Diagramma di Hertzsprung-Russell

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Didascalia: Questo diagramma mostra la temperatura e la luminosità di diverse stelle. La dimensione di ogni punto rappresenta il raggio della stella e il suo colore è il colore che l'occhio umano vedrebbe. Il colore delle stelle varia da un blu sbiadito a un arancione rossastro sbiadito. Nessuna stella ha un colore puro come il rosso, il verde o il blu, poiché gli spettri delle stelle includono la luce di molti colori diversi. Tuttavia, le stelle più rosse vengono comunemente chiamate rosse e quelle più blu blu. Il campione di stelle utilizzato per realizzare questo diagramma è stato scelto per mostrare un'ampia gamma di stelle di tipo diverso, quindi il numero relativo di ogni tipo di stella non è rappresentativo della frequenza di ciascun tipo. Dall'alto a sinistra al basso a destra c'è una lunga fila di stelle che bruciano idrogeno nei loro nuclei. Questa è chiamata sequenza principale. Su questa linea si trovano le stelle Mintaka, Achenar, Sirio A, il Sole e Proxima Centauri. Gli oggetti intorno a Proxima Centauri, all'estremità inferiore destra della sequenza principale, sono noti come nane rosse. In basso a destra delle nane rosse si trovano Teide 1 e Kelu-1 A. Questi due oggetti sono nane brune, oggetti di massa troppo bassa per avere nuclei abbastanza caldi da fondere l'idrogeno per un periodo di tempo prolungato. Poiché non bruciano idrogeno, le nane brune non sono considerate stelle di sequenza principale. Il nome nana bruna non è legato al loro colore. Al di sopra della sequenza principale troviamo le subgiganti, le giganti e le supergiganti. Si tratta di stelle che hanno finito di bruciare l'idrogeno nel loro nucleo e si sono evolute in oggetti più grandi. La luminosità di una stella dipende dalla sua temperatura e dalle sue dimensioni, quindi le stelle giganti sono più luminose di quelle con un raggio minore ma con la stessa temperatura. Col tempo questi oggetti si avviano verso la fine della loro vita e passano alla fase di nebulosa planetaria o diventano supernove. Le stelle che terminano la loro vita con una fase di nebulosa planetaria diventano un tipo di stella residua chiamato nana bianca. Questi oggetti sono molto più piccoli delle stelle della stessa temperatura, quindi sono più deboli e si trovano significativamente al di sotto della sequenza principale. Le stelle che terminano la loro vita come supernove diventano buchi neri o stelle di neutroni. Queste ultime non sono rappresentate in questo grafico.
Crediti: IAU OAE/Niall Deacon

Termini del Glossario: Nana bruna , Colore , Stella gigante , Diagramma di Hertzsprung-Russell (HR) , Luminosità , Sequenza principale , Evoluzione stellare , Stella supergigante , Nana Bianca , Temperatura effettiva , Stella subgigante , Classe di luminosità
Categorie: Stelle

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Tipi spettrali stellari - bande

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Didascalia: Gli spettri di sette stelle ordinati per tipo spettrale, dal più caldo (tipo O) in alto al più freddo (tipo M in basso). L'asse delle ascisse mostra la lunghezza d'onda della luce, mentre la luminosità o l'oscurità a ciascuna lunghezza d'onda corrisponde al flusso di luce ricevuto dalla stella a quella lunghezza d'onda, con le macchie più scure che hanno un flusso minore e quelle più luminose maggiore. Ogni spettro è normalizzato (il flusso a ogni lunghezza d'onda è diviso per il flusso massimo per quello spettro) in modo che il flusso massimo appaia con la stessa luminosità per tutti gli spettri. Il colore tracciato tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le stelle più calde hanno un flusso maggiore all'estremità blu dello spettro, mentre quelle più fredde hanno un flusso maggiore all'estremità rossa. Tuttavia, la quantità totale di flusso emesso da una stella dipende dalle sue dimensioni e dalla sua temperatura. Per questo motivo, una stella calda emetterà più luce rossa di una stella fredda della stessa dimensione, anche se la stella fredda emette quasi tutta la sua luce in rosso, ma questo non è visibile in questo grafico a causa della normalizzazione di cui sopra. Le macchie scure e strette negli spettri sono linee di assorbimento causate da atomi e ioni nell'atmosfera delle stelle. L'intensità di una linea spettrale dipende dalla temperatura dell'atmosfera di una stella. Prendiamo ad esempio la linea dell'idrogeno a 656,5 nm. Tutte le stelle in questo grafico sono costituite principalmente da idrogeno, ma la linea dell'idrogeno a 656,5 nm è debole per le stelle più calde e più fredde, mentre è più forte per i tipi spettrali A e F. Questo perché l'idrogeno assorbe più luce a 656,5 nm alle temperature delle atmosfere delle stelle A e F rispetto alle stelle più calde o più fredde. La stella più fredda, quella di tipo M, presenta ampie bande di assorbimento nel suo spettro. Ciò è dovuto al fatto che questa stella è abbastanza fredda da avere composti come l'ossido di titanio nella sua atmosfera. Questi composti, spesso definiti molecole in astronomia, producono righe di assorbimento spettrale più ampie rispetto agli atomi o agli ioni.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Termini del Glossario: Tipo spettrale , Spettro , Lunghezza d'onda
Categorie: Stelle

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Tipi spettrali stellari

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Didascalia: Gli spettri di sette stelle ordinati per tipo spettrale, dal più caldo (tipo O) in alto al più freddo (tipo M in basso). L'asse delle ascisse indica la lunghezza d'onda della luce e l'asse delle ordinate misura il flusso di luce ricevuto a quella lunghezza d'onda. Ogni spettro viene normalizzato (il flusso a ciascuna lunghezza d'onda viene diviso per il flusso massimo in quello spettro) e gli spettri vengono poi sfalsati l'uno dall'altro lungo l'asse y per rendere il grafico più facile da visualizzare. Il colore delle linee tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le stelle più calde hanno un flusso maggiore all'estremità blu dello spettro, mentre quelle più fredde hanno un flusso maggiore all'estremità rossa. Tuttavia, la quantità totale di flusso emesso da una stella dipende dalle sue dimensioni e dalla sua temperatura. Per questo motivo, una stella calda emetterà più luce rossa di una stella fredda della stessa dimensione, anche se la stella fredda emette quasi tutta la sua luce in rosso, ma questo non è visibile in questo grafico a causa della normalizzazione di cui sopra. Le gocce strette e nette negli spettri sono linee di assorbimento causate da atomi e ioni nell'atmosfera delle stelle. L'intensità di una linea spettrale dipende dalla temperatura dell'atmosfera di una stella. Prendiamo ad esempio la linea dell'idrogeno a 656,5 nm. Tutte le stelle in questo grafico sono costituite principalmente da idrogeno, ma la linea dell'idrogeno a 656,5 nm è sottile per le stelle più calde e più fredde, mentre è più marcata per i tipi spettrali A e F. Questo perché l'idrogeno assorbe più luce a 656,5 nm alle temperature delle atmosfere delle stelle A e F rispetto alle stelle più calde o più fredde. La stella più fredda, quella di tipo M, presenta ampie bande di assorbimento nel suo spettro. Ciò è dovuto al fatto che questa stella è abbastanza fredda da avere composti come l'ossido di titanio nella sua atmosfera. Questi composti, spesso chiamati molecole in astronomia, producono righe di assorbimento spettrale più ampie rispetto agli atomi o agli ioni.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Termini del Glossario: Tipo spettrale , Spettro , Lunghezza d'onda
Categorie: Stelle

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Spettro di una stella di tipo M

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Didascalia: Lo spettro della stella di tipo M 2MASS J15581272+8457104. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi, ioni e molecole di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi, ioni e molecole assorbono a lunghezze d'onda specifiche, ingenerando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste linee dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Le atmosfere delle stelle di tipo M sono abbastanza fredde da permettere la formazione di alcuni composti chimici. In astronomia si parla spesso di molecole, anche se non si tratta di molecole propriamente chimiche. Queste molecole producono così tante linee nello spettro di una stella di tipo M che le linee sembrano fondersi insieme in bande enormi che eliminano grandi porzioni dallo spettro. Nelle stelle di tipo M, l'ossido di titanio presenta un gran numero di queste bande nella luce visibile, dominando vaste regioni dello spettro.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Termini del Glossario: Spettro , Lunghezza d'onda , Stella di tipo M
Categorie: Stelle

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Spettro di una stella di tipo K

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Didascalia: Lo spettro della stella di tipo K 2MASS J19554455+4754531. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Gli spettri delle stelle di tipo K sono dominati da atomi metallici come quelli di ferro, sodio e calcio. Le righe degli atomi metallici sono talmente tante, troppe da poter essere marcate singolarmente, che lo spettro ha un aspetto irregolare e disordinato. Le linee degli atomi di idrogeno e degli ioni di calcio sono molto più deboli rispetto alle stelle di tipo G, più calde.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Termini del Glossario: Stella di tipo K , Spettro , Lunghezza d'onda
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