STARS PRESENTATION

Le stelle

Sharlot patoshi

COSA SONO?

Le stelle sono dei corpi celesti che brillano di luce propria e hanno propria energia. Le stelle che noi riusciamo a vedere ad occhio nudo sono circa 6000, e ci appaiono come punti più o meno luminosi e nel caso di quelli più splendenti hanno anche diversi colori. Col passare del tempo l’uso di strumenti sempre più raffinati ha permesso di conoscere altre caratteristiche delle stelle come massa, temperatura, composizione chimica eccetera. Queste hanno permesso di catalogare le stelle all’interno di gruppi omogenei che ci aiutano anche a capire cosa sono le stelle e che ruolo svolgono all’interno dell’universo dato che comunque le stelle sono i corpi più diffusi nell’Universo.

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I spettri delle stelle

C’è un’altra caratteristica delle stelle, gli spettri, che ha permesso di suddividere queste in classi: le stelle che appartengono alla stessa classe hanno anche stessa magnitudine apparente. A partire quindi da questo dato noto, e confrontandolo con “m” si può calcolare la distanza anche per quelle stelle per cui non è possibile farlo con gli strumenti. Non tutte le stelle hanno una luminosità costante: ci sono stelle, le variabili pulsanti, la cui luminosità cresce o si indebolisce a intervalli regolari. Tra queste ricordiamo quelle note come le variabili tipo Cefeidi, grandi stelle gialle che a intervalli regolari tra 2 e 50 giorni cambiano livello di splendore.

Le analisi sprttrali

Le analisi spettrali hanno messo in evidenza una certa uniformità nella composizione chimica delle atmosfere stellari: 80% di idrogeno, 19% di elio, 1% formato da tutti gli elementi chimici che esistono. Esistono 3 tipi di spettri: spettro continuo a lampada a incandescenza spettro di emissione a prodotto da gas incandescenti a bassa pressione (Idrogeno, Mercurio, Azoto, Ferro) spettro di assorbimento a luce che è passata attraverso un gas a bassa pressione (Sole) Le stelle non sono fisse, ma sono in continuo movimento anche se questo è impercettibile a noi a causa della distanza. Possiamo però capire se una stella è in fuga o si sta avvicinando a seconda da come ci appare modificato il suo spettro. Se il corpo si allontana le righe del suo spettro tendono verso il rosso se invece il corpo si sta avvicinando a noi le righe del suo spettro tendono verso il blu.

Il tipo spettrale dipende però dalla temperatura del corpo che emette luce e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura, e questo è dimostrato dai diversi colori delle stelle. All’aumentare della temperatura di un corpo diminuisce la lunghezza d’onda della radiazione luminosa e si passa quindi dal rosso al blu. Quindi le diverse temperature danno origine a diversi tipi spettrali e le stelle vengono perciò classificate in varie classi spettrali ordinate in funzione dei valori decrescenti delle stelle: la classo O contiene le stelle più caldo, ad alta temperatura, di colore bianco-azzurro, mentre la classe M contiene le stelle più “fredde” di colore rosso; il sole appartiene ad una classe intermedia, che ha come colore caratteristico il giallo-arancione.

FINE

Le caratteristiche e la magnitudine

La caratteristica principale delle stelle è la loro luminosità: già dall’antichità le stelle sono state divise, in base alla loro luminosità misurata con degli appositi strumenti chiamati fotometri fotoelettrici, all’interno di sei ordini di grandezza. Oggi il termine “grandezza” viene sostituito con la parola magnitudine. Si è visto che tra una classe è l’altra c’era una differenza di 2,5 volte: quindi le stelle della prima classe sono 2,5 volte più luminose di quelle della seconda e (2,5) al quadrato=6,25 volte più luminose di quelle della terza. Ci si è però resi conto che esistevano stelle più luminose di quelle già inserite nella prima classe, e stelle ancora più deboli di quelle di sesta magnitudine quindi si è iniziato a parlare di magnitudine 0 e magnitudine negativa.

Quindi la magnitudine fin’ora citata viene chiamata magnitudine apparente (m) mentre se vogliamo parlare della luminosità intrinseca di una stella dobbiamo parlare di magnitudine assoluta (M) e cioè la luminosità che una stella emetterebbe se fossero poste tutte ad una distanza standard di 10 parsec. La relazione matematica tra m e M è: M = m più 5 – logd. M = magnitudine assoluta m = magnitudine apparente d = distanza in parsec