Corpo nero

Solo alla fine del XIX secolo lo scienziato tedesco Max Planck ebbe un'idea per risolvere il disaccordo tra teoria ed esperimenti. Nel modello di Planck, l'energia non era condivisa tra le particelle su valori continui arbitrari: era condivisa solo in quantità fisse che erano multipli di un certo numero "\(h\)".Nella luce, per frequenze molto elevate, l'energia cinetica è calcolata come \(h \cdot f\) (dove \(f\) è la frequenza). A queste frequenze non è possibile tradurre l'energia cinetica in energia termica, perché ciò significherebbe avere temperature infinite. Ciò significa che i costituenti del corpo nero precipitano gradualmente verso la regione in cui non hanno temperatura, che si può vedere nella parte sinistra dell'immagine qui sopra.La parte destra dell'immagine era perfettamente comprensibile senza la fisica quantistica perché, per frequenze molto basse, anche l'energia termica equivalente è molto bassa. La comprensione del regime delle alte frequenze ha portato alla previsione dell'esistenza dei fotoni, che trasportavano i "quanti" (pacchetti discreti di energia misurati dalla costante \(h\)).

I colori osservati per qualsiasi oggetto sono il prodotto della luce (fotoni) emessa dall'oggetto o riflessa dall'oggetto. I fotoni hanno una lunghezza d'onda diversa a seconda della loro energia: i fotoni a bassa energia sono percepiti come rossi, mentre quelli ad alta energia sono percepiti come blu-viola.

La differenza di colore percepita è dovuta a cellule note come coni. I coni sono fotorecettori molto speciali in grado di convertire la luce incidente in un segnale elettrico che viene inviato al cervello.

I coni si dividono in tre tipi di cellule sensibili a una gamma di lunghezze d'onda diverse: lunghezze d'onda corte come il blu e il viola, lunghezze d'onda medie come il verde e il giallo e lunghezze d'onda maggiori come l'arancione e il rosso.

Una stella esiste grazie a un processo di fusione nucleare che avviene al suo interno. Questo processo fonde principalmente idrogeno ed elio, creando elementi più pesanti. Durante la fusione, il nucleo di una stella è in equilibrio, la gravità cerca di comprimerlo e la fusione cerca di espanderlo.

Fig. 3 - Il bilanciamento delle forze su una stella la mantiene stabile durante la maggior parte della sua vita.

Quando l'idrogeno si esaurisce, il nucleo della stella inizia a comprimersi a causa della gravità, poiché l'equilibrio delle forze si rompe e la compressione riscalda il nucleo. Di conseguenza, gli strati esterni della stella si riscaldano e il processo di fusione avviene in strati sempre più esterni.

Fig. 4 - Quando l'equilibrio di forze in una stella si rompe, come nel caso delle giganti rosse, gli strati superiori aumentano le loro dimensioni e la superficie abbassa la sua temperatura diventando rossa.

Il processo espande la superficie esterna della stella, che si raffredda. Durante questo processo, la stella diventa una gigante rossa. Di conseguenza, il colore della stella passa dal giallo al rosso e la sua emissione si sposta verso lunghezze d'onda maggiori (temperature superficiali più basse).