Le 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.

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.

Unità di Misura delle Distanze in Astronomia

- Unità Astronomica UA: distanza media Terra-Sole (utilizzata entro il Sistema Solare)

- 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

- Anno Luce al: distanza percorsa nel vuoto dalla luce in un anno [10.000 miliardi di km, nonché

0,31 pc]

La luminosità

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.

Essa dipende dalla Temperatura Superficiale (T) e dalle dimensioni dells Superficie (S) di emissione.

Lass = cost S T4

Si esprime in joule/secondo (J/s) ma spesso la stessa luminosità del sole viene utilizzata come unità di

misura.

La Magnitudine

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.

Per ogni astro si può stabilire una magnitudine apparente e una magnitudine assoluta.

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)

A valore di magnitudine più piccolo corrisponde una luminosità apparente maggiore.

Sole magnitudine apparente di -26,8

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.

Molte stelle hanno luminosità variabile e sono perciò chiamate variabili.

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.

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).

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.

In base alla presenza o assenza di righe di assorbimento particolarmente evidenti, corrispondenti a

determinati elementi, le stelle possono essere suddivise in classi spettrali.

Stessa classe spettrale significa stessa temperatura superficiale, stesso colore, simile spettro.

Sono presenti sette classi principali (O,B,A,F,G,K e M, vd. Tabella) poi a loro volta suddivise in sottoclassi.

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.

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.

r = raggio s = costante di Stefan Boltzmann T = temperatura assoluta in K L = luminosità assoluta

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.

Il Diagramma di Hetzsprung-Russel

http://www.liceoberchet.it/ricerche/geo5d_10/gruppo_c/imm_stelle_diagramma_hr.jpg

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).

Osservando il diagramma:

Sequenza principale: attraversa il diagramma obliquamente, disposte in ordine decrescente di

dimensioni e temperatura.

Giganti e Supergiganti Rosse

Nane Bianche

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.

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.

La sequenza principale rappresenta la fase più lunga e stabile della vita di una stella

Studi Teorici su energia e forze nei corpi celesti

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.

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

r2 = 4π x s x T4/L

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.

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.