, qualunque essa sia,
Linea 134: Linea 144:
 confermare e precisare.       confermare e precisare.      
 </WRAP> </WRAP>
-<fbl> 
 \\ \\
  
c01/diagramma_hr_e_isocrone_di_ammasso.1447078635.txt · Ultima modifica: 14/06/2021 14:05 (modifica esterna)

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