1. 2861310678815Le stelle sono corpi celesti dotati di una massa considerevole, che emettono energia solare sotto forma di radiazioni elettromagnetiche. Tale energia viene prodotta attraverso reazioni termonucleari, che si realizzano al loro interno. <br />La determinazione della distanza delle stelle dalla terra sfrutta il cosiddetto effetto di parallasse. Il termine parallasse indica lo spostamento apparente rispetto ad uno sfondo lontano di un oggetto visto da due punti di osservazione. Lo spostamento è dunque solo apparente, causato dal cambiamento di posizione del punto di osservazione. Le stelle presentano una parallasse annua, causata dal moto di rivoluzione della terra intorno al sole. Nel corso di un anno, individuiamo due posizioni estreme tra le quali la stella oscilla, disegnando un’ellisse. Individuano due posizioni della stella, sei mesi l’una dall’altra, è possibile tracciare un triangolo avente come base il diametro dell’orbita terreste intorno al sole. Per convenzione, l’angolo di parallasse annua (p) è uguale a metà dello spostamento angolare di una stella in un anno e corrisponde all’angolo al vertice del triangolo che ha come base il semiasse dell’orbita terreste intorno al sole (150 milioni di km). L’angolo di parallasse annua di un astro è inversamente proporzionale alla sua distanza dalla terra. Questo metodo non è applicabile alle stelle più lontane delle quali è impossibile percepire lo spostamento apparente. <br />Unità di Misura delle Distanze in Astronomia<br />Unità Astronomica UA: distanza media Terra-Sole (utilizzata entro il Sistema Solare)<br />Parsec pc(Parallasse secondo) , corrisponde alla distanza alla quale dovrebbe trovarsi un corpo per avere un angolo di parallasse di 1’’ d’arco. [1 pc = 206.265 UA<br /> dpc=1p<br />Anno Luce al: distanza percorsa nel vuoto dalla luce in un anno [10.000 miliardi di km, nonché 0,31 pc]<br />La luminosità<br />La luminosità apparente di una stella, cioè la luminosità misurata dalla Terra, dipende non solo dall’energia che essa irradia, ma anche dalla sua distanza dall’osservatore. Quest’ultima dev’essere distinta dalla luminosità assoluta che misura l’energia totale irradiata dalla stella nell’unità di tempo.<br />Essa dipende dalla Temperatura Superficiale (T) e dalle dimensioni dells Superficie (S) di emissione.<br />Lass = cost S T4<br />Si esprime in joule/secondo (J/s) ma spesso la stessa luminosità del sole viene utilizzata come unità di misura. <br />La Magnitudine<br />La luminosità delle stelle viene in genere espressa mediante la magnitudine, un parametro che permette di confrontare la luminosità di una stella con la luminosità delle altre , stabilendo una scala di grandezza relativa.<br />Per ogni astro si può stabilire una magnitudine apparente e una magnitudine assoluta.<br />La magnitudine apparente di un astro si ottiene confrontando la sua luminosità apparente con la luminosità di una stella campione, ovvero Sirio (magnitudine apparente di 2,12)<br />A valore di magnitudine più piccolo corrisponde una luminosità apparente maggiore.<br />Sole magnitudine apparente di -26,8<br />La magnitudine assoluta è definita come la magnitudine apparente che avrebbero le stelle se si trovassero tutte alla distanza di 10 pc. L’andamento inversamente proporzionale della m.a. viene conservato. Per calcolarla tuttavia occorre conoscerne la distanza dalla Terra.<br />Molte stelle hanno luminosità variabile e sono perciò chiamate variabili.<br />Il colore di una stella è determinato dalla radiazione predominante per intensità nel suo spettro. Si può dimostrare inoltre che il colore di una stella dipende solo dalla sua temperatura superficiale. A maggiore temperatura assoluta corrisponde una maggiore frequenza di onde elettromagnetiche. Dunque le più fredde (3000 K ca.) saranno rosse, le più calde (40.000 – 60.000 K ca.) saranno blu (vd. spettro radiazioni elettromagnetiche). Stelle molto calde emettono, per esempio, raggi x.<br />L’analisi spettrale è uno dei metodi di indagine più significativi per studiare la natura delle stelle. Gli spettri delle stelle sono sempre spettri di assorbimento, poiché l’atmosfera delle stelle è formata da gas a bassa densità che assorbono selettivamente alcune fasce di onde elettromagnetiche. Attraverso questo procedimento, è inoltre possibile cogliere la composizione chimica della superficie della stella (dal momento che i gas assorbono o meno le onde a seconda della composizione chimica delle sostanze che le hanno emesse).<br />Le composizioni chimiche delle stelle sono simili a quella terrestre, anche se le percentuali mutano significativamente (eg. Percentuali di idrogeno ed elio assai abbondanti).Attraverso lo spettro è inoltre possibile cogliere la temperatura superficiale, poiché essa condiziona l’efficacia dell’assorbimento di un elemento.<br />In base alla presenza o assenza di righe di assorbimento particolarmente evidenti, corrispondenti a determinati elementi, le stelle possono essere suddivise in classi spettrali.<br />Stessa classe spettrale significa stessa temperatura superficiale, stesso colore, simile spettro. <br />Sono presenti sette classi principali (O,B,A,F,G,K e M, vd. Tabella) poi a loro volta suddivise in sottoclassi.<br />Visivamente, è impossibile percepire l’allontanamento o l’avvicinamento di una stella. Si può farlo analizzando il loro spettro, constatando la presenza o meno dell’Effetto Doppler. Esso consiste nella variazione della frequenza della radiazione causata dal movimento relativo della sorgente rispetto all’osservatore. Se sorgente e osservatore si avvicinano, la frequenza aumenta. Viceversa, se sorgente e osservatore si allontanano, la frequenza diminuisce (es. ambulanza). Le radiazioni elettromagnetiche si comportano come le onde sonore: quando una stella è in allontanamento dalla terra, tutte le righe di assorbimento del suo spettro risultano spostare verso il rosso. Viceversa, verso il blu. Vi è un effetto Doppler ricorrente annualmente, riscontrabile in diversi casi, dovuto alla rotazione della terra su se stessa.<br />Conoscendo luminosità assoluta e la temperatura superficiale di una stella, è possibile calcolare il suo raggio e, di conseguenza, il volume. Le stelle di piccolo volume vengono chiamate nane, mentre le stelle di volume maggiore sono chiamate giganti o supergiganti.<br />r2 = 4π x s x T4/L<br />r = raggio<br />s = costante di Stefan Boltzmann<br />T = temperatura assoluta in K<br />L = luminosità assoluta<br />La massa può essere misurata con una certa precisione solo in presenza di stelle doppie o multiple. Le stelle doppie sono un sistema binario di stelle, legate tra loro da attrazione gravitazionale: i corpi ruotano attorno al baricentro con estrema regolarità. Qualcosa di analogo capita nelle stelle multiple. L’unità di misura è la massa solare, cui viene attribuito valore 1. Massa e raggio non sono necessariamente proporzionali, la densità media dunque varia notevolmente da stella a stella.<br />Il Diagramma di Hetzsprung-Russel<br />http://www.liceoberchet.it/ricerche/geo5d_10/gruppo_c/imm_stelle_diagramma_hr.jpg<br />Diagramma a due dimensioni, che evidenzia la relazione tra temperatura e luminosità delle stelle. Nel diagramma ogni stella è individuata in un punto di due coordinate: sull’asse delle ascisse viene riportata la classe spettrale di appartenenza, sull’asse delle ordinate la luminosità assoluta (identificata in base alla magnitudine assoluta).<br />Osservando il diagramma:<br />Sequenza principale: attraversa il diagramma obliquamente, disposte in ordine decrescente di dimensioni e temperatura.<br />Giganti e Supergiganti Rosse<br />Nane Bianche<br />Attraverso lo studio di questo diagramma si è notato come la luminosità di una stella della sequenza principale dipende dalla sua massa. Tale relazione non è valida per le stesse al di fuori della sequenza principale.<br />La posizione di una stella sul diagramma dipende da vari fattori che si modificano nel tempo per questo la posizione che una stella occupa non è fissa, ma cambia mentre la stella si trasforma.<br />La sequenza principale rappresenta la fase più lunga e stabile della vita di una stella<br />Studi Teorici su energia e forze nei corpi celesti<br />La Forza di Attrazione Gravitazionale esercita un ruolo fondamentale. Gli strati esterni della stella esercitano una forte pressione sugli strati più interni che tendono spontaneamente a contrarsi. Ciò non avviene sempre, ma solo quando la forza gravitazione non è contrastata adeguatamente dalla resistenza opposta dai materiali presenti all’interno. Quando avviene un collasso gravitazionale, la temperatura aumenta proporzionalmente alla massa della stessa.<br />A questo punto, nel nòcciolo o nucleo della stella possono avvenire reazioni di fusione termonucleare, attraverso la quali la massa si tramuta in energia, rilasciata sottoforma di calore e onde elettromagnetiche. Durante queste reazioni, due o più nuclei atomici si uniscono per formare un nucleo più complesso, di massa sempre minore rispetto alla somma delle masse dei nuclei genitori. La massa perduta, come intuì Einstein, viene trasformata in energia secondo la relazione E = mc2. La reazione è possibile a seconda del raggiungimento o meno di una determinata temperatura, incredibilmente elevata.<br />L’energia comunque, non viene rilasciata solamente in calore e onde elettromagnetiche, ma anche in pressione di radiazione. Attraverso le diverse reazioni, nel corso della sua vita la stella cambia composizione chimica. Ogni stella inoltre è destinata a spegnersi, perché le reazioni nucleari sono possibili solo là dove siano presenti materiali specifici reagenti. <br />