Le stelle Stelle a confronto A occhio nudo

Le stelle

Stelle a confronto A occhio nudo sono visibili circa 6000 stelle, che appaiono diverse per dimensioni, massa, temperatura, composizione chimica, colore, luminosità, etc. u È indispensabile cercare dei criteri per catalogare le stelle. u

Magnitudine apparente Scala delle magnitudini apparenti La magnitudine apparente (m) di una stella, pianeta o di un altro oggetto celeste è una misura della sua luminosità rilevabile dal punto d'osservazione (tipicamente dalla Terra). Maggiore è la luminosità dell'oggetto celeste minore è la sua magnitudine. Mag. app. Oggetto celeste - 26, 8 Sole -12, 6 Luna piena -4, 4 Luminosità di massimo Venere al suo -2, 8 Luminosità di Marte al suo massimo -1, 5 Sirio la stella più luminosa - 0, 7 Canopo, la seconda stella più luminosa +6, 0 Le stelle più deboli osservabili ad occhio nudo +12, 6 Il +30 Gli oggetti più deboli osservabili col Telescopio Spaziale Hubble quasar più luminoso

Magnitudine assoluta la magnitudine assoluta è la magnitudine apparente (m) che un oggetto avrebbe se si trovasse ad una distanza standard dall'osservatore di 10 parsec. È una misura della luminosità intrinseca di un oggetto, senza tener conto delle condizioni in cui si trova l'osservatore. Più un oggetto è intrinsecamente luminoso, più la sua magnitudine assoluta è numericamente bassa, anche negativa. Ogni grado della scala corrisponde ad un incremento (o decremento) pari a 1001/5; in sostanza, una stella che presenta magnitudine +6, è circa 2. 5 volte più luminosa di una che presenti +7 come magnitudine. u La relazione che lega la magnitudine relativa ( m) a quella assoluta (M) è: M = m + 5 -5*log d dove d è la distanza della stella in Parsec

Magnitudine e spettri u u Si dice spettro di una sorgente di radiazione l'insieme delle radiazioni che la sorgente stessa emette. Queste giungono contemporaneamente all'osservatore perchè tutte, indipendentemente dalla lunghezza d'onda, viaggiano nello spazio con la stessa velocità. Nello spettro, le radiazioni ci giungono ordinate secondo la lunghezza d'onda; per scoprire quali siano queste radiazioni dobbiamo raccoglierne un fascio e analizzarlo. Se facciamo passare un raggio di luce attraverso una fenditura e successivamente attraverso un prisma, se ne ottiene la scomposizione nei sette colori semplici dell’iride, cioè in uno spettro. La luce (e qualunque altra radiazione) è composta da differenti intervalli di lunghezze d'onda: l'intervallo al quale è sensibile l'occhio umano è chiamato luce, o " visibile“. Gli spettri del Sole e delle stelle presentano sul fondo continuo delle righe scure

Un corpo incandescente, solido o liquido, o gas ad alta pressione ed alta temperatura, presenta uno spettro continuo senza righe. I gas luminosi, a bassa pressione e bassa temperatura, presentano alcune righe in emissione; ogni elemento chimico presenta righe in emissione che gli sono caratteristiche, cosicchè dallo spettro in emissione dei gas è possibile dedurre la loro composizione chimica. Se attraverso un gas si fa passare la luce emessa da un corpo che presenta uno spettro continuo, si otterrà uno spettro sul cui continuo appaiono delle righe oscure dette di assorbimento esattamente a quelle lunghezze d'onda alle quali il gas, alle opportune condizioni di eccitazione, presenterebbe righe in emissione. Questo vale anche per le stelle e il Sole, in cui i raggi di luce provenienti dalle zone più interne, devono attraversare gli strati più esterni e più freddi

Classi spettrali u u Le stelle sono state classificate in classi spettrali con le lettere: O B A F G K M, ciascuna accompagnata da numeri da 0 a 9. (il metodo anglosassone permette di ricordare la scala "OBAFGKM" attraverso l'acronimo scherzoso di Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me"). In pratica si è visto che nelle stelle di tipo A 0 come Sirio le linee dell'idrogeno sono più intense. Il Sole appartiene alla classe G 2.

L’istantanea dell’Universo: il diagramma di Hertzsprung e Russel

u Benchè si pensi che nell'universo tutto sia uniforme i punti relativi a tutte le stelle misurate fino ad oggi, non tendono affatto a sparpagliarsi sull'intero piano ma si concentrano lungo la cossidetta sequenza principale e in un altro grappoletto in alto a destra

u u In ascissa è la classe spettrale e in ordinata la magnitudine assoluta. La classe spettrale di una stella è l’immagine della stella analizzata con lo spettroscopio, con il quale si possono scorgere tutte le sfumature e i cambiamenti di colori dell'iride dal violetto al rosso generati da una sorgente luminosa. Se frapponiano tra la sorgente luminosa e lo spettroscopio un gas otterremo alcune righe scure a interrompere qui e là l'iride. Quelle righe (dette di assorbimento) sono caratteristiche di ciascun elemento (nel senso che si trovano sempre nello stesso posto a parità di elemento considerato) e l'iride così segnato viene chiamato spettro. Lo spettro delle stelle sarà la risultante della somma degli spettri dei vari elementi che la compongono. Le righe di assorbimento dello spettro possono essere più o meno scure e questo indica con quale proporzione ciascun elemento è presente nella stella. In genere comunque si ha uniformità nella composizione stellare mentre quello che cambia è la temperatura.

Le stelle di tipo O sono più calde e luminose di quelle di tipo M. L’energia emessa da un corpo è funzione della temperatura. Ma perché stelle di tipo M, con basse temperature intorno ai 3500°K, hanno magnitudine così bassa, cioè sono molto luminose? Due stelle di tipo M, una brillante ed debole, devono avere la stessa temperatura dal momento che appartengono alla stessa classe spettrale e la quantità di luce emessa per unità di superficie (m 2 ad esempio) deve essere identica. Quindi la stella più luminosa è quella che ha superficie maggiore. Infatti le stelle di quel tipo vengono chiamate "Giganti". Le Giganti e Super Giganti in genere sono dette Rosse per la loro temperatura, esistono anche blu giants. Le stelle di recente formazione sono caratterizzate da alte temperature e magnitudine molto negativa, . Le stelle sotto la sequenza principale vengono chiamate "nane" bianche perchè hanno una elevata temperatura, colore tendente al bianco, e una piccolissima superficie. Esse sono molto dense ed al loro colasso si trasformeranno in stelle a neutroni emettendo raggi X.

u Tutte le stelle producono energia con la loro fornace, in cui avvengono reazioni nucleari che seguono il ciclo protone- protone. Vi sono stelle azzurre, più luminose e calde del Sole, che trasformano la loro materia in energia con un ritmo molto più rapido di quello della nostra stella; altre rosse, quindi, meno calde, consumano molto più lentamente il loro "combustibile nucleare". Evidentemente anche le stelle hanno una loro evoluzione, tanto più che si sa ormai per certo che anche oggi nuove stelle nascono da nubi cosmiche di gas e polvere. Le principali tappe nella vita delle stelle sono state ricostruite dagli astronomi Hertsprung e Russel con il diagramma H-R,

Evoluzione delle stelle u http: //www. ovo. com/video/scienza-e -salute/astronomia

Le stelle nascono e invecchiano: dalle nebulose alle giganti rosse Le stelle originano dai globuli di Bok delle nebulose, che sono formate di polvere e gas freddi (oltre 90% da H 2). Al loro interno si possono innescare moti turbolenti (per es. a causa dell'onda d'urto provocata dall'esplosione di una stella vicina), che provocano un avvicinamento e un inizio di aggregazione tra i materiali. Con il proseguire dell'addensamento e della contrazione, l'energia gravitazionale aumenta provocando l’aumento di temperatura del corpo gassoso, che si trasforma in protostella. Se la protostella raggiunge alte temperature (circa 15 milioni di K) si genererà una stella; in caso contrario si creerà una nana nera.

La stella giunge ad una fase di stabilità e si trova sulla sequenza principale del diagramma H-R. La sua posizione e permanenza nella sequenza principale dipendono dalla massa iniziale della nebulosa da cui si è originata: stelle nate con grande massa diventano più calde, blu e consumano il loro idrogeno più rapidamente (nel giro di milioni di anni); stelle con massa piccola rimangono meno calde e sono più longeve (miliardi di anni). Le stelle gialle rimangono nella sequenza circa 10 miliardi di anni: il Sole, che ha già 5 miliardi di anni, è una stella "di mezza età".

u u Quando quasi tutto l'idrogeno è ormai consumato, il nucleo di elio che si è formato, molto più denso del nucleo di idrogeno originario, finisce per collassare, si riscalda progressivamente fino a temperature di 100 milioni di gradi, sufficienti ad innescare nuove reazioni termonucleari, che trasformano l'elio in carbonio. Per l'alta temperatura l'involucro gassoso esterno della stella si espande enormemente: la superficie si dilata e si raffredda fino a quando non si raggiunge un nuovo equilibrio. La stella è entrata in una nuova fase e appare come una gigante rossa.

Stelle con massa iniziale come quella del Sole o alcune volte maggiore (da 0, 8 a 8) finiscono come nane bianche ma prima attraversano una fase particolare. Arrivate allo stadio di giganti rosse perdono i loro strati più esterni e danno origine alle nebulose planetarie. Alla fine la nebulosa si dissolve nello spazio e la stella centrale diventa una nana bianca.

u E’ stata ottenuta dai dati raccolti dal Very Large Telescope (VLT) dell’ESO, in Cile, la più recente ricostruzione tridimensionale della SN 1987 A, una supernova esplosa 23 anni fa nella Grande Nube di Magellano. Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del Sole, all'esaurirsi del combustibile nucleare, il collasso gravitazionale è di così vaste proporzioni da liberare una gigantesca quantità di energia, che provoca un'immane esplosione: gran parte della stella, definita supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio. Esplosione di una supernova http: //www. youtube. com/watch? v=ESQEV 6 O 7 R 78

u Il materiale interno più denso subisce un collasso gravitazionale tale da stravolgere la materia a noi nota: gli elettroni fondono con i protoni. Si genera una stella a neutroni o pulsar molto piccola (20 0 30 km di diametro) difficilmente osservabile otticamente; possiede un campo magnetico molto forte e appare a chi la osserva come una rapida pulsazione ritmica.

u u u Lo studio teorico porta a concludere che , se la massa originaria della stella è qualche decina di volte quella del Sole, dopo la fase di supernova la densità continua ad aumentare e si forma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso. E' come se una porzione di spazio, non più grande di una decina di chilometri si trasformasse in un vortice oscuro capace di attirare entro di sé e di far scomparire qualunque corpo o particella entri nel suo raggio d'azione: neanche le radiazioni, compresa la luce, potrebbero uscirne. La velocità di fuga da un black hole è superiore a quella della luce. Per cui è molto appropriato il nome di buco nero con cui viene indicato. Gigante rossa divorata da un buco nero: gli astronomi hanno osservato il raro fenomeno cosmico in tempo reale

Le stelle rappresentano le fucine di tutti gli elementi, le reazioni termonucleari producono energia e nuovi elementi. Le stelle di grande massa a temperature sempre più alte attivano reazioni di fusione che producono gli elementi più pesanti fino al ferro. L’esplosione di una supernova comporta condizioni di temperatura e pressione tali da innescare la formazione degli elementi ad elevata massa atomica che vengono dispersi nello spazio andando ad alimentare le nebulose. Quando da una nebulosa nasce una nuova stella gli atomi vengono “riciclati”.