Astronomia - appunti

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Testo

magnitùdine Quantità che serve a caratterizzare lo splendore apparente di un astro indipendentemente dalle dimensioni di questo. Magnitudine assoluta, valore che avrebbe la magnitudine di un astro riportato teoricamente a una distanza standard per la quale si è adottato il valore di 10 parsec (circa 32,6 anni-luce). Magnitudine apparente, valore della magnitudine di un astro come si ottiene direttamente dall'osservazione. Magnitudine bolometrica, su tutto lo spettro.
La definizione di magnitudine stellare deve essere precisata fissando una scala delle magnitudini e in particolare lo zero di questa scala.
Nell'antichità le stelle vennero suddivise in sei classi di magnitudine: alla prima magnitudine corrispondevano le più brillanti, alla sesta quelle al limite di visibilità per l'occhio nudo. D'altra parte per la legge psicofisica di Fechner a delle sensazioni classificate secondo i termini di una progressione aritmetica corrispondono cause classificate secondo i termini di una progressione geometrica. Se con e ed e' si indicano gli splendori di due stelle di magnitudine m e m', la ragione K della progressione geometrica delle magnitudini sarà definita dalla relazione:

nota col nome di relazione di Pogson e si scrive anche:

Le differenze tra i valori della magnitudine visuale mv e bolometrica mb, servono a determinare le caratteristiche principali di una stella (tipo spettrale, luminosità, ecc.) soprattutto nel caso di stelle troppo deboli per poterne ottenere lo spettro. Una prima applicazione della formula di Pogson corrisponde alla definizione precisa di magnitudine assoluta M di una stella di magnitudine apparente m. Si avrà
M ­ m = 2,5 log (D²º/D²) = 5 (log D0 ­ log D)
dove D0 è la distanza standard corrispondente a M; D la distanza reale corrispondente a m. Assumendo D0 = 10 parsec si ha M = m+5­5 log D. m è sempre misurabile; se si può stimare M che corrisponde alla luminosità intrinseca della stella per confronto (soprattutto spettrale) con stelle di cui si conosca già la distanza, la differenza tra le due quantità M e m permette di risalire alla distanza D. In effetti la determinazione delle distanze stellari si riconduce alla stima della loro magnitudine assoluta combinata con la misura della magnitudine apparente.
p Sole
Il Sole è una stella tipica della popolazione che forma il disco della nostra Galassia. La sua posizione è vicina al piano equatoriale di questa, a una distanza di circa 10 chiloparsec dal suo nucleo, sul bordo interno di uno dei suoi bracci a spirale. Il Sole è una stella nana di colore giallo classificata G2, con una temperatura efficace di circa 5.800 ºK Per lo studio della sua costituzione fisica, si suole dividere il Sole in parte interna, fotosfera propriamente detta e atmosfera (cromosfera e corona). La parte interna non è accessibile all'osservazione, a causa dell'opacità del gas che la compone, ma è nota dalla teoria della costituzione interna delle stelle: infatti l'energia che il Sole sprigiona proviene dalla trasformazione nucleare di idrogeno in elio che avviene nel suo nucleo a una temperatura di 15 · 106 K. La superficie visibile, cioè la fotosfera, non è omogenea, ma caratterizzata da una tipica granulazione, ed è la regione in cui si formano le righe dello spettro solare note come righe di Fraunhofer, che si osservano in assorbimento.
Sopra la fotosfera si trova un inviluppo gassoso che prende il nome di cromosfera; costituito da gas assai più rarefatto, ha uno spessore di qualche migliaio di chilometri e prende il nome dal colore rossastro dovuto a idrogeno incandescente. Al di sopra di questa si estende per parecchie migliaia di chilometri la corona
La fotosfera è sede dei fenomeni più appariscenti del Sole, cioè delle macchie. Il moto apparente di esse sul disco solare ha permesso di scoprire il moto di rotazione del Sole e di ricavare un valore almeno approssimato del suo periodo di rotazione. Si è osservato che tali macchie hanno andamento ciclico con periodo medio di 11,1 anni (ciclo solare). Prendono il nome di protuberanze i getti di gas che si osservano sul bordo del Sole in luce monocromatica e che si elevano fino a centinaia di migliaia di chilometri, cioè fino all'altezza della corona. I fenomeni che rivestono maggiore importanza per quanto riguarda l'influenza che esercitano sulle condizioni dell'atmosfera terrestre sono i brillamenti. L'attività solare è variabile: soprattutto il numero e l'estensione delle macchie hanno un andamento ciclico con un intervallo di 11,1 anni in media tra un massimo e il seguente, mentre tra un minimo e il massimo successivo intercorrono in media 4,6 anni. In realtà un ciclo solare completo si compie in 22,2 anni circa perché da un ciclo al successivo si ha un'inversione della polarità del campo magnetico delle macchie. Secondo le moderne teorie, si ha la nascita di una macchia quando il campo magnetico nello strato sottostante la fotosfera ha le linee di forza disposte perpendicolarmente alla direzione radiale. In questo caso è impedito il libero flusso di energia dall'interno del Sole fino alla fotosfera, per cui si osservano delle zone a temperatura inferiore che all'occhio umano appaiono nere per contrasto col resto. Le teorie più recenti sui brillamenti, ricavate da osservazioni sia ottiche sia radio, li classificano in tre tipi diversi: brillamenti facolari, da protuberanza, da macchia. Il primo tipo consiste praticamente in un eccesso di luminosità di preesistenti regioni facolari; non danno luogo a fenomeni appariscenti e liberano relativamente poca energia. Sono dovuti essenzialmente all'imbrigliamento in un unico punto dell'energia di più facole da parte del campo magnetico. Il secondo tipo è dovuto all'impatto di materiale che cade dalla corona sulla cromosfera. Il terzo tipo è invece quello che sviluppa la maggior quantità di energia, produce gli effetti più vistosi dal punto di vista sia ottico sia radio ed è il risultato di un'annichilazione improvvisa e totale dell'energia del campo magnetico con una sua conseguente trasformazione in altri tipi di energia (cinetica, luminosa, termica, ecc.). Si può comunque osservare che, qualunque sia il tipo di brillamento, il campo magnetico è sempre un elemento fondamentale sia nella genesi sia nel suo successivo sviluppo.
È stato anche analizzato il problema della variabilità temporale del raggio (e quindi della luminosità) del Sole. Misure di velocità radiale sul disco del Sole hanno permesso di rivelare fluttuazioni stazionarie con periodo di circa 2 ore e 40 minuti che sono state interpretate come dovute a una pulsazione radiale.
Un altro problema riguarda i neutrinisolari
Vento solare
Il Sole possiede un debole campo magnetico generale (dell'ordine del gauss) Le curve sui magnetogrammi che si ottengono rivelano la presenza di un campo magnetico variabile, ma con polarità opposte ai due poli Nord e Sud. Risale invece all'inizio del secolo la scoperta degli intensi campi magnetici presenti nelle macchie (Hale 1908) sebbene una teoria completa su queste non sia ancora oggi stabilita (spiegazione dell'inversione del campo a ogni nuovo ciclo, dell'origine delle macchie). L'osservazione della scomposizione di una riga spettrale per effetto Zeeman permette di valutare l'intensità del campo di una macchia (da 500 a 3.600 gauss). Il campo magnetico sarebbe diretto radialmente, in accordo con un modello di campo a struttura bipolare; l'emissione corpuscolare da parte del Sole, il cosiddetto vento solare, trasporta il campo verso l'esterno in ogni direzione. Per quanto riguarda l'origine delle macchie si pensa oggi che derivino da vortici che si formano nell'interno della fotosfera dal gas fortemente ionizzato, che genera correnti elettriche responsabili dei campi magnetici che alterano così in modo complesso il moto dei vortici.
Spettro solare
A causa della distanza relativamente piccola lo spettro solare è lo spettro di stella meglio conosciuto e viene largamente utilizzato come confronto nello studio delle atmosfere stellari. Lo spettro del Sole non differisce da quello di una stella di caratteristiche analoghe; il Sole offre però l'opportunità di studiare separatamente singole zone di particolare interesse: così le macchie solari presentano uno spettro corrispondente a una sorgente di temperatura inferiore a quella della fotosfera adiacente (4.400 ºK); si nota in esse anche la presenza di bande di idrocarburi e ossidi. La presenza di un intenso campo magnetico rende possibile l'osservazione dello sdoppiamento delle righe per effetto Zeeman e la misura del campo magnetico ivi esistente, le cui linee di forza sono perpendicolari alla superficie solare mentre sono via via più inclinate in prossimità delle zone di penombra.
Radiazione corpuscolare
Il Sole emette anche una radiazione corpuscolare, il cosiddetto «vento solare» costituito da particelle cariche (principalmente protoni ed elettroni) che vengono espulse dal Sole con velocità dell'ordine di 100 ÷ 200 km/s. L'intensità e la velocità del vento solare variano col ciclo solare e col periodo di rotazione di 27,5 giorni del Sole. La cromosfera e la corona sono costituite da gas altamente ionizzato, perciò, mentre sono praticamente trasparenti nel campo ottico, sono altamente radioemittenti
Le reazioni termonucleari più importanti derivano dalla fusione di due atomi di deuterio (²1H) o di un atomo di deuterio con uno di trizio (²1H):

Esempio



  



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