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Tano CavattoniTano Cavattoni

L’UniversoEtà 13,7 miliardi di anniL’UniversoEtà 13,7 miliardi di anni

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Capitolo 9 L’universo vicino

Tutti gli astri [...] dei quali non si scorge alcun movimento e che scintillano, sono fuochi ossia soli; secondo le dovute proporzioni, è da ritenere coerente che, come questo Sole si muove tra le sue terre, così anche quelli si muovano fra le terre. Le loro terre non sono visibili a causa della rilevante distanza.

Giordano Bruno

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§ 9.2 Classificazione delle stelle

1^ magnitudine: le prime stelle che appaiono dopo il tramonto;

6^ magnitudine: le stelle visibili solo nelle notti più buie.

Classificazione per magnitudine

Ai tempi di Ipparco (II sec. a.C.) le stelle erano state suddivise i 6 classi in base alla magnitudine apparente, ossia per la luminosità apparente:

Atlante sostiene il cielo di Ipparco

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Classificazione per magnitudine

Nel 1856 l’astronomo inglese Pogson propose una formula che esprime in modo oggettivo la relazione fra magnitudine (m) e intensità luminosa (I) da noi percepita:

m = –2,5 log(I) + k*

* log: è il logaritmo in base 10;

k: è una costante per la taratura della scala.

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In Orione:

Betelgeuse: 0,50m

Alnitak: 1,85m

Saiph: 2,06m

Bellatrix: 1,64m

Rigel: 0,12m

HP 25028: 5,65m

La magnitudine cresce al diminuire della luminosità

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Classificazione di Harvard

È una classificazione spettrale basata sulle caratteristiche fisiche delle stelle. Ogni stella emette dalla fotosfera uno spettro continuo come quello di un corpo nero. L’atmosfera della stella, in relazione alla propria composizione e alla temperatura, è in grado di assorbire determinate lunghezze d’onda.

Lo spettro in assorbimento è la carta d’identità della stella.

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Classificazione di HarvardLe righe spettrali raccontano agli scienziati quali elementi compongono l’atmosfera stellare, qual è la temperatura, la densità o il livello di ionizzazione. Ecco una parte dello spettro del Sole (380 nm < λ < 550 nm).

Calcio Hβ Magnesio

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Classificazione di HarvardIn base alle caratteristiche dello spettro e in ordine decrescente di temperatura sono state individuate 7 classi spettrali: O, B, A, F, G, K, M.

Temperatura

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Classificazione di HarvardNelle classi spettrali si hanno diverse intensità delle righe in assorbimento:

Ad alte temperature sono intense le righe degli elementi ionizzati.

A basse temperature sono intense le righe delle molecole.

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Classificazione di HarvardOgni classe spettrale è poi suddivisa in ulteriori 10 sottoclassi numerate da 0 a 9, sempre in ordine decrescente di temperatura: O0, O1, O2,...O9, B0, B1, eccetera.

Il tipo spettrale è la caratteristica comune alle stelle che appartengono alla stessa classe spettrale.

Si dice quindi che nostro Sole è una stella di tipo spettrale G2 o, semplicemente, di classe spettrale G2.

Per memorizzare facilmente l’ordine delle classi spettrali gli studenti delle università statunitensi hanno inventato la seguente filastrocca:

«Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me».

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§ 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione

MassaLa massa (m) è un parametro determinante per la durata della vita di una stella. I valori sono molto diversi fra loro:

• Le stelle con massa maggiore hanno vita più breve.

• Le stelle con massa minore hanno vita più lunga.

0,08 m < m < 120 m*

* m = massa del Sole

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LuminositàLe stelle note hanno luminosità L, detta anche luminosità intrinseca, molto diverse fra loro:

* L = luminosità del Sole

10–5 L < L < 105 L*

Per confrontare la luminosità delle stelle si utilizza anche la magnitudine assoluta (M): la magnitudine (apparente) che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 pc (32,6 a.l.), supponendo nullo l’assorbimento da parte del mezzo interstellare.

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LuminositàLa magnitudine apparente non permette il confronto di luminosità fra le stelle. Il confronto è invece possibile ricorrendo alla magnitudine assoluta.

Magnitudini apparenti e assolute (fra parentesi) di alcune stelle.

NB La magnitudine cala al crescere della luminosità.

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Luminosità

Fra i parametri magnitudine apparente (m), magnitudine assoluta (M) e distanza della stella (d, espressa in parsec) intercorre la seguente relazione:

M = m + 2,5 log(102/d2)

d = 10(m – M +5)/5

da cui, note M e m, si può ricavare la distanza d:

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DimensioneLe stelle, che appaiono puntiformi a qualsiasi telescopio, hanno dimensioni diverse tra loro. I possibili valori del raggio R: 10–1 R < R < 103 R*.

* R = raggio del Sole

Confronto fra le dimensioni di alcune stelle.

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§ 9.4 Il diagramma H-R

Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni.

La sequenza principale

Attraversa il diagramma in diagonale e contiene la maggior parte delle stelle che osserviamo in cielo: le stelle nella fase stabile della loro vita, durante la quale convertono in elio l’idrogeno del nucleo.

Il Sole è vicino al centro della sequenza principale

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Le supergiganti

Sono stelle fuori dalla sequenza principale e si trovano in tutte le classi spettrali. Hanno massa superiore alle 10 m, e luminosità fino a 105 volte quella del Sole.

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Le giganti

Sono le stelle fra la regione selle supergiganti e la sequenza principale. Hanno dimensioni 50 volte superiori a quelle del Sole e luminosità fino a migliaia di volte quella del Sole.

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Le nane bianche

Sono stelle nella fase finale dell’evoluzione. Hanno massa inferiore a 1,44 m, dimensioni molto ridotte e densità elevate. La luminosità va da 10–4 a 10–6 volte quella del Sole.

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§ 9.8 Gli ammassi stellari

Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente.

Ammassi globulariAmmassi apertiContengono soprattutto stelle piuttosto vecchie e si trovano nell’alone galattico.

Formati principalmente da giovani stelle della sequenza principale, si trovano nei bracci di spirale.

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