Re: Spettro continuo della fotosfera solare

From: Elio Fabri <elio.fabri_at_tiscali.it>
Date: Fri, 29 Dec 2023 11:28:51 +0100

Giorgio Bibbiani ha scritto:
> Io intervengo solo perché per ora non vedo altre risposte...
> Se la fotosfera è con buona approssimazione assimilabile
> a un corpo nero (dato che assorbe gran parte della radiazione che
> dall'esterno incida su di essa), allora lo spettro di emissione sarà
> con altrettanta approssimazione quello di un corpo nero alla
> data temperatura, per motivi puramente termodinamici, indipendentemente
> da quale sia lo stato di aggregazione della materia che costituisce
> la fotosfera.
Non sono intervenuto prima per varie ragioni, solo una delle quali è
che non sapevo che cosa scrivere.
Una cosa di cui sono sicuro è che l'atrofisica stellare è terribilmente
complicata.
Una sola volta mi sono trovato a dover tenere (per supplenza) un corso
di astrofisica, e soffersi terribilmente, combattuto tra la necessità
di farmi idee decentemente chiare su quello che stavo per insegnare, e
il fatto che sapevo si trattava appunto di una supplenza, per un solo
anno.
Credo che me la cavai trattando solo di alcuni argomenti di base,
senza azzardarmi a toccare questioni come quella della domanda.

La complicazione molteplice sta nel fatto che bisogna tener conto di
un sacco di fatti diversi (entra in ballo un sacco di fisica).
Un bel po' di dati sono incerti, non è sempre chiaro quali
schematizzazioni si possano fare...
Nel tempo gli astrofisici se la sono cavata costruendo dei "modelli",
traducendoli in programmi per computer (di solito parecchio complicati
e comprensibili solo da chi li ha creati).
Poi facendo girare quei programmi con diversi valori di parametri in
input e guardando, per un dato tipo di stelle d'interesse, quali
modelli e con quali parametri corrispondevano meglio ai pochi dati
osservabili.

Se negli ultimi (diciamo) 30 anni le cose siano sostanzialmente
cambiate, non lo so.
Con questa bella premessa è ovvio che tentare di dare una risposta
ragionevolmente semplice significa esporsi a svarioni anche gravi.

Già non è semplice dare una definizione precisa di fotosfera.
Di solito si trova qualcosa del genere.
Una stella è materia allo stato di plasma (ossia atomi non legati e
fortemente ionizzati, accompagnati da elettroni liberi), con
temperatura e pressione che decrescono di ordini di grandezza passando
dal centro alla periferia.
Nelle regioni più interne la densità delle cariche libere è così alta
che un fotone ha un cammino libero medio molto molto minore delle
dimensioni della stella, il che è quanto dire che la materia stellare
in quelle condizioni è *opaca*.

Visto che di fatto una stella ha dimensioni finite, è certo che la
densità deve decrescere fin quasi a zero, e quindi per continuità
esiste una regione della stella in cui il cammino libero medio dei
fotoni assume valori tali che un fotone ha probabilità non
trascurabile di "uscire" dalla stella.
È questa la fotosfera.

Si sa che per stelle non troppo diverse dal Sole la fotosfera è assai
sottile: diciamo 200 km con un raggio solare di circa 7x10^5 km.
Tuttavia la fotosfera è tutt'altro che omogenea: per es. la
temperatura cambia un bel po', crescendo dall'esterno verso l'interno.
Quindi assimilare la fotosfera a un corpo nero appare problematico,
eppure è un fatto che lo spettro continuo non si scosta molto dalla
distribuzione di Planck (i 5700 K che dice Alberto).
Si potrebbero fare dei ragionamenti qualitativi, ma non vorrei
dilungarmi.
Ci sarebbe poi la "discontinuità di Balmer" (v. wikipedia, "Balmer
jump") ma meglio sorvolare...

È naturale chiedersi quale sia il meccanismo con cui viene emesso lo
spettro continuo. Leggo che lo spettro continuo nel visibile, almeno
per stelle tipo Sole, è dovuto alla formazione di ioni H^- con un
atomo neutro di H che cattura un elettrone. Si ha uno spettro continuo
perché gli elettroni hanno energia cinetica positiva che va da zero a
un massimo (v. appresso) mentre l'energia di legame dello ione è 0.75
eV. Di conseguenza lo spettro conitnuo va dall'infrarosso (0.75 V) al
vicino UV (4 eV) quest'ultimo limite essendo dovuto alle possibili
energie cinetiche di un gas di elettroni a 5800 K.

Questa alla fine è la mia risposta alla domanda di Alberto-
-- 
Elio Fabri
Received on Fri Dec 29 2023 - 11:28:51 CET

This archive was generated by hypermail 2.3.0 : Thu Nov 21 2024 - 05:10:03 CET