L'Ambiente celeste

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Testo

L’ambiente celeste

Le più usate unità di misura delle distanze sono:
• Unità astronomica è usata in genere entro i limiti del sistema solare e corrisponde alla distanza media tra Terra e Sole
• Anno luce è la distanza percorsa in un ammo dalla radiazione luminosa
• Parsec è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l’angolo di 1”
L’unità di misura del parsec si basa sulla misura dell’angolo di parallasse.
Non è possibile determinare distanze di stelle la cui parallasse sia inferiore a 1/100 di secondo d’arco; per distanze maggiori bisogna ricorrere ad altri metodi.

Magnitudine apparente e assoluta. La diversa luminosità delle stelle ha suggerito di suddividere le stelle in classi sulla base del loro splendore. La magnitudine e la luminosità di una stella viene misurata con appositi fotometri fotoelettrici. Alcuni corpi celesti risultano più lminosi di quelli già inseriti nella prima classe; si è passati a considerare anche la magnitudine 0 e magnitudini negative.
Una stella può apparire più o meno luminosa perché è più o meno lontana da noi (magnitudine apparente). Per conoscere invece la luminosità intrinseca di una stella si ricorre alla magnitudine assoluta, che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero messe a una distanza standard di 10 parsec.
Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: di alcune la luminosità si indebolisce e si accresce a intervalli regolari; sono le variabili pulsanti che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia (variabili tipo Cefeidi).
Metodi per trovare la magnitudine assoluta:
• Variabili pulsanti;
• Esplosione delle supernove di tipo I A;
• Utilizzo delle classi spettrali.

Stelle doppie e sistemi di stelle. Esistono molti sistemi di stelle doppie o multipli. Le stelle binarie vengono studiate perché dall’analisi delle loro orbite è possibile risalire alla loro massa; in molti casi è possibile determinare il diametro delle stelle.

Colori, temperature e spettri stellari. Con l’impiego di spettroscopi un qualunque raggio luminoso dà origine a uno spettro, cioè a una striscia formata da bande con tutti i colori dell’iride, oppure da una serie di righe luminose, la cui posizione e il cui numero dipendono dalla natura chimica della sorgente luminosa. Esaminando le posizioni e gli spessori delle righe negli spettri si possono determinare gli elementi o i composti chimici del corpo da cui proviene la luce, o delle masse gassose attraversate dalla luce stessa. Il tipo spettrale dipende dalla temperatura del corpo emittente e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura. All’analisi spettroscopica, le diverse temperature delle stelle si traducono in differenti tipi spettrali. Le analisi spettrali mostrano una notevole uniformità della composizione chimica delle atmosfere stellari (idrogeno, elio, altri ellementi chimici).

Stelle in fuga e stelle in avvicinamento. Le stelle si muovono, ma nella maggior parte dei casi il loro movimento è impercettibile a causa della grande distanza.

La materia interstellare risulta spesso concentrata in ampi ammassi di fine materia chiamati nebulose (ammassi privi di luce o debolmente luminosi se attraversati dalla luce di stelle molto brillanti e vicine). Ci sono anche ammassi dotati di una tenue luce propria (nebulose ad emissione).

Tutte le stelle producono energia. Anche le singole stelle hanno una loro evoluzione, infatti nuove stelle nascono continuamente da nubi cosmiche di gas e polvere. Il diagramma H-R è un diagramma in cui si possono collocare le varie stelle, ponendo in ascissa la loro temperatura e in ordinata la luminosità. Nel diagramma H-R le stelle non si distribuiscono a caso ma in grandissima parte si raccolgonolungo una fascia, chiamata sequenza principale, disposte scondo un ordine regolare, mentre altre si riuniscono in grupi che occupano settori specifici del diagramma.

È probabile che le stelle nascano dai cosiddetti globuli di Bok, che sono addensamenti di grandi quantità di polveri e gas. All’interno dei globuli possono innescarsi moti turbolenti che frammentano i globuli in ammassi più piccoli, all’interno dei quali la reciproca attrazione gravitazionale tra le particelle della nebulosa, costrette ad avvicinrsi, dà inizio ad un processo di aggregazione. Continuando l’addensamento e la contrazione, l’energia gravitazionale diventa energia cinetica e di conseguenza aumenta la temperatura del corpo gassoso, che si trasforma in una protostella. A causa della forza di gravità, la contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda; ma se la massa iniziale è scarsa la temperatura non arriva a far innescare le reazioni termonucleari, quindi la contrazione si arresta e il corpo si raffredda, lasciando un0oscura nana bruna.
Se la massa è sufficiente, continua a riscaldarsi, fino a raggiungere temperature sufficienti a far innescare il processo termonucleare di trasformazione dell’idrogeno in elio. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione dei gas verso l’esterno, fino a compensare la forza di gravità: si giunge così a una fase di stabilità (la stella si va a posizionare sulla sequenza principale del diagramma H-R in una posizione che dipende dalla massa iniziale della nebulosa da cui si è originata).

Quando l’idrogeno si è esaurito del 13-15 %

Collasso dell’elio

0.085 ms 0.2ms

nana bianca aumento T fino a 100000000 di gradi

nana nera innesco di nuove reazioni termonucleari

espansione involucro esterno

gigante rossa contrazioni e espansioni successive
esauriomento
supergigante rossa variabile (Cefeidi)

Dopo la fase di gigante rossa
se 0.2 ms

Esempio



  



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