Caratteristiche delle stelle

Le stelle si trovano a distanze enormi dalla Terra. Per misurare queste distanze si usa l'anno luce, cio la distanza che percorre la luce viaggiando nel vuoto a 300.000 Km/sec per un anno, ovvero 9500 miliardi di Km.

Caratteristiche delle stelle

La stella pi vicina al sistema solare si trova a 4 anni luce da noi (proxima centauri). a cusa di questa grande distanza che le stelle, che anche pi grandi del sole ci appaiono come puntini.

Se due stelle sono identiche ma si trovano a distanze diverse dalla Terra quella pi vicina ci appare pi brillante di quella lontana.

Esistono molti tipi di stelle, che possono differire molto tra di loro per le dimensioni ed il colore

Le giganti rosse sono molto pi grosse del nostro Sole che a sua volta molto pi grande di quelle di una nana bianca. Le nane bianche hanno dimensioni molto pi grandi delle stelle di neutroni.

Vega: 3 volte il raggio solare

Sirio e Altair: 1,5/ 1,7 volte il raggio solare

Sirio B e Omicron Eri: poco pi grandi della Terra

Deneb: 50 raggi solari

Alfa acquari: 110

Beta Pegaso: 150

Zeta Auriga: 160

Antares: 230

Orbite dei pianeti interni

Le stelle, in funzione delle loro dimensioni, sono classificate in:

Nane

Giganti

SuperGiganti

Le stelle SUPERGIGANTI possono raggiungere dimensioni (raggio, diametro, volume) di quasi 1.000 volte superiore alle NANE.

Nome comune

Costellazione

Colore

Luminosit Relaz. Sole

Mv

Temp Sup. K

Diametro

Distan-za a.l.

Stagio-ne

Note

Arturo

Bootes

Arancio

115 (s)

-0,06

4500

32 (s)

37

Primav.

gigante

Spica

Vergine

biancoblu

2.300 (s)

+1,0

20000

8 (s)

275

Primav.

binaria eclisse

Regolo

Leone

biancoblu

160 (s)

+1,36

13000

4 (s)

85

Primav.

sulleclittica

Deneb

Cigno

biancoblu

100.000 (s)

+1,3

9700

290 (s)

2000

Estate

s.gigante

Vega

Lira

blu

50 (s)

0,00

10000

3 (s)

25

Estate

luce stabile

Altair

Aquila

Biancazzurra

9 (s)

+0,77

8600

1,5 (s)

16,6

Estate

ellittica

Antares

Scorpione

rossa

9000 (s) ?

+1,0

2800

700 (s)

500

Estate

s.gigante

Betelgeuse

Orione

rossa

15.000 (s)

+0,8

3000

800 (s)

650

Inverno

s.gigante.

Rigel

Orione

biancazzurra

60.000 (s)

+0,14

12000

50 (s)

900

Inverno

s.gigante

Sirio

Cane Magg.

bianca

26 (s)

-1,42

10000

1,8 (s)

8,7

Inverno

doppia

Aldebaran

Toro

rossarancio

125 (s)

+0,86

3400

37 (s)

68

Inverno

gigante

Capella

Auriga

Gialla oro

160 (s)

+0,05

6000

13 (s)

43

Inverno

gigante

(s) = rispetto al nostro Sole

Alcune fra le stelle pi belle e luminose dellemisfero boreale

Il colore delle stelle dipende dalla temperatura della loro superficie:Le stelle pi fredde (3000- 5000) hanno colore dal rosso scuro all'arancio.Le stelle con temperature superficiali di 6000 hanno colore giallo.Le stelle con T di 10.000 gradi hanno colore bianco, mentre quelle con T alte di circa 20.000 C sono le stelle giganti azzurre.

Analizzando lo spettro della luce proveniente dalle stelle fornisce agli astrofisici informazioni riguardo alla composizione delle stelle.

Lo spettro in fisica la figura di diffrazione creata dalla scomposizione di luce o pi in generale radiazioni elettromagnetiche proveniente da una sorgente in funzione della lunghezza d'onda (o, il che equivalente, della frequenza o del numero d'onda) mediante il passaggio attraverso un prisma di vetro o un reticolo di diffrazione.

Come il nostro sole le stelle si sono formano a partire da una nube di materiale interstellare collassata. Ovvero la forza di gravit fa cadere il materiale verso un centro.

Origine delle stelle

La vita e la morte delle stelle

L'energia delle stelle nucleare: deriva dalla fusione di due atomi di idrogeno che diventano un atomo di Elio. Nella trasformazione una piccolissima parte della massa dei primi due atomi si perde: viene trasformata in energia secondo la relazione di Einstein:

E = mc2Dove m la massa che viene persa (piccolissima) e c la velocit della luce pari a 300.000 Km/sec.

Le reazioni iniziano ad avvenire quando dalla nebulosa iniziale si condensa e le condizioni di pressione e temperatura innescano le reazioni nucleari.

La stella durante la sua vita rimane stabile finch la pressione esercitata dalle radiazioni emesse bilancia la gravit, impedendo agli strati esterni di collassare nel nucleo. Le stelle muoiono quando esauriscono la loro scorta di combustibile nucleare.

La vita di una stella pu durare miliardi di anni, comunque il destino di una stella dipende dalla sua massa.

Betelgeuse, gigante rossa della costellazione di Orione, vista e fotografata dal telescopio spaziale Hubble.

La stella continua la sua vita normale fino a che non si esaurisce lidrogeno nel cuore della stella. Questi continui bruciamenti-fusione dellidrogeno, sugli strati esterni del nucleo, fanno ricadere gli elementi risultanti dalla fusione (He .) , sul nucleo stesso, aumentandone la massa-peso .Raggiunto un limite specifico, la stella non sopporta pi il proprio peso e subisce un nuovo e pi profondo collasso che pu portare il nucleo a temperature di circa 100 milioni di gradi.A questa temperatura avviene la fusione-bruciamento dellElio che con la sua pressione ristabilisce momentaneamente l'equilibrio termodinamico . Linvolucro esterno, invece, subisce una dilatazione che porter lastro ad ingigantirsi e, di conseguenza, a raffreddarsi in superficie.

Questa fase segna il passaggio che porter l'astro allo stato di gigante rossa.

La fine delle Stelle

Dalle Giganti Rosse alle Nane Bianche

Non tutte le stelle, una volta arrivate allo stato di Gigante Rossa, sono in grado di raggiungere temperature sufficienti nel nucleo per il bruciamento dellelio e di altri elementi pi pesanti. In effetti, se la massa della stella modesta, come il nostro Sole, tale situazione non si presenta.Comunque vada, tutte le stelle fino ad una massa pari a circa 1,5 volte quella del Sole, una volta esaurite tutte le riserve di materiale nel nucleo, subiscono un profondo collasso gravitazionale a causa del proprio peso, espellendo contemporaneamente, nello spazio circostante, tutta la materia dellinvolucro esterno e formando cos quello stato che in astronomia si chiama nebulosa planetaria. Al centro rimane solo il nucleo, messo a nudo perch privato del gas esterno in espansione; tale nucleo, luminosissimo, prende il nome di nana bianca ; per cause meccaniche, la sua rotazione dellordine di alcune decine di giri per ogni secondo.

Nebulose Planetarie con nana bianca al centro.A sinistra la Spirograph; a destra la Formica

La fine delle stelle

Quando le stelle esplodono: Le Supernove

Il processo che porta allesplosione di una stella quasi simile a quello visto fino ad ora ma con una rilevante differenza, dipendente dalla massa iniziale della stella che, in questi casi, deve essere di almeno 1,5 volte quella del Sole. Questa variante riguarda il core: il collasso, che avviene al termine della combustione degli elementi presenti nel nucleo, repentino a tal punto da liberare enormi quantit di energia in pochissimi secondi. La reazione a questo rapido collasso appunto una grande esplosione di tipo meccanico pi che nucleare .Al momento dellesplosione la temperatura del nucleo pu raggiungere alcuni miliardi di gradi!!!!!Queste stelle, prima di raggiungere lo stato limite che le porter ad esplodere, attraversano la fase di Super Gigante Rossa, le cui dimensioni superano di centinaia di volte il raggio solare.

Le Supernove

La storia della stella Sanduleak esplosa come supernova SN1987A nel febbraio del 1987. E la supernova pi studiata in tutta la storia dellastronomia ; ad essa dobbiamo la conferma di modelli teorici precedenti e lelaborazione di nuovi modelli molto dettagliati su questo straordinario fenomeno, fase terminale dellevoluzione di stelle massicce.

Resti di supernove e stelle di Neutroni

A seguito dellesplosione di una stella, i resti del materiale che circondava il nucleo vengono sospinti nello spazio circostante a velocit dellordine delle migliaia di km/s. Man mano che il fronte gassoso espulso avanza attraverso la spazio circostante , allontanandosi dalla stella progenitrice, va ad occupare un volume sempre maggiore, raffreddandosi e diventando sempre meno visibile. Sar questo materiale che andr a costituire parte di nuove stelle di popolazione I.

Parte della nebulosa Velo del Cigno nella costellazione del Cigno

Nebulosa (parte) Simeis147 nella costellazione del Toro

La teoria dei Buchi Neri

Un buco nero un corpo (!?) celeste estremamente denso, dotato di un'attrazione gravitazionale mostruosa, talmente elevata da non permettere l'allontanamento di alcunch dalla sua superficie, nemmeno di radiazioni elettromagnetiche, luce inclusa. Tale superficie ideale denominata orizzonte degli eventi. Poich neanche la luce riesce a fuggire da questo orizzonte, l'oggetto celeste risulta invisibile: la sua presenza pu essere attestata solo indirettamente.Per formare un buco nero la stella progenitrice deve avere una massa pari ad almeno 8 volte quella del nostro Sole. Stelle di queste dimensioni sono molto rare nel nostro universo; per questo e per quanto detto sopra molto difficile individuare con certezza quella voragine gravitazionale chiamata buco nero.

Una stella ed un buco nero costituenti un sistema binario. La materia della stella, cadendo nellenorme campo gravitazionale del buco nero spiraleggia e, infine, vi scompare dentro definitivamente

La teoria dei Buchi Neri

Gli astronomi pensano che al centro di ogni galassia delluniverso ci sia un buco nero supermassiccio che, in diverse occasioni, pu essere rilevato attraverso la materia che cade dentro il suo campo gravitazionale, emettendo radiazioni X, gamma e radio , facilmente rilevabili .

La foto qui a fianco mostra il nucleo di una galassia nel cui centro sembrano verificarsi quei fenomeni che danno prova dellesistenza di un buco nero supermassiccio.

Cosa sono e come si differenziano fra loro

Lo spazio interstellare non vuoto, ma attraversato da una tenue materia composta da gas e polveri, la quale ci si presenta sotto due diversi aspetti: visibile e non visibile.Alla prima categoria stato dato il termine di nebulose, cio agglomerati di gas e pulviscolo interstellare con densit media di 1.000 volte superiore alla normalit. Inoltre, lestensione di queste nubi, normalmente decine e, a volte, centinaia di a.l., fa s che si rendano appariscenti se illuminate dalla luce di una o pi stelle, ad esse vicine , contemporaneamente.

Le Nebulose

Ci sono nebulose che emanano luce non direttamente generata da loro, ma attraverso un meccanismo di diffusione. E per questo che sono chiamate nebulose diffuse. Ci che rende effettivamente visibili questi oggetti il solo pulviscolo, che costituisce appena luno per cento del gas. Per avere una idea della quantit di polvere in una di queste nebulose, bisognerebbe disperdere un cucchiaino di sabbia in un cubo di 700 Km di lato!

Nebulose ad emissione

Si manifestano attraverso un fenomeno diverso dalla diffusione e lo fanno con meccanismi che non coinvolgono il pulviscolo, ma il gas. Difatti le stelle vicine o immerse nella nebulosa stessa, eccitano lidrogeno presente nella nube, ionizzandolo, trasformando cos linvisibile radiazione ultravioletta emessa dalle stelle, in radiazione visibile. Pertanto le nebulose ad emissione fanno unopera di trasformazione: assorbono, attraverso il gas presente, la radiazione pi intensa delle stelle e la riemettono sotto forma di radiazione visibile per locchio umano.

Nebulosa denominata Laguna (M8) visibile nella costellazione del Sagittario

Nebulose a riflessione e nebulose a emissione si trovano spesso insieme, qualche volta sono entrambe definite come nebulosa diffusa.

Nebulosa di Orione (M42) esempio di nebulosa diffusa

Le nebulose

Ammassi Globulari

Gli ammassi globulari annoverano da decine a centinaia di migliaia di stelle, agglomerate in un raggio di centinaia di a.l.A differenza degli ammassi aperti, i globulari sono situati nellalone della Galassia e seguono delle orbite ellittiche intorno al centro galattico con un tempo medio di circa 300 milioni di anni.Gli ammassi globulari , pur attraversando due volte per ogni rivoluzione il piano della loro galassia, lenorme spazio vuoto fra stella e stella, rende estremamente improbabile delle collisioni.

Ammasso globulare (M13) visibile nella costellazione di Ercole

Le Galassie

Le Galassie

Cosa una Galassia?

Una Galassia il sistema pi grande e meglio organizzato di stelle che popola lUniverso.Possiamo paragonare le galassie a degli Universi-isola che galleggiano nello spazio.Oltre alle stelle, le galassie contengono, in diversa percentuale, zone composte da polveri e gas che, sotto particolari condizioni, andranno a formare il materiale dal quale nasceranno le nuove stelle e i loro pianeti.

Galassia M33, visibile nella costellazione del Triangolo.

Foto di Paolo Calcidese dellOsservatorio Astronomico della Regione Valle dAosta a Saint-Barthlemy

Caratteristiche della nostra Galassia

Questa immensa isola che la nostra Galassia, ha la forma di un disco molto appiattito, di almeno 100.000 anni-luce (a.l.) di diametro e solamente 2.000-6.000 a.l. di spessore,

Ad oggi sono stati individuati sicuramente almeno 3 bracci della spirale : uno detto del Sagittario che si trova a 6.000 a.l. in direzione del centro della Galassia; un altro il braccio di Orione nel quale si trova il Sole; il terzo il braccio del Perseo a 5.000 in direzione periferica.

Caratteristiche della nostra Galassia(2)

Diversamente dallapparenza, la distanza media fra 2 stelle vicine, del disco della Galassia, molto elevata: nella zona dove posto il nostro Sole di circa 6 a.l., paragonabile a 2 chicchi di mais lontani fra loro di 200 km! Queste distanze medie si riducono sensibilmente andando verso il centro, dove si pensa che le stelle dovrebbero avere una distanza media reciproca di qualche settimana luce!!

Le Galassie

Ricostruzione artistica della nostra Galassia

Cosa la Via Lattea?

La Via Lattea la GALASSIA cui appartiene il sistema solare; essa anche nota come la Galassia, per antonomasiaIn ASTRONOMIA OSSERVATIVA, il termine designa la debole banda di luce bianca che attraversa la sfera celeste, formata dalle stelle situate nel disco della galassia stessa.E proprio a causa dellelevato numero di stelle visibili in quella direzione che ci appare come una via biancastra cui stato dato appunto il nome di Lattea. Questa via si allarga in direzione del centro della Galassia , che si trova nel Sagittario) a causa dello spessore del bulge che maggiore di quello del disco.

Le Galassie

Parte della Via Lattea

La classificazionedelle Galassie

Una delle cose che ha colpito di pi gli astronomi dopo lavvento della fotografia, stata la grande variet di forme delle Galassie. Una prima descrizione dettagliata e tuttora valida della morfologia stata fatta da H. Hubble nel lontano 1926. Secondo Hubble esistono tre grandi categorie di galassie: le Ellittiche, le Spirali e le Irregolari.

Le Galassie

La classificazionedelle Galassie: le Ellittiche

La classificazionedelle Galassie: a spirale

L'espansione dell'universo

L'Universo un gigantesco spazio vuoto, in cui di tanto in tanto (molto raramente) si incontrano granellini di materia incandescente (stelle).

Studiando gli spettri della luce delle stelle stato scoperto che tutte le altre galassie si stanno allontanando da noi, e pi sono lontane pi velocemente si allontanano.Questo stato scoperto grazie all'effetto red shift, ovvero lo spettro delle stelle lontane spostato verso il rosso.

Questo si spiega con l'effetto Doppler.

Effetto Doppler

L'effetto Doppler un cambiamento apparente della frequenza o della lunghezza d'onda di un'onda percepita da un osservatore che si trova in movimento rispetto alla sorgente delle onde.La luce delle stelle si comporta come il suolo di una sirena che si allontana da noi

Espansione dell'universo

L'allontanamento delle galassie si pu spiegare se si pensa che l'Universo si stia espandendo e durante l'espansione lo spazio trascina con se le galassie.

Il Big Bang

Se immaginiamo di vedere al contrario il film dell'Universo vedremmo che tutte le galassie, tornando indietro nel tempo, si avvicinano fra di loro, fino a convergere in un unico punto dove circa 15,5 miliardi di anni fa era presente tutta la materia e l'energia dell'universo: quel momento iniziale il Big Bang.Con questa esplosione hanno inizio lo spazio ed il tempo come li conosciamo noi.

Il Big Bang

La teoria prevede che ancora oggi una parte dell'energia iniziale del Big Bang sia diffusa in tutto lo spazio, visto che lo spazio si espanso si tratter di una radiazione a bassissima temperatura.Questa radiazione esiste ed stata misurata (3 K) e si chiama radiazione di fondo.

Il destino dell'Universo dipende dalla quantit di materia che esso possiede. Noi possiamo misurare la materia visibile ma sappiamo che esiste (e dovrebbe essere moltissima) anche la materia oscura di cui si sa ancora poco.

Universo chiuso

In un universo chiuso, mancando l'effetto repulsivo dell'energia oscura, la gravit fermerebbe l'espansione dell'universo, che inizierebbe quindi a collassare in un'unica singolarit (Big Crunch) analoga al Big Bang.

Universo aperto

Se la materia si rivelasse poca, l'universo si espanderebbe indefinitamente, rallentando di poco il suo moto a causa della forza di gravit. Con l'energia oscura l'espansione non solo continua, ma pure in accelerazione. Le possibilit circa il destino ultimo di un universo aperto sono o la morte termica, o il Big Freeze, o il Big Rip, in cui l'accelerazione provocata dall'energia oscura diventa cos forte che supera gli effetti delle forze gravitazionale, elettromagnetica e nucleare debole.