Presentazione a cura di :
Micol e Elisa
S.M.S. A. Bonati - Ferrara
Ins: Maria Somenzi, Giovanni Mari.
OTTICA
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-Il prisma ottico
-Le lunghezze d’onda
-Le lunghezze d’onda e i colori
-Perché i nostri occhi
vedono?
-Lo spettro di emissione
-I filtri
-Il Sole
-La Luce
-La Radiazione ultravioletta.
COMPONENTI COLORATI DELLA LUCE BIANCA
-Se si guarda la
scomposizione della
luce nei suoi sette
componenti colorati, si
ha una percezione
leggermente soggettiva
dei colori.
Un fascio di luce bianca
può essere scomposto
con un CD o con lo
spettroscopio,
LE LUNGHEZZE D’ONDA
- E’ possibile definire in maniera più scientifica il colore
utilizzando I NANOMETRI.
1 nanometro = 10 alla -9 metri
Questo è possibile perché ogni colore dello spettro ( colore
Puro) ha una diversa lunghezza d’onda.
I colori dello spettro per l’occhio medio vanno da
400 nm (viola) a
700 nm (rosso).
LE LUNGHEZZE D’ONDA DEI COLORI
( INTERVALLI CONVENZIONALI)
Rosso :
Arancione
Giallo :
Verde :
Blu :
Viola :
da 700 nm a 630 nm
: da 630 nm a 580 nm
da 580 nm a 550 nm
da 550 nm a 480 nm
da 480 nm a 430 nm
da 430 nm a 400 nm
PERCHE’ I NOSTRI OCCHI VEDONO?
I nostri occhi vedono gli oggetti
perché la luce si riflette sulla loro
superficie. Al buio non riusciamo a
vedere niente perché i nostri occhi
non percepiscono nessuna fonte
luminosa.
Se colleghiamo ad un monitor una
cinepresa ad infrarossi vediamo
formarsi sul monitor le immagini
che essa percepisce, grazie ai
raggi infrarossi, non visibili
all’uomo (sono radiazioni calde,
es.forno elettrico).
LO SPETTRO DI EMISSIONE
- Se si osserva la luce di una
lampada ad incandescenza
attraverso uno spettroscopio è
possibile vedere uno spettro
allargato nella fascia del rosso.
-Se si osserva la luce di una
lampada “al neon” attraverso
uno spettroscopio si può
vedere che esso ha delle righe
più evidenti in ogni colore.
- Bruciando il solfato di sodio si
vedono solo i colori rosso, verde
e arancio,bruciando solfato di
rame si nota maggiormente
l’arancione in una fascia
allargata.
I FILTRI
Il filtro è un materiale
o una sostanza che
trattiene alcune
radiazioni e ne lascia
passare altre.
Filtro rosso: luce rossa
Filtro al cobalto: luce
blu
IL SOLE
Il Sole è la stella più vicina
alla terra, di media
grandezza, definita come
“nana lattea “, ha 4 miliardi
di anni, il centro del Sole è il
core dove avviene la fusione
nucleare. La luce solare è
utilizzata sulla Terra come
fonte di energia pulita.
LA SCALA DELLE DISTANZE
Per costruire la scala delle distanze utilizziamo diversi
metodi di misura della distanza stessa.
Ognuno di questi metodi e’ valido in un certo intervallo di
valori della distanza.
Ogni metodo serve anche per tarare e confermare il
successivo.
COME SI MISURANO LE DISTANZE?
Il primo gradino della scala delle distanze viene costruito
utilizzando un metodo geometrico: quello della
parallasse.
Per andare oltre occorre utilizzare metodi diversi, non più
basati sulla geometria, bensì sulla luminosità.
Occorre quindi cercare degli oggetti celesti visibili bene
anche oltre, da sfruttare per la determinazione della
distanza.
Questi oggetti celesti sono le stelle cefeidi.
Un faro campione: le stelle cefeidi
Nella costellazione del Cefeo, e’
visibile una stella, Delta Cephei, molto
particolare. E’ una stella variabile, la
prima di questo tipo ad esser stata
scoperta. La sua luminosità varia in
modo periodico con estrema regolarità,
come un faro marino. Dato che
conosciamo la distanza di Delta Cephei
con il metodo della parallasse, possiamo
stimare bene la sua magnitudine
assoluta.
LE GALASSIE A SPIRALE
Grazie al metodo delle Cefeidi conosciamo la distanza di
alcune galassie, distanza limitata ad alcuni Megaparsec.
Oltre questo limite le Cefeidi sono troppo deboli per poter
essere rilevate.
Per poter procedere, gli astronomi hanno ideato un terzo
metodo, che sfrutta le galassie a spirale.
LA RELAZIONE DI TULLY-FISHER
Utilizzando quelle galassie a spirale, la cui distanza era
già nota perché calcolata con il metodo delle Cefeidi, gli
Astronomi hanno trovato una relazione che lega la
velocità di rotazione di queste con la loro luminosità
intrinseca. Se riesco ad osservare la rotazione di una
galassia di questo tipo, posso fare una ipotesi sulla sua
magnitudine assoluta.
Essa è chiamata relazione di Tully - Fisher e, applicata a
galassie che si trovano ben oltre alcuni Mega parsec,
permette di determinare la loro distanza fino ad alcune
decine di Mega parsec.
NGC 1365
NGC1365 è una
galassia a spirale
barrata,
appartenente
all’ammasso di
galassie della
Fornace che si
trova a circa 20
mega parsec da
noi.
LE SUPERNOVAE
• Le Supernovae (SN) sono stelle giganti al termine della
loro vita, che esplodono improvvisamente con un
conseguente aumento improvviso e notevolissimo di
luminosita’ (oltre 30 magnitudini, ovvero 1000 miliardi di
volte piu’ luminose che prima dello scoppio!)e che
possono essere tilizzate come indicatori di distanza.
CONCLUSIONI
I metodi usati in astronomia per calcolare le distanze sono
ben diversi da quelli usuali.
Alcuni sono di tipo geometrico, altri coinvolgono la luce.
Tutti questi metodi sono strettamente dipendenti l’uno
dall’altro, poiché un metodo utilizzato per misurare
distanze di oggetti più lontani ha necessariamente
bisogno di basarsi sui risultati di quello precedente,
altrimenti sarebbe inutilizzabile.
RIASSUNTO
Metodo dei PIU’ BRILLANTI AMMASSI DI GALASSIE
Oltre i 5000 Mega pc ~
Metodo delle SNIa Fino a 5000 Mega pc ~
Metodo di TULLY-FISHER Fino a 500 Mega pc ~
Metodo delle CEFEIDI Fino a 50 Mega pc ~
Metodo della PARALLASSE Fino a 500pc ~