telescopi fotometro magnitudine apparente

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1 Una stella è un ammasso di gas ad elevata temperatura che emette energia per lo più sotto forma di luce e calore. Le stelle, eccetto il Sole, si trovano a notevole distanza, dell ordine dei milioni di anni luce. Fino ad oggi sono state scoperte solo 131 stelle distanti meno di 20 anni luce, e di queste solo 10 sono visibili ad occhio nudo. La stella più vicina, oltre il Sole, è Proxima Centauri, posta a 4,22 anni luce di distanza. Le stelle, emettendo luce, possono essere osservate sia ad occhio nudo che tramite strumenti appositi (telescopi). È possibile misurare la luminosità di una stella attraverso uno strumento che raccoglie e quantifica la luce da essa emessa (fotometro). La misura ottenuta si chiama magnitudine apparente perché descrive la luminosità così come ci appare. 1

2 La magnitudine è un numero attribuito in base alla luminosità di una stella: più una stella è luminosa, più la sua magnitudine è bassa (addirittura può avere valori negativi, p.es. Sirio ha magnitudine apparente di -1,45). Tra due successivi gradi di magnitudine vi è una differenza di luminosità di 2,5 volte. La magnitudine apparente non è però una misura affidabile perché dipende anche dalla distanza. Per questo è stata introdotta la magnitudine assoluta, ovvero la luminosità che una stella avrebbe se fosse messa ad una distanza standard. Per convenzione la distanza standard è di 10 pc, ovvero 32,6 anni luce. La magnitudine assoluta del Sole è appena 4,7. Osservando attentamente le stelle, si può notare che appaiono di colori diversi: il colore dipende dalla temperatura superficiale della stella. In base al colore si distinguono 5 principali classi di stelle: blu, bianche, gialle, arancioni e rosse: classe stelle blu stelle bianche stelle gialle stelle arancioni stelle rosse temp. superficiale tra e K tra e K tra e K tra e K meno di K 2

3 Sulla composizione delle stelle sappiamo molte cose grazie allo spettroscopio, uno strumento che analizza la luce che da esse proviene. Lo spettroscopio fa passare la luce attraverso un prisma di vetro e la scompone nei suoi colori costitutivi (spettro). Se attraverso lo spettroscopio facciamo passare la luce di una lampadina otteniamo uno spettro continuo come questo: Se invece vi facciamo passare la luce proveniente da una stella si notano delle righe nere che corrispondono agli elementi che costituiscono la stella: Analizzando la posizione delle righe si possono identificare gli elementi che le hanno provocate e quindi risalire alla composizione della stella. Dall analisi spettrografica risulta che le stelle sono composte da gas, prevalentemente idrogeno ed elio. Questi gas, inoltre devono trovarsi ad elevata temperatura, altrimenti non si spiega la loro luminosità. 3

4 Si stima che la temperatura interna di una stella sia dell ordine delle decine di milioni di gradi. Per raggiungere temperature così elevate c è bisogno di una gran quantità di energia che proviene dalle reazioni termonucleari che avvengono nelle stelle stesse. Le reazioni termonucleari sono trasformazioni che avvengono a carico dei nuclei degli atomi dei gas che formano la stella. Nel corso di queste reazioni una piccola quantità di massa (meno dell 1%) viene convertita in energia secondo l equazione di Einstein: E = mc 2. In base a questa equazione la massa, ancorché piccola, moltiplicata un numero grandissimo qual è c 2 (la velocità della luce al quadrato), dà una grandissima quantità di energia. Esistono di due tipi di reazioni termonucleari: reazioni di fissione reazioni di fusione Le reazioni di fissione consistono nel rompere nuclei grandi in nuclei più piccoli. 4

5 Le reazioni di fusione, invece, occorre fondere insieme nuclei piccoli per ottenerne di più grandi. Come tutte le cose, anche le stelle nascono, vivono e muoiono, solo che la loro durata si misura in miliardi di anni. Dati i tempi così lunghi, come possiamo sapere in che modo si svolge la vita di una stella? Immaginiamo degli extraterrestri che stanno osservando gli abitanti di una grande città. Essi vedono diversi esseri umani in stadi diversi della loro vita, se li fotografassero e cercassero di metterli in ordine di età otterrebbero l intero corso della vita umana. 5

6 Una cosa del genere è stata fatta con le stelle: si sono prese molte immagini e, una volta messe, in sequenza si è cercato di capire come si evolve la vita di una stella. L ordinamento delle stelle avviene secondo lo schema proposto nel 1910 dagli astronomi Ejnar Hertzsprung (danese) e Henry Russsell (americano): il diagramma di Hertzsprung e Russsell o diagramma H-R. In questo diagramma le stelle vengono ordinate secondo la loro luminosità (riportata sulle ascisse) e la loro temperatura (riportata sulle ordinate, ma in senso inverso: vicino all origine ci stanno le temperature maggiori). Si ottiene così il risultato in figura in cui le diverse stelle sono rappresentate da puntini neri. In esso si riconosce una sequenza principale e dei raggruppamenti stellari in periferia. 6

7 Le stelle nascono nelle nebulose, nubi costituite da polveri finissime e gas (soprattutto idrogeno) diffuse nello spazio cosmico. Quando all interno delle nebulose si innescano dei moti turbolenti, le particelle della nube si avvicinano e si aggregano formando zone di maggiore densità chiamate nuclei. Se la contrazione prosegue la temperatura della nube aumenta ed essa si trasforma in una protostella, il cui nucleo si riscalda sempre più. Se la massa della nube iniziale è scarsa non si innescano le reazioni termonucleari e non si forma una stella. Se invece la massa è sufficiente, la temperatura diviene così alta da innescare le reazioni di fusione che trasformano l idrogeno in elio. 7

8 Queste emissioni di energia spingono i gas verso l esterno a compensare la forza di attrazione: l astro raggiunge così una fase di stabilità (sequenza principale), che può durare miliardi di anni. A seconda delle dimensioni della stella, questa fase può durare più o meno a lungo ed essere seguita da destini differenti. Quando quasi tutto l idrogeno è consumato, le reazioni termonucleari rallentano. La forza di attrazione non è più bilanciata dall energia emessa dalla stella ed essa riprende a contrarsi. La contrazione provoca un ulteriore aumento della temperatura, sufficiente a innescare nuove reazioni termonucleari che trasformano l elio in carbonio, liberando una quantità di energia ancora maggiore. La stella si dilata e si raggiunge un nuovo equilibrio. Quando anche l elio è esaurito, l evoluzione stellare segue vie diverse, che dipendono dalla massa di partenza della stella. Stelle con una massa iniziale inferiore anche di poco a quella del Sole collassano in nane bianche, astri di piccole dimensioni, molto densi e caldissimi, destinati a raffreddarsi lentamente. 8

9 Se la massa iniziale è come quella del Sole o poco superiore, prima di diventare nane bianche le stelle possono espellere i loro strati più esterni, dando origine ad una nova (o gigante rossa). Una stella con massa iniziale una decina di volte quella del Sole, collassano esplodendo in modo violentissimo: si forma una supernova (o supergigante rossa). Dopo l esplosione della supernova, il materiale rimasto assume una densità elevatissima e la stella si trasforma in una sfera del diametro di soli km: stella di neutroni. Stelle con massa iniziale alcune decine di volte quella del Sole dopo la fase di supernova collassano dando origine ai buchi neri. Tali corpi celesti non sono mai stati osservati, la loro presenza può essere avvertita solo delle perturbazioni nello spazio circostante. È come se una piccola porzione di spazio, non più grande di una decina di kilometri, si trasformasse in un vortice in grado di attirare dentro di sé qualunque oggetto o particella. Neanche la luce può uscirne: è per questo motivo che si parla di «buco nero». 9

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