atronomia-parte1

Materie:	Appunti
Categoria:	Scienze
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Data:	30.05.2005
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Sfera celeste → moto illusorio conseguenza del moto d rotazione terr attorno al proprio asse. Le stelle sorgono a e tramontano a w x’ la terra ha moto contrario. SIST EQUATORIALE:asse del mondo-pn-ps-,equatore celeste, ,,=pti d intersez eq cel/eclittica. Eclittica=xcorso apparente sole nel coro dell anno su sfera cel. Coluro equinoziale=circolo meridiano d riferim. DECLinazione=dist angolare stella/piano eq ASCensione retta=dist angolare stella/coluro equinoz. SIST ALTAZIMUTALE Zenit=pto d intersez sfera cel/perp al piano dell orizz nel pto d staz Nadir=pto diametralm opposto CIRColo MERIDiano:Zen, N, Nad, S. !^ CIRC VERTicale: Zen, E, Nad, W. ALTezza= dist angolare stella/piano orizz app DIST ZENitale=complemento d h AZIMUT=angolo compreso fra il circ merid e il circ vert passantexla stella-misurato da s verso n in senso orario. SIST ORARIO 1/2cielo= pto d intersez eq cel/circ merid sist altazimutale DECLinazione=dist ang stella/piano eq ANGolo Orario=formato da proiez stella sull eq cel/mezzocielo-senso orario Costellaz circumpolari. Luminosità aaa+ gen costellaz d appartenenza:+ursae minoris=stella polare
ANNO LUCE:dist xcorsa da1proiettile ideale ke s muove nel vuoto,nell’arco d1anno,alla velocità della luce=300.000km/s U.A.=149.600.000km=raggio medio orbita terr (147 xielio/152afelio)ANGOLO D PARALLASSE=spostam apparente d1pto allo spostarsi del pto d osservaz lungo1segmento d lunghezza nota=angolo al d sotto del quale dalla stella vedo il segmento d lunghezza nota >distanzaforza d attraz gravitaz su strati+ext-pressione d radiazione=s genera all int della stella grazie al movim delle partic e alla temp.se tt e 2 sn in equilibrio la stella è stabile, se no collassa INVILUPPO=zona d transiz, l’en s propaga verso l’ext sotto forma d onde elettromagnetiche FOTOSFERA=al d sotto densità assume valori critici d pressione,materia=densa&opaca, gas mlt ionizzati=suxficie stellare ATMOSFERA atomi rarefatti in movim ke tendono a sfuggire alla F gravitaz, la temp s innalza nuovam SOLE:N=15.000.000°K,F=6000°K
DIMENSIONI r=d*senD -raggi visuali-LUMINOSITà=effettiva qntità d en emanata da tt la suxficie della stella in1unitàd tempo sotto forma d onde elettrom.costante solare=qntità d en ke incide sull’unità d sup terrestre nell’unità d tempo: en emessa>costante solare, atmosfera terr assorbe&riflette ca il 50%en. Valore luminosità=1 MAGNIT APPARENTE=luminosità d1stella influenzata dal fattore distanza2^sec ac tolomeo4ordini d grandezzaxclassificare→23ordini d grand stella polare=2,+lumin hanno valori neg, - lumin hanno val+alti pos.stella1°=2,5volte-luminosa d1stella d2°classe.MAGN ASS.=magnit app alla dist convenzionale d10Parsec,basandos su leggi d proporzionalità ottengo la dist: m.app:dist reale=m ass.:10parsecILCASO: stelle variabili xiodiche o pulsanti-variano intens lumin periodicam-tanto+lungo è il xiodo d quiescienza(tra2max d intensità lumin), >è l’intensità lumin del picco max.misurando T s det la luminosità, poi la magn assoluta→dist reale.
CORPI NERI=corpi ke assorbono tt le onde dello spettro visibile.se scaldo1corpo,emette tt le onde ke ha assorbito in quantità div a 2°della temp:rosso,giallo,bianco,bluLA LUCEforma d en ke s propaga attraverso onde elettrom,la cui lung d’onda è inv prop risp alla freq,ke è dir prop all’en.se incontra1corpo opaco=assorbita, riflessa, diffusa.se incontra1corpo trasparente=rifratta in modo div a 2°della lung d onda violetto+deviate freq>, rosso freqpress&densità→incandescenza→luce→spettroscopio→vari colori ke s susseguono sfumando1nell’altro SP DISC D EMISSgaspress&densità→incandescenza→luce→gas percent_quantità d1certo elem a2°d qnt sn marcate le linee_determinare il movim della stella x effetto doppler:stella=sorg in movim noi=pto d osservaz stella ke s allontana la vediamo+rossa d qnt è>lung ondatemp→>luminosità→ >massa.stelle s dispongono lungo la diagonale del diagramma,sn rappr div stelle a div età, fase d stabilità sequenza pincipale: eccezioni GIG rosse=stelle+ttosto fredde,cn alta luminosità.2°legge d boltzmann: a parità d temp2corpi emanano la=qntità d en x unità d sup→ temp stelle classe m ma cn suxficie notevoleNANEbianchestelle+ttosto calde,cn bassa luminosità→=temp classe a ma cn piccola sup