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0001 <sect1 id="ai-colorandtemp"> 0002 0003 <sect1info> 0004 0005 <author 0006 ><firstname 0007 >Jasem</firstname 0008 > <surname 0009 >Mutlaq</surname 0010 > <affiliation 0011 ><address> 0012 </address 0013 ></affiliation> 0014 </author> 0015 </sect1info> 0016 0017 <title 0018 >Colori e temperature delle stelle</title> 0019 <indexterm 0020 ><primary 0021 >Colori e temperature delle stelle</primary 0022 ><seealso 0023 >Radiazione di corpo nero</seealso 0024 > <seealso 0025 >Scala delle magnitudini</seealso 0026 > </indexterm> 0027 0028 <para 0029 >Le stelle sembrano tutte bianche a prima vista. Se però osserviamo con attenzione, possiamo notare tutta una gamma di colori: blu bianco, rosso e persino oro. Nella costellazione invernale di Orione, un bel contrasto è visibile tra la rossa Betelgeuse in corrispondenza dell'"ascella" di Orione, e la blu Bellatrix sulla spalla. Il motivo per cui le stelle hanno diversi colori rimase un mistero fino a due secoli fa, quando i fisici svilupparono un'adeguata comprensione della natura della luce e delle proprietà della materia alle altissime temperature. </para> 0030 0031 <para 0032 >Specificamente, fu la fisica della <link linkend="ai-blackbody" 0033 >radiazione di corpo nero</link 0034 > a permetterci di capire le variazioni dei colori delle stelle. Poco tempo dopo la comprensione della radiazione di corpo nero, fu notato che gli spettri delle stelle sono estremamente simili a curve di radiazione di corpo nero a diverse temperature, da alcune migliaia a circa 50.000 Kelvin. L'ovvia conclusione è che le stelle sono simili a corpi neri, e che la loro variazione di colore è una diretta conseguenza delle loro temperature superficiali. </para> 0035 0036 <para 0037 >Stelle fredde (per esempio, di tipo spettrale K e M) emettono la maggior parte della propria energia nelle regioni rossa e infrarossa dello spettro elettromagnetico, e così ci appaiono rosse, mentre le stelle calde (come quelle di tipo spettrale O e B) emettono perlopiù a lunghezze d'onda blu e ultraviolette, apparendoci quindi azzurre o bianche. </para> 0038 0039 <para 0040 >Per stimare la temperatura superficiale di una stella possiamo usare la nota relazione tra la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda del picco spettrale. In altre parole, aumentando la temperatura di un corpo nero il picco dello spettro si muove verso lunghezze d'onda più corte (più blu). Ciò è illustrato in Figura 1, dove le intensità di tre ipotetiche stelle sono raffigurate in funzione della lunghezza d'onda. L'"arcobaleno" indica l'intervallo di lunghezze d'onda visibili dall'occhio umano. </para> 0041 0042 <para> 0043 <mediaobject> 0044 <imageobject> 0045 <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/> 0046 </imageobject> 0047 <caption 0048 ><para 0049 ><phrase 0050 >Figura 1</phrase 0051 ></para 0052 ></caption> 0053 </mediaobject> 0054 </para> 0055 0056 <para 0057 >Questo semplice metodo è concettualmente corretto, ma non può essere usato per ottenere temperature stellari accurate, dato che le stelle <emphasis 0058 >non</emphasis 0059 > sono corpi neri perfetti. La presenza di vari elementi nell'atmosfera stellare provocherà l'assorbimento di certe lunghezze d'onda della luce. Dato che queste righe di assorbimento non sono distribuite uniformemente lungo lo spettro, possono modificare la posizione del picco spettrale. Inoltre, ottenere uno spettro utilizzabile di una stella è un processo che richiede tempo, ed è eccessivamente difficoltoso per grandi campioni di stelle. </para> 0060 0061 <para 0062 >Un metodo alternativo utilizza la fotometria per misurare l'intensità della luce che passa attraverso diversi filtri. Ogni filtro fa sì che <emphasis 0063 >soltanto</emphasis 0064 > una specifica parte dello spettro riesca a passare, mentre tutto il resto viene bloccato. Un sistema fotometrico assai usato è detto <firstterm 0065 >sistema UBV di Johnson</firstterm 0066 >. Fa uso di tre filtri passa-banda: U ("Ultravioletto"), B ("Blu") e V ("Visibile"). Ciascun filtro occupa una regione differente dello spettro elettromagnetico. </para> 0067 0068 <para 0069 >Il processo della fotometria UBV consiste nell'usare dispositivi sensibili alla luce (come pellicole o camere CCD) e nel puntare il telescopio verso una stella per misurare l'intensità della luce che passa attraverso ciascun filtro. Questa procedura fornisce tre luminosità apparenti o <link linkend="ai-flux" 0070 >flussi</link 0071 > (quantità di energia per centimetro quadrato per secondo) chiamati Fu, Fb e Fv. Il rapporto dei flussi Fu/Fb e Fb/Fv è una misura quantitativa del "colore" della stella; questi rapporti possono essere usati per stabilire una scala di temperatura per le stelle. In generale, più alti sono i rapporti Fu/Fb e Fb/Fv, maggiore è la temperatura superficiale. </para> 0072 0073 <para 0074 >Per esempio, la stella Bellatrix in Orione ha Fb/Fv = 1,22, il che indica che è più luminosa attraverso il filtro B che attraverso il filtro V. Inoltre, il suo rapporto Fu/Fb è 2,22, perciò presenta la massima luminosità attraverso il filtro U. Ciò indica che la stella deve essere molto calda, dato che la posizione del suo picco spettrale deve trovarsi da qualche parte nella regione del filtro U, o ad una lunghezza d'onda ancora più corta. La temperatura superficiale di Bellatrix (determinata confrontandone lo spettro con modelli dettagliati che tengono conto delle righe di assorbimento) è di circa 25.000 Kelvin. </para> 0075 0076 <para 0077 >Possiamo ripetere questa analisi per la stella Betelgeuse. I suoi rapporti Fb/Fv e Fu/Fb sono 0,15 e 0,18 rispettivamente, quindi presenta la luminosità massima nel filtro V e la minima nel filtro U. Ciò significa che il picco spettrale di Betelgeuse deve trovarsi da qualche parte entro la regione del filtro V, oppure a lunghezze d'onda ancora maggiori. La temperatura superficiale di Betelgeuse è di soli 2.400 Kelvin. </para> 0078 0079 <para 0080 >Gli astronomi preferiscono esprimere i colori delle stelle come una differenza tra <link linkend="ai-magnitude" 0081 >magnitudini</link 0082 >, piuttosto che come un rapporto tra <link linkend="ai-flux" 0083 >flussi</link 0084 >. Perciò, tornando alla blu Bellatrix, abbiamo un indice di colore pari a </para> 0085 0086 <para 0087 >B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22, </para> 0088 0089 <para 0090 >Similmente, l'indice di colore per la rossa Betelgeuse è </para> 0091 0092 <para 0093 >B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85 </para> 0094 0095 <para 0096 >Gli indici di colore, come la <link linkend="ai-magnitude" 0097 >scala delle magnitudini</link 0098 >, vanno all'indietro. Stelle <emphasis 0099 >calde e blu</emphasis 0100 > hanno valori di B-V <emphasis 0101 >minori e negativi</emphasis 0102 > rispetto alle stelle più fredde e rosse. </para> 0103 0104 <para 0105 >Un astronomo può quindi utilizzare gli indici di colore di una stella, dopo aver corretto per l'arrossamento e l'estinzione interstellare, per ottenere un'accurata temperatura del corpo celeste. La relazione tra B-V e la temperatura è illustrata in Figura 2. </para> 0106 0107 <para> 0108 <mediaobject> 0109 <imageobject> 0110 <imagedata fileref="color_indices.png"/> 0111 </imageobject> 0112 <caption 0113 ><para 0114 ><phrase 0115 >Figura 2</phrase 0116 ></para 0117 ></caption> 0118 </mediaobject> 0119 </para> 0120 0121 <para 0122 >Il Sole, con una temperatura superficiale di 5.800 K, ha un indice B-V di 0,62. </para> 0123 </sect1>