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ASTRONOMIA




 


STELLE

Cosa sono le stelle? Una domanda che per molto tempo ha afflitto l'umanità. In realtà la composizione delle stelle non è complicatissima, infatti le stelle sono sfere di gas rese incandescenti dall'energia derivante dalle reazioni nucleari che avvengono nel loro interno. Naturalmente ci sono innumerevoli tipi di stelle in quando a grandezze e luminosità, infatti possiamo trovare tipi di stelle nane, il cui diametro arriva fino a 100 volte meno del Sole, a super giganti, il cui diametro è centinaia di volte maggiore del Sole. Le stelle di diversificano fra loro anche come temperature medie e colori, si va dai 20.000 °C e oltre delle stelle bianco-azzurre, ai 3.000 °C delle rosse. Il Sole è una stella gialla di temperatura media, e risulta una stella media un pò in tutto.

Le stelle nascono da enormi ammassi liberi di gas e di polveri. Le nubi gassose interstellari sono chiamate nebulose, le nebulose non sono uniformi nello spazio, presentano dei nodi, che sono i semi di future stelle. Se questi nodi sono abbastanza densi, cominciano a contrarsi a causa dell'attrazione gravitazionale. Contraendosi si forma un nucleo che piano piano si riscalda e compatta. Se la temperatura del nucleo e la pressione interna è favorevole il nucleo si riscalda tanto da attivare reazioni nucleari. La sfera di gas diventerà una stella che produrrà calore ed energia per milioni di anni. Una nebulosa molto famosa e bella da vedere è la nebulosa di Orione, che si pensa abbia generato gia delle stelle. Questa nebulosa è osservabile ad occhio nudo, e presenta un colore verdastro, naturalmente per vederla chiaramente consigliamo almeno un almeno un piccolo telescopio. La nebulosa è osservabile grazie ad una serie di stelle che la illuminano, al centro della nebulosa infatti troviamo Theta Orionis che osservata meglio si rivela una stella multipla con 4 componenti. Si calcola che questa nebulosa ha materiale sufficiente per generare almeno 10.000 stelle. La nebulosa più grande che si conosca è la nebulosa della Tarantola della costellazione australe di Dorado. In paragone la nebulosa di Orione è nana.
 

 Unità di misura
Gran parte dei parametri stellari sono espressi convenzionalmente secondo le unità di misura del Sistema Internazionale, anche se non di rado vengono utilizzate le unità del sistema CGS (ad esempio, la luminosità viene talvolta espressa in erg al secondo). Massa, luminosità e raggio sono spesso dati in unità solari, un sistema che tiene conto delle caratteristiche del Sole:

Massa solare: M_ = 1,9891 × 1030 kg[47]
Luminosità solare: L_ = 3,827 × 1026 W[47]
Raggio solare: R_ = 6,960 × 108 m[48]

Le grandezze maggiori, come il raggio di una stella supergigante o ipergigante o il semiasse maggiore di un sistema binario, sono spesso espresse in termini di unità astronomiche (U.A.), una misura equivalente alla distanza media tra la Terra e il Sole (circa 150 milioni di km).
Il colore di una stella è indice indiretto della sua temperatura. Il modo più preciso per misurare la temperatura di una stella è quello di studiarne lo spettro, viene analizzata la luce con uno strumento detto spettroscopio. Le stelle vengono classificate in una sequenza di classi spettrali, secondo la loro temperatura. Le stelle più calde appartengono alle classi O e B. Poi in ordine come descritto sotto le altre classi. Comunque le stelle più fredde sono le rosse.

Classificazione



Schema della classificazione spettrale Morgan-Keenan-Kellman. La classificazione stellare è generalmente basata sulla temperatura superficiale delle stelle, che può essere stimata mediante la legge di Wien a partire dalla loro emissione luminosa. La temperatura superficiale è all'origine del colore dell'astro [49] e di diverse particolarità spettrali, che consentono di dividerle in classi, a ciascuna delle quali è assegnata una lettera maiuscola. I tipi spettrali più utilizzati sono, in ordine decrescente di temperatura: O, B, A, F, G, K, M; in lingua inglese è stata coniata una frase per ricordare facilmente questa scala: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me. Le stelle di tipo O, di colore blu-azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle di tipo M, rosse e solitamente grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell'idrogeno nei loro nuclei, sono invece le più frequenti. Esistono poi diversi altri tipi spettrali utilizzati per descrivere alcuni tipi particolari di stelle: i più comuni sono L e T, utilizzati per classificare le nane rosse meno massicce più fredde e scure (che emettono principalmente nell'infrarosso) e le nane brune; di grande importanza sono anche i tipi C, R ed N, utilizzati per le stelle al carbonio, e W, utilizzato per le caldissime ed evolute stelle di Wolf-Rayet.

Ogni tipo spettrale è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 (la più calda) a 9
(la meno calda). Per esempio, il tipo A più caldo è l'A0, che è molto simile al B9, il tipo B meno caldo. Questo sistema dipende strettamente dalla temperatura superficiale della stella, ma perde valore se si considerano le temperature più alte; tant'è che non sembrano esistere stelle di classe O0 ed O1.[50] Tale classificazione è detta classificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman.
 

Caratteristiche delle differenti classi spettrali nella sequenza principale
Classe Temperatura (K) Colore Massa (M) Raggio (R) Luminosità (L) Linee di assorbimento Esempio
O
28 000 - 50 000
Blu-azzurro 16 - 150 15 fino a 1 400 000 N, C, He e O 10 Lacertae
B
9 600 - 28 000
Bianco-azzurro 3,1 - 16 7 20 000 He, H Regolo
A
7 100 - 9 600
Bianco 1,7 - 3,1 2,1 80 H Altair
F
5 700 - 7 100
Bianco-giallastro 1,2 - 1,7 1,3 6 Metalli: Fe, Ti, Ca, Sr e Mg Procione
G
4 600 - 5 700
Giallo 0,9 - 1,2 1,1 1,2 Ca, He, H ed altri Sole
K
3 200 - 4 600
Arancione 0,4 - 0,8 0,9 0,4 Metalli + TiO2 α Centauri B
M
1 700 - 3 200
Rosso 0,08 - 0,4 0,4 0,04 Come sopra Stella di Barnard
Le stelle possono essere anche suddivise in gruppi in base agli effetti, strettamente dipendenti dalle dimensioni spaziali dell'astro e dalla sua gravità superficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali. Identificate da numeri romani, le classi di luminosità sono comprese tra la 0 (ipergiganti)
e la VII (nane bianche), passando per la III (giganti) e la V (la sequenza principale, che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole); tale classificazione è detta classificazione spettrale di Yerkes.

La classificazione di certe stelle richiede l'uso di lettere minuscole per descrivere alcune situazioni particolari rilevate nei loro spettri: ad esempio, la "e" indica la presenza di linee di emissione, la "m" indica un livello straordinariamente alto di metalli e "var" indica una variabilità nel tipo spettrale.

Le nane bianche godono di una classificazione a parte. Indicate genericamente con la lettera D
 (che sta per l'inglese dwarf, nano), sono a loro volta suddivise in sottoclassi che dipendono dalla tipologia predominante delle linee riscontrate nei loro spettri: DA, DB, DC, DO, DZ e DQ; segue poi un numero che identifica la temperatura del corpo celeste.

Luminosità
In astronomia la luminosità è definita come la quantità di luce e di altre forme di energia radiante emessa da una stella per unità di tempo; essa dipende strettamente dal raggio e dalla temperatura superficiale della stella. Approssimando la stella a un corpo nero ideale, la luminosità (L) è direttamente proporzionale al raggio (R) e alla temperatura effettiva (Teff); tali parametri, messi in relazione tra loro, danno l'equazione:

dove 4πR2 indica la superficie della stella (approssimata a una sfera) e σ la costante di
Stefan-Boltzmann.

Sono molte, tuttavia, le stelle che non emanano un flusso energetico (vale a dire la quantità di energia irradiata per unità di superficie) uniforme attraverso la propria superficie; ad esempio Vega, che ruota molto velocemente sul proprio asse, emette un flusso maggiore ai poli che non all'equatore.

Le macchie stellari sono zone della fotosfera che appaiono poco luminose per via della temperatura inferiore al resto della superficie. Le stelle più grandi, le giganti, possiedono macchie molto vaste e pronunciate  e mostrano un importante oscuramento al bordo, vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare;[132] le stelle più piccole invece, le nane come il Sole, hanno in genere poche macchie, tutte di piccole dimensioni; fanno eccezione le nane rosse a brillamento del tipo UV Ceti, che possiedono delle macchie molto vaste.

Magnitudine

Vi siete mai chiesti che sia la magnitudine delle stelle?
 Spiegato in termini semplici potremmo dire che la magnitudine o grandezza di una stella è l'unita di misura per classificare le stelle come più o meno luminose. L'unità di misura della scala di magnitudine è decimale e va da uno zero all'altro. La stella osservabile dalla terra con magnitudine più alta è Sirio
(-1.58).
Il nostro occhio con favorevoli condizioni atmosferiche non può vedere oltre la magnitudine 6. Se contassimo le stelle osservabili con simili condizioni potremmo dire che si vedono 20 stelle con magnitudine 6, 53 stelle con magnitudine 2, 157 con magnitudine 3, 506 con magnitudine 4, 1740 con magnitudine 5 e 5170 con magnitudine 6. Questo naturalmente visto da entrambi gli emisferi terrestri. Si sa che se potessimo vedere tutte le stelle con magnitudine 21, potremmo contarne circa 1 miliardo.

Esistono limiti alle dimensioni di una stella. Una bolla di gas con meno del 6% della massa del Sole non può diventare una stella, perché le condizioni al suo interno non sono sufficienti ad innescare una reazione nucleare. Se Giove avesse avuto una massa 60 volte superiore a quella che ha effettivamente, sarebbe diventato una piccola stella. Esistono stelle che arrivano ad avere una massa fino a 100 volte il nostro Sole.

La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta in apparente ed assoluta. La magnitudine apparente misura la luminosità della stella percepita dall'osservatore; essa dipende dunque dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dalle alterazioni provocate dall' atmosfera terrestre (seeing). La magnitudine assoluta o intrinseca è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 anni luce) da Terra, ed è strettamente correlata alla luminosità reale della stella.

Entrambe le scale di magnitudine hanno un andamento logaritmico: una variazione di magnitudine di 1 unità equivale ad una variazione di luminosità di 2,5 volte,il che significa che una stella di prima magnitudine (+1,00) è circa 2,5 volte più brillante di una di seconda magnitudine (+2,00) e, quindi, circa 100 volte più brillante di una di sesta magnitudine (+6,00), che è la magnitudine limite sino alla quale l'occhio umano riesce a distinguere gli oggetti celesti.

Classi di luminosità
 
Ia Supergigante brillante
Iab Supergigante meno brillante
Ib Supergigante
II Gigante brillante
III Gigante
IV Subgigante
V Sequenza principale
VI Subnana
VII Nana bianca
Numero di stelle per magnitudine
Magnitudine
apparente
Numero 
di stelle
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1 602
6 4 800
7 14 000

In entrambe le scale, quanto più piccolo è il numero della magnitudine, tanto più luminosa risulta essere la stella e viceversa; di conseguenza, le stelle più brillanti arrivano ad avere dei valori di magnitudine negativi. La differenza di luminosità tra due stelle è calcolata sottraendo la magnitudine della stella più brillante (mb) alla magnitudine della stella meno brillante (mf) ed utilizzando il risultato come esponente del numero 2,512; cioè:

Δm = mfmb
2,512Δm = ΔL (Differenza di luminosità)

La magnitudine apparente (m) e assoluta (M) di ciascuna stella non coincidono quasi mai, a causa sia della sua luminosità effettiva sia della sua distanza dalla Terra; ad esempio Sirio, la stella più brillante del cielo notturno, ha una magnitudine apparente di −1,44 ma una magnitudine assoluta di +1,41, e possiede una luminosità circa 23 volte quella del Sole. La nostra stella ha una magnitudine apparente di −26,7, ma la sua magnitudine assoluta è di appena +4,83; Canopo, la seconda stella più brillante del cielo notturno, ha invece una magnitudine assoluta di −5,53 ed è quasi 14 000 volte più luminosa del Sole. Nonostante Canopo sia enormemente più luminosa di Sirio, è quest'ultima ad apparire più brillante poiché è nettamente più vicina: dista infatti 8,6 anni luce dalla Terra, mentre Canopo è situata a 310 anni luce di distanza dal nostro pianeta.

La stella con la magnitudine assoluta più bassa rilevata è LBV 1806-20, con un valore di −14,2; la stella sembra essere almeno 5 000 000 di volte più luminosa del Sole. Le stelle meno luminose conosciute si trovano nell'ammasso globulare NGC 6397: le più deboli si aggirano sulla 26a magnitudine, ma alcune arrivano persino alla 28a. Per avere un'idea della piccola luminosità di queste stelle, sarebbe come tentare di osservare dalla Terra la luce di una candelina da torta situata sulla Luna.

Le stelle doppie

Viste a occhio nudo, tutte le stelle sembrano isolate l'una dall'altra, ma in realtà circa il 75% delle stelle sono doppie o anche più, ma troppo deboli di brillantezza per essere viste ad occhio nudo. Gia con un telescopio amatoriale si riesce a scorgerle separatamente. Esistono due tipi di stelle doppie, il primo tipo prende il nome di doppie ottiche, questo tipo di stella non è collegata fisicamente, ma si trovano per caso allineate nelle medesima linea ottica, possono essere anche a milioni di ani luce l'una dall'altra. Anche se dobbiamo dire che questo tipo di fenomeno non è frequentissimo. La maggior parte di stelle doppie invece sono realmente legate fra loro da un cordone gravitazionale che crea un sistema binario. Le due stelle ruotano intorno ad un baricentro comune, con un periodo orbitale che può raggiungere i secoli. Può capitare anche naturalmente che ci sia un sistema più complicato con più di due stelle in questo caso le orbite saranno molto complicate. I fenomeni di questo tipo più frequenti solitamente comprendo 2 e 3 stelle, ma esistono casi con più stelle. Una doppia celebre è la Doppia doppia epsilon Lyrae che se osservata con un discreto telescopio rivela che ogni stella ha una gemella, praticamente 2 stelle principali che hanno come satelliti altre due stelle inferiori. In molti casi neanche con telescopi potenti è possibile vedere le stelle doppie, casi in cui sono troppo vicine fra di loro, per poter capire se è una stella doppia si usa lo spettroscopio che ne rivela la vera natura.

 
Classi spettrali
 
classe colore intervallo di
temperatura (°C)
esempi
O Blu 40.000-25.000 Zeta Puppis (super gigante)
B Blu 25.000-11.000 Spica (sequenza principale)
Regulus (sequenza principale)
Rigel (super gigante)
A Bianco-Azzurro 11.000-7.500 Vega (sequenza principale)
Sirio (sequenza principale)
Deneb (supergigante)
F Bianco 7.500-6.000 Canopus (super gigante)
Procyon (subgigante)
G Bianco-Giallo 6.000-5.000 Sole (sequenza principale)
Alfa Centauri(seq. principale)
K Arancione 5.000-3.500 Arturo (gigante)
Aldebaran (gigante)
M Rosso 3.500-3.000 Antares (supergigante)
Belteguese (supergigante)

 

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02/08/2011 scritto da BATENZO