- Dettagli
- Scritto da MAURO
- Categoria: astronomia
- Visite: 27782
La distanza delle stelle
Le stelle
Le stelle distano da noi da alcuni milioni di chilometri fino a svariatii migliaia di miliardi di chilometri. Per comprendere meglio facciamo qualche esempio.
La stella più vicina a noi è il Sole. La Terra vi gira attorno con un orbita ellittica per cui la sua distanza media risulta di circa 149,6 milioni di Km (circa 147 milioni di Km al punto più vicino detto perielio è circa 152 milioni di Km al punto più lontaoi detto afelio). La sua luce, che viaggia a circa 300.000 Km/s, per giungere fino a noi impiega 8 min e 19,8 sec.
La distanza media tra Sole e Terra viene presa come unità di misura astronomica (UA.) per cui abbiamo che 1 UA= 149.600.000 Km.
La stella più vicina alla Terra, dopo il Sole, è Proxima Centauri (parte del sistema di Alpha Centauri). La sua luce, per giungere fino a noi, impiega 4,22 anni luce, dove un anno luce corrisponde a circa 9461 miliardi di chilometri (circa 63241 volte la distanza fra la Terra e il Sole) e quindi 63241 UA.
Con il crescere delle distanze anche l'Unità Astonomica (UA.) risulta inadeguata ed allora, per rendere meglio l' idea, le distanze maggiori vengono espresse in anni luce, L'anno Luce (al.) viene definito come la distanza percorsa dalla luce alla velocità di 299 792,458 chilometri al secondo , nel vuoto nell'intervallo di un anno.
Abbiamo quindi :
1 al =299.792,458 km/sec. X 60 sec. X 60 min. X 24 ore X 365,25 giorni = 9.461 miliardi di chilometri circa.
Di conseguenza abbiamo che 1 al = 9.461x109 / 149,6x106 ≈ 63.240 UA
La misurazione delle distanze delle stelle risulta essere sempre molto complicata. Gli astronomi utilizzano diversi metodi, spesso in combinazione tra loro.
In realtà solo per le stelle più vicine al sistema solare (circa 200 al.) è possibile misurare la distanza con metodi geometrici, per tutte le altre stelle si devono usare metodi indiretti la cui precisione ed affidabilità è piuttosto incerta.
I metodi più conosciuti per la misura della distanza delle stelle sono:
- Metodo della parallasse: è un metodo trigonometrico che fornisce risultati abbastanza precisi fino a un centinaio di parsec dal sistema solare.
- Metodo delle cefeidi: le stelle variabili dette cefeidi presentano un periodo che è in stretta relazione con la loro luminosità assoluta; dal periodo osservato di una cefeide si ricava quindi la magnitudine assoluta e dal confronto con quella apparente la distanza.
- Metodo spettroscopico: l'analisi dello spettro di una stella fornisce tra le altre cose una buona stima della sua magnitudine assoluta; il confronto con la magnitudine apparente fornisce una stima della distanza.
- Metodo delle stelle gemelle: Consente di calcolare la distanza di una stella per confronto con un' altra che ha la stessa struttura fisico-chimica.
Metodo di parallasse
Le cefeidi sono una importante classe di stelle variabili pulsanti che prendono il nome dal prototipo, la stella delta Cephei. Si suddividono in tre sottoclassi principali:
Abbiamo già visto che la temperatura e la luminosità di una stella possono essere ricavate dall'analisi dello spettro. In particolare, dall'aspetto di alcune righe spettrali si possono determinare temperatura e gravità di una stella.
Un altro metodo per misure la distanze di alcune stelle è basato sulle proprietà fisiche e chimiche che le accomuna, motivo per il quale è conosciuto come metodo delle stelle “gemelle”. 
Per capire questo metodo basta mettere un dito a pochi centimetri dagli occhi e chiudere prima un occhio, osservare la posizione del dito rispetto allo sfondo e poi fare altrettanto chiudendo l'altro occhio. Il dito sembrerà essersi mosso in relazione allo sfondo e tanto più il dito sarà vicino agli occhi, tanto più ampio sembrerà lo spostamento.
Riportando l' esempio in campo astronomico, ad ogni occhio corrisponde la posizione della Terra in punti opposti nella sua orbita intorno al Sole, al dito invece corrisponde l’astro di cui si vuole misurare la distanza. Conoscendo il raggio dell'orbita terrestre (1 unità astronomica) e misurando l'angolo (detto di parallasse) corrispondente allo spostamento apparente dell’astro, con un semplice calcolo trigonometrico è possibile calcolare la distanza dalla Terra dell'astro stesso.
Per parallasse si intende quindi lo spostamento apparente che subisce un astro sulla sfera celeste rispetto a una direzione di riferimento, per effetto della mutata posizione dell’osservatore.
La parallasse di un astro viene quindi misurata sfruttando il fatto che la Terra, girando intorno al Sole, nell'arco di 6 mesi, viene a trovarsi a una distanza di circa 300 milioni di km (2 Unità Astronomiche) dalla posizione di partenza. Questa distanza fornisce una base sufficiente per risolvere il triangolo rettangolo che ha per base la distanza Terra-Sole, per altezza la distanza dell' astro e per angolo (angolo di parallasse) l'angolo compreso tra l'astro, il sole ed uno dei due punti di misura sull' orbita terrestre (vedi figura 1).
La trigonometria ci insegna che "in un triangolo rettangolo, la misura di un cateto è uguale a quella dell’altro cateto per la tangente dell’angolo opposto o per la cotangente dell’angolo adiacente" Quindi indicando con SA la distanza Sole-Astro e con ST quella Sole-Terra e con π l' angolo di parallasse si ha:
SA = ST / tan( π) = ST x cot (π)
l problema di questo metodo è che gli angoli di parallasse delle stelle sono estremamente piccoli. La stella più vicina la Proxima Centauri ha un angolo di parallasse di 0.75", circa un quattromillesimo di un grado. Per avere valori attendibili occorrono misure minuziose eseguite con strumenti di massima precisione e comunque per stelle distanti più di 100 pc si preferiscono altri sistemi di misurazione.
L' angolo di parallasse ci consente di introdurre un' altra unità di misura usata in astronomia per misurare la distanza delle stelle : il Persec. Il parsec (abbreviato in pc) significa "parallasse di un secondo d'arco" ed è definito come la distanza dalla Terra (o dal Sole) di una stella che ha una parallasse annua di 1 secondo d'arco (vedi figura 2).
Considerando il cerchio con centro in "A" e raggio "d" vediamo che Parsec e parallasse sono legati dalla formula :
d = R / p
Essendo R= 1 UA si ha:
d= 1 / p
(dove "d" è la distanza espressa in parsec mentre "p" è l'angolo di parallasse.)
Misurando l' angolo in radianti vediamo che un parsec corrisponde a:
360°×60'×60'' / 2π ≈ 206.265 UA
Sapendo che 1 anno luce corrisponde a 63.240 UA (vedi sopra) si calcola che:
1 pc ≈ 206.265 UA / 63.240 UA ≈ 3,26 anni luce
Sapendo che 1 pc = 206.265 UA e che 1 UA =149,6x10 6 calcoliamo la distanza in km :
1pc ≈ 206.265 x 149,6x10 6 ≈ 30.857 x 109 Km.
quindi poco più di 30.000 miliardi di Km.
Per misurare di distante intergalattiche si usa il Kpc( 1000 pc) mentre il Mpc(Mega pc) viene ustato per distamze extragalattiche.
Per distanze maggiori a 200 pc gli angoli di parallasse che si basano sulla distanza Terra-Sole sono talmente piccoli che praticamente sono immisurabili con le strumentazioni attuali.
Un modo per aumentare l’ angolo di parallasse consiste nel considerare lo spostamento del Sole o meglio del Sistema Solare che sappiamo muoversi su un’ orbita galattica alla velocità di circa 251 Km/s. percorrendo in un anno circa 50 UA. In tal caso si parla di parallasse secolare.
Con l' aumentare della base di osservazione, aumenta l' angolo di parallase e si è quindi in grado di misurare angoli parallattici di oggetti celesti sempre più lontani.
Occorre però considerare che le stelle vicine hanno anche un loro moto proprio inversamente proporzionale alla distanza e che si manifesta con uno spostamento progressivo rispetto ad un sistema fisso o rispetto a corpi celesti molto lontani, supposti fissi sulla sfera celeste. Per ridurre il margine di errore si preferisce allora eseguire le misurazioni , anziché su una singola stella, su gruppi di stelle dinamicamente omogenee .
Metodo delle cefeidi
1) cefeidi classiche;
2) cefeidi tipo W Virginis;
3) variabili tipo RR Lyrae,
Diverse fra loro per il periodo della variazione luminosa o per età. Le caratteristiche comuni alla classe sono:
a) variazioni luminose regolari con periodi compresi fra poche ore e un centinaio di giorni;
b) variazioni di temperatura e velocità radiale in fase con la variazione luminosa;
c) esistenza di una precisa relazione tra luminosità al massimo e periodo della variazione luminosa.
Particolarmente importante è quest’ultima proprietà che fa delle cefeidi ottimi indicatori di distanza : basta infatti rilevare il periodo per ricavare la luminosità assoluta; da qui si ottiene la distanza, dopo aver misurato la luminosità apparente.
Metodo spettroscopico
La conoscenza di questi due parametri permette di localizzarle sul diagramma HR e quindi di ricavarne la magnitudine assoluta. Dalla differenza tra questa e la magnitudine apparente si ricava il valore della distanza.
Questo metodo di determinazione delle distanze stellari trova larga applicazione ed é denominato parallasse spettroscopica per analogia con la parallasse trigonometrica.Va precisato che questo metodo introduce un margine di errore abbastanza elevato
La formula che viene usata, in questi casi, si chiama "modulo di distanza" e vale:
Tramite la seguente tabella è possibile ricavare direttamente la distanza (d) conoscendo solo la differenza tra magnitudine apparente (m) e quella ssoluta (M):
Metodo delle stelle gemelle
Questo metodo, partendo dal presupposto che due stelle che abbiano la stessa struttura fisico-chimica abbiano di conseguenza la stessa luminosità e quindi la stessa magnitudine assoluta, consente, conoscendo la distanza di una, di ricava anche la distanza dell’ altra.
Infatti due stelle uguali appariranno di differente luminosità in funzione delle differenti distanze. In particolare la più vicina apparirà più luminosa mentre la più lontana apparirà meno luminosa. Misurando la magnitudine relativa delle due stelle e sapendo che quella assoluta è uguale, automaticamente si calcola la distanza della seconda per confronto con la prima.
Tabella : Stelle più vicine alla Terra
Nome
Distanza dalla Terra (Anni Luce)
Classe
spettraleMagnitudine apparente
Magnitudine assoluta
Ascensione retta
Declinazione
Sistema
Stella
1
Alfa Centauri
Proxima Centauri
4,22
M5.5Ve
11,01
15,53
14h 29m 43s
-62° 40' 46"
Alfa Centauri A
4,36
G2V
-0,01
4,38
14h 39m 37s
-60° 50' 2"
Alfa Centauri B
K0V
1,35
5,71
14h 39m 35s
-60° 50' 14"
2
Stella di Barnard
5,96
M4.0Ve
9,53
13,22
17h 55m 23s
+04° 33' 18"
3
Wolf 359
7,78
M6.0V
13,44
16,55
10h 56m 28s
+07° 00' 42"
4
Lalande 21185
8,29
M5.5e
7,47
10,44
11h 00m 37s
+36° 18' 20"
5
Sirio
Sirio A
8,58
A1V
-1,43
1,47
06h 45m 09s
-16° 42' 58"
Sirio B
DA2
8,44
11,34
6
Luyten 726-8
BL Ceti
8,72
M6.0e
12,99
15,85
01h 39m 01s
+17° 57' 00"
UV Ceti
M5.5e
12,54
15,4
7
Ross 154
9,68
M3.5Ve
10,43
13,07
18h 49m 49s
+23° 50' 11"
8
Ross 248
10,32
M5.5Ve
12,29
14,79
23h 41m 54s
+44° 09' 32"
9
Epsilon Eridani
10,52
K2V
3,73
6,19
03h 32m 56s
-09° 27' 30"
10
Lacaille 9352
10,74
M1.5Ve
7,34
9,75
23h 05m 42s
-35° 51' 11"
11
Ross 128
10,91
M4.0Vn
11,13
13,51
11h 47m 45s
+00° 48' 17"
12
EZ Aquarii
EZ Aquarii A
11,26
M5.0Ve
13,33
15,64
22h 38m 34s
-15° 18' 02"
EZ Aquarii B
M?
13,27
15,58
EZ Aquarii C
M?
14,03
16,34
13
Procione
Procione A
11,4
F5V-IV
0,38
2,66
07h 39m 18s
+05° 13' 30"
Procione B
DA
10,7
12,98
14
61 Cygni
61 Cygni A
11,4
K3.5Ve
5,21
7,49
21h 08m 52s
+38° 56' 51"
61 Cygni B
K4.7Ve
6,03
8,31
15
Gliese 725
Gliese 725 A
11,52
M3.0V
8,9
11,16
18h 42m 47s
+59° 37' 50"
Gliese 725 B
M3.5V
11,06
13,3
16
Groombridge 34
GX Andromedae
11.624
M1.5V
8,08
10,32
00h 18m 22.9s
+44° 01' 23"
GQ Andromedae
M3.5V
11,06
13,3
17
Epsilon Indi
11,82
K5Ve
4,69
6,89
22h 03m 22s
-56° 47' 10"
18
DX Cancri
11,82
M6.5Ve
14,78
16,98
08h 29m 50s
+26° 46' 37"
19
Tau Ceti
11,88
G8Vp
3,49
5,68
01h 44m 04s
-15° 56' 15"
20
GJ 1061
11,92
M5.5V
13,03
15,19
03h 35m 57s
-44° 30' 46"
21
YZ Ceti
12,13
M4.5V
12,02
14,17
01h 12m 31s
-16° 59' 57"
22
Stella di Luyten
12,36
M3.5Vn
9,86
11,97
07h 27m 25s
+05° 13' 33"
23
Stella di Teegarden
12,46
M6.5V
15,4
18,5
02h 53m 0.5s
+16° 52' 58"
24
Stella di Kapteyn
12,77
sdM0VI
8,84
10,87
05h 11m 41s
-45° 01' 06"
25
Lacaille 8760
12,86
M2Ve
6,67
8,69
21h 17m 15s
-38° 52' 03"
26
Kruger 60
Kruger 60 A
13,14
M3.0V
9,79
11,76
22h 28m 00s
+57° 41' 45"
Kruger 60 B
M4.0V
11,41
13,38
27
Ross 614
Ross 614 A
13,34
M4.5V
11,15
13,09
06h 29m 23s
-02° 48' 50"
Ross 614 B
M5.5V
14,23
16,17
28
Wolf 1061
13,81
M3.0V
10,07
11,93
16h 30m 18s
-12° 39' 45"
29
Gliese 35
14,06
DZ7
12,38
14,21
00h 49m 10s
+05° 23' 19"
30
Gliese 1
14,22
M3.0V
8,55
10,35
00h 05m 24s
-37° 21' 27"
31
Wolf 424
Wolf 424 A
14,3
M5.5Ve
13,18
14,97
17h 33m 17s
+09° 01' 15"
Wolf 424 B
M7Ve
13,17
14,96
32
TZ Arietis
14,51
M4.5V
12,27
14,03
02h 00m 13s
+13° 03' 08"
33
Gliese 687
14,79
M3.0V
9,17
10,89
17h 36m 26s
+68° 20' 21"
34
LHS 292
14,81
M6.5V
15,6
17,32
17h 28m 40s
-46° 53' 43"
35
Gliese 674
14,81
M3.0V
9,38
11,09
17h 28m 40s
-46° 53' 43"
36
Gliese 1245
Gliese 1245 A
14,81
M5.5V
13,46
15,17
19h 53m 54s
-44° 24' 55"
Gliese 1245 B
M6.0V
14,01
15,72
19h 53m 55s
-44° 24' 56"
Gliese 1245 C
M?
16,75
18,46
19h 53m 54s
-44° 24' 55"
37
Gliese 440
15,06
DQ6
11,5
13,18
11h 45m 43s
-64° 50' 29"
38
Gliese 1002
15,31
M5.5V
13,76
15,4
00h 06m 44s
-07° 32' 22"
39
Ross 780
15,34
M3.5V
10,17
11,81
22h 53m 17s
-14° 15' 49"
40
Gliese 412
Gliese 412 A
15,83
M1.0V
8,77
10,34
11h 05m 29s
+43° 31' 36"
WX Ursae Majoris
M5.5V
14,48
16,05
11h 05m 30s
+43° 31' 18"
41
Groombridge 1618
15,85
K7.0V
6,59
8,16
10h 11m 22s
+49° 27' 15"
42
Gliese 388
15,94
M3.0V
9,32
10,87
10h 19m 36s
+19° 52' 10"
43
LHS 288
15,94
M5.5V
13,92
15,66
10h 44m 32s
-61° 11' 38"
44
Gliese 832
16,08
M3.0V
8,66
10,2
21h 33m 34s
-49° 00' 32"
45
LP 944-020
16,19
M9.0V
18,5
20,02
03h 39m 35s
-35° 25' 41"
46
DENIS/DEN 02554700
16,2
L7.5V
22,92
24,44
02h 55m 3,7s
-47° 00′ 52″
47
Gliese 682
16,3
M4.5V
10,95
12,45
17h 37m 04s
-44° 19′ 09″
48
40 Eridani
40 Eridani A
16,5
K1V
4,43
5,92
04h 15m 16s
-07° 39' 10"
40 Eridani B
DA4
9,52
11,01
04h 15m 21s
-07° 39' 29"
40 Eridani C
M4,5eV
11,17
12,66
04h 15m 21s
-07° 39' 22"
49
EV Lacertae
16,5
M3,5eV
11,5
10,1
22h 46m 49s
+44° 20' 02"
50
70 Ophiuchi
70 Ophiuchi A
16,6
K1
4,02
5,48
18h 05m 27s
-02° 30' 00"
70 Ophiuchi B
K2
6,01
7,51
51
Altair
16,7
A7 IV
0,77
2,22
19h 50m 47s
+08° 52' 06"
- Dettagli
- Scritto da MAURO
- Categoria: astronomia
- Visite: 14681
Classificazione delle stelle
Le stelle
Dal nostro punto di osservazione (il pianeta Terra) percepiamo le stelle esclusivamente per la loro luminosità. Per questo motivo, sin dall' antichità, le stelle sono state classificate in base alla loro intensità luminosa definita come magnitudine.
Oggi, pur disponendo di potenti telescopi, se li puntassimo verso una qualsiasi stella, vedremmo sempre e solo un puntino, più o meno, luminoso.
Ne deriva che, la luce emessa dalle stelle, resta sempre la principale grandezza fisica che ci consente di studiarle per approfondirne la conoscienza.
Oggi però, nuove scoperte e nuove tecnologie ci consentono di analizzare, la piccola radazione luminosa proveniente da una stella, con strumenti di indagine capaci di fornirci molteplici informazioni circa la sua natura. Ne deriva che attualmente la principale clssificazione delle stelle viene fatta, sempre esaminando la loro luce, ma su base spettrale ovvero con l' uso di strumenti chiamati spettrometri che sfruttando le proprietà di rifrazione della luce dei prisma trasparenti, sono in grado di decomporre la radiazione luminosa nelle sue lunghezze d'onda e misurarne l'intensità e la composizione chimica (vedi figura a lato).
Gli spettri ricavati dalle sorgenti luminose possono essere di 2 tipi:
- Di emissione - Si formano ogniqualvolta la materia emette radiazione elettromagnetica. Si distinguono in spettri di emissione continui (sono presenti tutte le radiazioni monocromatiche in una serie continua.) e spettri di emissione a righe (Un gas o un vapore riscaldato emette una radiazione discontinua, formata solo da poche componenti monocromatiche).
- Di assorbimento - quando la radiazione continua proveniente da un corpo solido o liquido passa attraverso un gas od un vapore, si constata che allo spettro continuo mancano certe radiazioni monocromatiche, le quali sono state assorbite dal gas interposto. In pratica si riscontra che i gas ed i vapori assorbono le stesse radiazioni monocromatiche che emettono, per cui lo spettro di assorbimento risulta l'esatto negativo dello spettro di emissione a righe (vedi figura sotto).
Il primo ad accorgersi che gli spettri delle stelle sono solcati da zone di assorbimento fu padre Angelo Secchi il quale, nel 1866 ,classificò circa 4000 stelle in quattro diverse tipologie distinte (numerate da I a IV) in base all'importanza delle linee di assorbimento osservate nello spettro.
Classificazione di Secchi
|
Da ogni stella, quindi, si può ricavare una immagine spettrale che è una sorta d' impronta digitale in base alla quale si ricavano alcuni tratti salienti che le distinguono o le accomunano le une con le altre.
Quindi, riassumendo le stelle possono essere classificate in base alle loro righe di assorbimento. Queste righe, come vedremo, dipendono per lo più dalla temperatura superficiale della stella.
Infatti si è notato che la presenza e l' intensità di alcune linee di assorbimento negli spettri stellari erano strettamente legate alla temperatura superficiale della stella.
Questo ha consentito di determinare la relazione che esiste tra l'intensità relativa di due linee di assorbimento e la temperatura del gas che le produce, quindi di risalire alla temperatura superficiale della stella. Ciò a trovato conferma anche dalle analisi fotometriche
Da successive analisi si è capito che le stelle sono simili a "corpi neri" cioè sono in grado di emettere ed assorbire qualsiasi radiazione elettromagnetica, e che la loro variazione di colore è una diretta conseguenza delle loro temperature superficiali.
Infatti, quando un corpo nero si scalda inizialmente emette radiazione nelle frequenze dell'infrarosso; un ulteriore aumento della temperatura porta il corpo a diventare incandescente e rosso, poi arancione, poi giallo, poi bianco e infine azzurro. Se la temperatura aumenta ancora, il corpo emette la maggior parte della radiazione nella banda dell'ultravioletto. I colori che ci appaiono sono il frutto della combinazione di emissioni di diverse lunghezze d'onda. Le stelle più calde ci appaiono blu perché emettono la maggior parte della loro energia nella parte blu dello spettro; le stelle meno calde emettono invece soprattutto nella parte rossa dello spettro. Il punto dello spettro in cui avviene la maggiore emissione dipende dalla temperatura. La legge di Wien mette in relazione la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda per la quale è massima la radiazione emessa dal corpo stesso.
Sulla base di queste conoscenze è stato possibile effettuare ulteriori classificazioni delle stelle.
Classificazione di Harvard (Temperatura / Colore)
Una prima classificazione delle stelle (ideata nel "Harvard College Observatory" agli inizi del XX secolo) viene fatta con le lettere O, B, A, F, G, K, M in base al loro colore e quindi temperatura superficiale. Per aumentarne la precisione ciascuna classe poi è stata suddivisa in sottoclassi numerate da 0 a 9.
C'è una frase inglese che aiuta a ricordare l'ordine: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! (Oh, sii una ragazza gentile, baciami!).
Classi di Harvard
| Classe | Temperatura (°K) | Colore |
|---|---|---|
| O | 50.000 – 28.000 | azzurro |
| B | 28.000 – 9.600 | azzurro – bianco |
| A | 9.600 – 7.100 | bianco |
| F | 7.100 – 5.700 | bianco – giallo |
| G | 5.700 – 4.600 | giallo |
| K | 4.600 – 3.200 | arancione |
| M | 3.200 – 1.700 | rosso |
CLASSE O - Stelle bianco-azzurre di altissima temperatura fra 28.000°K e 50.000°K . Solo poche righe solcano lo spettro continuo e sono più che altro righe dell’elio neutro e ionizzato, nonché deboli righe dell’idrogeno. Un esempio è Naos (nella costellazione della Poppa) che brilla un milione di volte in più rispetto al Sole
CLASSE B - Stelle bianco-azzurre sui 9.600°K – 28.000°K . Mostrano righe dell’elio neutro mentre non ci sono più quelle dell’elio ionizzato; le righe dell’idrogeno sono più intense che nella classe O. Rigel (nella costellazione di Orione) è una supergigante di tipo B.
CLASSE A - Stelle bianche di temperatura fra 7.100°K e 9.600°K . Le righe dell’idrogeno hanno in questa classe la massima intensità; compaiono deboli righe di alcuni metalli, come calcio e magnesio. Questa categoria comprende stelle dalla luminosità assai differente come ad esempio Deneb (nel Cigno) o Sirio.
CLASSE F - Stelle bianche di temperatura fra 5.700°K e 7.100°K . Le righe dell’idrogeno, più deboli che nella classe precedente, sono ancora molto intense. Le righe dei metalli appaiono numerose. Un esempio è Fomalhaut nella costellazione del Pesce Australe.
CLASSE G - Stelle bianco-giallastre di temperatura fra 4.600°K e 5.700°K . Le righe dell’idrogeno sono ancora più deboli che nella classe F, mentre quelle dei metalli sono numerosissime ed intense: calcio neutro e ionizzato, ferro, magnesio, titanio, ecc. Quelle del calcio ionizzato (Ca II), note come righe H e K, che cadono nel vicino ultravioletto, sono fra le più intense dello spettro. A questa classe spettrale appartiene il nostro Sole
CLASSE K - Stelle "fredde" di colore rosso-arancio. Essendo la temperatura compresa fra 3.200°K 4.600°K lo spettro è fitto di righe dovute prevalentemente a metalli. Le righe dell’idrogeno sono assai deboli. Alcuni esempi sono Arturo o Alfa Centauri B
CLASSE M - Stelle ancora più fredde, avendo temperatura compresa fra 1.700 e 3.200°K e quindi color rossastro. L’atmosfera, cioè gli strati più esterni di queste stelle, contengono non solo elementi ma anche composti chimici e cioè molecole, le quali danno origine nello spettro a bande. A questa classe appartengono stelle come Antares e Betelgeuse
Notazioni addizionali sono per le novae (lettera Q), per le nebulose planetarie (lettera P) per le stelle di Wolf-Rayet (lettera W). Le classi C e S rappresentano rami paralleli alle classi di tipo G-M, differendo da loro solo per la composizione chimica superficiale.
Piu’ recentemente si sono aggiunte due classi per stelle che emettono principalmente nel vicino infrarosso. Tali stelle prendono anche il nome di nane brune.
CLASSE L - (1300K < T < 2500 K)La recente classe L contiene stelle di colore rosso molto scuro, che brillano principalmente nell'infrarosso. I loro gas sono abbastanza freddi da permettere a idruri metallici e vari metalli di mostrarsi nello spettro.
CLASSE T - ((T< 1300K )Alla fine della scala si trova la T. In questa classe si trovano sia stelle appena abbastanza grandi da potersi definire tali, sia alcuni oggetti sub-stellari, le cosiddette nane brune. Sono oggetti praticamente neri, che emettono poca o nessuna luce visibile ma molta radiazione infrarossa. La loro temperatura superficiale è di appena 1000 kelvin, contro i 50.000 gradi da cui partono le stelle O, all'inizio della scala. Nelle stelle di tipo T possono formarsi molecole complesse, come mostrano le spesso forti linee del metano nei loro spettri.
Diagramma H.R.
Le classificazioni che abbiamo visto sin ora si basavano principalmente sul colore e temperatura superficiale delle stelle ma nulla dicevano circa la loro luminosità intrinseca e le loro dimensioni reali.
Successivamente si osservò che alcuni spettri, pur presentando le righe nelle stesse posizioni, e quindi stesse temperature, mostrano un profilo molto diverso. Infatti si può’ vedere che maggiore e’ la pressione in un gas maggiore e’ l’allargamento della riga.
La pressione in una stella di raggio maggiore sarà ovviamente minore, a parità di massa, rispetto ad una stella di raggio minore.
Da dette righe di assorbimento si ricava la densità superficiale della stella che a sua volta dipende dalla massa della stella, quindi dalla sua luminosità intrinseca (magnitudine assoluta) e dal suo diametro.
Intorno al 1920, gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russel studiarono la relazione esistente tra le magnitudini assolute ed i tipi spettrali delle stelle. Il diagramma che mostra queste due variabili é ora noto come diagramma H-R.
Esso ordina tutte le stelle esaminate in un sistema di assi cartesiani dove, sull’asse delle ordinate viene riportata la luminosità (in termine tecnico, la “magnitudine
visuale assoluta”) e su quello delle ascisse il loro colore (tipo spettrale), legato alla temperatura della stella in superficie.
Si è visto che la maggior parte delle stelle si raggruppano su una diagonale, detta sequenza principale, che mette in relazione la temperatura e la luminosità (più una stella è luminosa più è “calda”).
Fanno eccezione tre gruppi di stelle: le giganti e le supergiganti, molto luminose ma relativamente fredde, e le nane bianche, calde e poco luminose. Questo diagramma si é rivelato indispensabile per comprendere l'ciclo di vita delle stelle e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari.
Esso permette di capire quali cambiamenti una stella subirà durante la sua vita, e di conseguenza di risalire all’età di una stella. Nel tempo, infatti, le stelle si trasformano, cambiando le loro caratteristiche, e di conseguenza sarà mutata la loro posizione nel grafico. Le stelle nella sequenza principale sono le più stabili: per questo motivo “sostano” in questa zona per molto tempo. Le giganti rosse e le nane bianche sono soltanto stadi evolutivi finali di stelle che si trovavano originariamente nella sequenza principale.
Classificazione di Yerkes (sistema MKK)
La classificazione spettrale di Yerkes, conosciuta anche come sistema MKK, dalle iniziali dei suoi inventori, è un sistema di classificazione spettrale introdotto nel 1943 da William W. Morgan, Phillip C. Keenan e Edith Kellman dello Yerkes Observatory).
Essa si basa essenzialmente sullo studio delle righe di assorbimento degli spettri stellari dalle quali si ricava la densità superficiale della stella che a sua volta dipende dalla massa della stella, quindi dalla sua luminosità intrinseca e dal suo diametro.
NB : La definizione di supergiganti, giganti, nane etc non dipende solo dalla grandezza ma anche dalla luminosità.
| Classe | Tipo | Descrizione |
|---|---|---|
| 0 | Ipergiganti | fino a 100 masse solari, grandi anche 2000 volte più del Sole |
| I | Supergiganti | da 10 a 50 masse solari, possono essere 1000 volte più grandi del Sole |
| II | Giganti Brillanti: | stanno al limite tra le Supergiganti e le Giganti. |
| III | Giganti | grandi almeno 18 volte più il Sole, la loro massa non è necessariamente elevata. |
| IV | Sub-Giganti | stanno al limite tra le Giganti e le Stelle di Sequenza Principale. |
| V | Stelle di Sequenza Principale: | tutte le stelle giovani, di qualsiasi dimensione e massa. |
| VI | Sub-Nane: | stanno al limite per luminosità tra Stelle di Sequenza Principale e Nane Bianche |
| VII | Nane bianche | stelle degeneri che possiedono una massa molto elevata, ma una dimensione e luminosità bassissime. |
Successivamente a seguito ad alcune modifiche nella lista delle stelle campione e nei criteri di classificazione, lo schema è stato rinominato sistema MK (dalle iniziali di William Morgan e Phillip Keenan).
Classe di luminosità estesa
|
Nella figuta sotto riportata, sono state applicante le classi di luminosutà di Yerkes al diagramma HR visto sopra.
L' attuale classificazione delle stelle è ancora basata sulla classificazione spettrale di Harvard. Essa però è stata rivista ed integrata con informazioni spettrali dedotte in tempi succesivi (vedi figura sotto).
La temperatura stellare è fornita in gradi Kelvin. Rricordiamo che : T(°C) = T(K) - 273,15).
Nella classificazione spettrale delle stelle oltre alla classe spettrale e alla classe di luminosità viene utilizzata anche una particolare nomenclature per varie peculiarità.
I codici maggiormente usati sono riportati di seguit :
Codici di peculiarità spettrale
- : Classe spettrale incerta e/o mista
- ... Esistono peculiarità spettrali non riportate
- ! Peculiarità speciali
- comp Spettro composito
- e Linee di emissione presenti
- [e] Linee di emissioni "proibite" presenti
- er Il centro delle linee di emissione è più debole dei margini
- ep Linee di emissione peculiari
- eq Linee di emissione con profilo P Cygni
- ev Linee di emissione che esibiscono variabilità
- f Linee di emissione N III e He II
- f* La linea N IV λ4058Å è più forte di quelle N III λ4634Å, λ4640Å, λ4642Å
- f+ Sono presenti le linee di emissione Si IV λ4089Å, λ4116Å oltre a quelle N III
- (f) Sono presenti le linee di emissione N III, assenti o deboli le linee He II
- ((f)) Sono presenti forti linee He II e deboli linee N III
- h Stella di Wolf-Rayet con linee di emissione dell'idrogeno
- ha Stella di Wolf-Rayet con linee di emissione e di assorbimento dell'idrogeno
- He wk Linee dell'elio deboli
- k Spettro con linee di assorbimento dovute al mezzo interstellare
- m Forti linee dei metalli
- n Linee di assorbimento allargate dovute alla rotazione della stella
- nn Linee molto allargate per l'alta velocità di rotazione della stella
- neb Lo spettro della stella si sovrappone con quello di una nebulosa
- p Stella peculiare.
- pq Spettro peculiare, simile a quello delle novae
- q Linee spostate verso il rosso e il blu
- s Linee di assorbimento assottigliate
- ss Linee di assorbimento molto assottigliate
- sh Linee molto ampliate, come nelle variabili γ Cassiopeiae
- v (o anche "var") Stella variabile
- w (o anche "wl" e "wk") Linee deboli
- d Del Gigante di tipo A o F con deboli linee H e K del calcio, come nel prototipo δ Delphini
- d Sct Stella di tipo A o F con spettro simile alla variabile a corto periodo δ Scuti
Codice se nello spettro si evidenzia un'abbondanza anomala di metalli
- Ba Linee del bario molto forti
- Ca Linee del calcio molto forti
- Cr Linee del cromo molto forti
- Eu Linee dell'europio molto forti
- He Linee dell'elio molto forti
- Hg Linee del mercurio molto forti
- Mn Linee del manganese molto forti
- Si Linee del silicio molto forti
- Sr Linee dello stronzio molto forti
- Tc Linee dello tecnezio molto forti
Codicei di peculiarità spettrali delle nane bianche
- : Classificazione incerta
- P Nane bianche magnetiche con polarizzazione individuabile
- E Linee di emissione presenti
- H Nana bianca magnetica senza polarizzazione individuabile
- V Variabile
- PEC Peculiarità spettrali
Nel riquadro sottostante sono riportati alcuni esempi di classifcazione spettrale di stelle famose.
- Dettagli
- Scritto da MAURO
- Categoria: astronomia
- Visite: 9542
Cosa sappiamo delle stelle
Le stelle
Le stelle sono fonte di osservazione e di studio, da parte dell' uomo, ormai da alcune migliaia di anni. Su di loro si sono concentrati gli studi delle menti più brillanti che hanno abitato il nostro pianeta 
(filosofi, fisici, matemateci, astronomi ecc). Su di loro si sono scritti una infinità di libri, opere e pubblicazioni scentifiche e per loro si sono costruiti strumenti di osservazione e di analisi sempre più potenti, precisi e tecnologici. Tuttavia, per la vastità e la complessità dell' argomento, la strada della conoscenza risulta ancora molto lunga e tortuosa tanto che possiamo già affermare, con assoluta certezza, che l' Uomo non riuscirà mai ad intravederne la fine. Intanto si continueranno ad osservare, si faranno nuove scoperte, si costruiranno nuovi strumento di osservazione e di analisi, si scriveranno nuovi libri. In questa sezione riassumeremo solo alcuni aspetti che ci sembrano fondamentali per la conoscenza e l' osservazione delle stelle lasciando, agli astronomi professionisti, l' arduo compito di portare a conoscenza dell' Uomo fenomeni così complessi, estranei e distanti dall' esperienze terrene tali da sfuggire alla umana comprensione.
A.M.
Le nostre conoscenze delle stelle sono notevolmente accresciute da quando il filosofo Giordano Bruno (1548-1600) venne messo al rogo per aver sostenuto, “tra le altre eresie”, che il Sole fosse una stella, quella più vicina a noi. Solo nel 1800, con lo sviluppo di tecniche di misurazione delle distanze come la parallasse e l’ uso della spettroscopia, l’ intuizione di Giordano Bruno poté essere confermata.
Il fatto di avere una stella così vicina di fatto ci ha aiutati a migliorare la conoscenza di questi straordinari corpi celesti.
Oggi sappiamo che le stelle sono sfere di gas che brillano di luce propria grazie alla notevole quantità di materia (principalmente idrogeno ed elio) che le compongono e che sprigiona una intensa forza di gravità in grado di avviare un processo di fusione nucleare al loro interno. A causa dei valori di pressione e temperatura raggiunti nel nucleo, gli elementi leggeri (come l'Idrogeno) vengono fusi in elementi via via più pesanti (come l'elio il carbonio ecc.) rilasciando energia in varie forme (soprattutto luminosa e termica). Questo processo può durare svariati miliardi di anni.
Molto di quello che sappiamo sulle stelle lo dobbiamo al Sole, che essendo la stella a noi più vicina, ci ha consentito di studiarne a fondo tutti gli aspetti fisico-chimici. Vi sono innumerevoli tipi di stelle in quando a grandezza, luminosità, temperatura e composizione chimica.
Nessuno conosce ancora il numero esatto delle stelle che, raggruppate in galassie, sono complessivamente centinaia di miliardi. Quelle visibili a occhio nudo dal nostro pianeta sono circa seimila e appartengono quasi tutte alla nostra galassia, la Via Lattea.
Come nasce una stella
Come gli esseri viventi, anche le stelle nascono , si evolvono e muoiono. Gran parte delle stelle che oggi possiamo osservare sono nate prima dell’umanità, ne deriva che la nascita di una stella, per l’ uomo, è un evento molto raro da poter osservare. Oggi grazie a potenti strumenti tecnologici sono state già osservate alcune stelle neonate e gli stessi sono già puntati verso zone dell’ universo dove si prevede possano nascere nuove stelle.
Le stella nascono da ammassi di gas ad alta densità costituiti essenzialmente da idrogeno (70% circa), da elio (30% circa) e tracce di elementi più pesanti. Questi ammassi vengono definiti come nebulose interstellari o anche nubi molecolari. In esse gli elementi, per effetti gravitazionali, iniziano ad interagire fra loro. Ciò comporta una contrazione con un aumento vertiginoso di densità. L’antagonismo tra le forze gravitazionali interne, che tendono a far contrarre l’ammasso di gas, e l’elevatissima pressione termica che ne deriva e che tende a farlo espandere, determina il destino dell’ astro nascente. Superata una certa massa critica (massa di Jeans), i materiali collassano generando così una protostella.
Essa si trova al centro della nube e la sua forza gravitazionale le permette di attrarre nuova materia interstellare, crescendo di massa e densità, e contemporaneamente di raggiungere temperature elevatissime per effetto del conseguente aumento della pressione termica che si sviluppa al suo interno. In questa fase, non vi è alcun tipo di reazione nucleare in grado di liberare energia e quindi la protostella continua a ridurre le proprie dimensioni. Il destino della protostella dipende dalla massa che la compone.
Una stella massiccia (di grande massa) in formazione permane in questa fase per qualche centinaio di migliaia di anni mentre per una stella di massa medio-piccola dura un periodo di circa 10–15 milioni di anni. Se la protostella possiede una massa inferiore a 0,08 masse solari (massa del sole pari a circa due quintilioni di chilogrammi) la temperatura raggiunta al suo interno non è in grado di contrastare la forza di gravità della materia che la circonda e pian piano questa collassa trasformandosi in una fredda e poco brillante nana bruna.
Nelle protostelle con massa maggiore di 0,08 masse solari il nucleo , ad un certo punto, raggiunge la temperatura di circa 10 milioni di gradi kelvin. Superata questa soglia la protostella diventa una stella. Nel nucleo della stella (nocciolo) la temperatura e la pressione sono talmente alte da trasformare la materia in uno stato detto plasma. Sempre nel nucleo avvengono le reazioni di fusione nucleare che trasformano gli atomi di idrogeno in atomi di elio, liberando energia principalmente sottoforma di raggi gamma e fotoni. Grazie all’energia liberatasi, la neonata stella è in grado di contrastare la forza gravitazionale esercitata dagli strati più esterni, evitandone il collasso verso il nucleo.
Come vedremo, in questa fase si trovano la maggior parte delle stelle osservabili e viene definita come sequenza principale del diagramma HR e può durare milioni o miliardi di anni durante i quali, la stella subirà variazioni, anche sensibili, di luminosità, raggio e temperatura. In ogni caso ogni stella trascorrerà circa il 90% della sua esistenza in queste condizioni. Il permanere in questa situazione di equilibrio, ancora una volta , dipende principalmente dalla quantità di massa che la compone. Indicando con massa solare (simbolo= M☉) la massa del nostro Sole, avremo la seguente casistica:
- Stelle con masse tra 0,08 e 0,8 M☉
Definite come nane rosse, si riscaldano mano a mano che l 'idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità delle reazioni nucleari e divenendo per breve tempo delle stelle azzurre; quando tutto l' idrogeno negli strati interni è stato convertito in elio, esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio.
- Stelle con masse tra 0,8 ed 8 M☉
Queste stelle attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo (core) subisce diversi collassi gravitazionali, aumentando la propria temperatura. Di consequenza gli strati più esterni si espandono e si raffreddano, assumendo una colorazione via via sempre più tendente al rosso. Ad un certo punto l'energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di idrogeno immediatamente circostante il nucleo di raggiungere la temperatura di ignizione della fusione nucleare. A questo punto la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile di subgigante , si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa con un nucleo inerte di elio e un guscio in cui prosegue la fusione dell'idrogeno e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.
- Stelle con masse superiori ad 8 M☉
Quando termina il processo di fusione dell'idrogeno in elio ed inizia la conversione di quest'ultimo in carbonio, le stelle massicce (con massa superiore ad 8 M☉) si espandono raggiungendo lo stadio di supergigante rossa. Non appena si esaurisce anche la fusione dell'elio, i processi nucleari non si arrestano ma, complice una serie di successivi collassi del nucleo ed aumenti di temperatura e pressione, proseguono con la sintesi di altri elementi più pesanti: ossigeno, neon, silicio e zolfo. La supergigante rossa può anche attraversare uno stadio alternativo, che prende il nome di supergigante blu. Durante questa fase la fusione nucleare avviene in maniera più lenta; per via di tale rallentamento, l'astro si contrae e, poiché una grande quantità di energia viene emessa da una superficie fotosferica più piccola, la temperatura superficiale aumenta, donde il colore blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di supergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e dimensioni intermedie rispetto alle due fasi. Una supergigante rossa può in qualsiasi momento, al rallentamento delle reazioni nucleari, trasformarsi in una supergigante blu.
Alcune stelle particolarmente rare ma anche particolarmente massicce vengono definite "ipergiganti". Sono molto luminose (classe luminosita "0"), la loro massa può arrivare fino ad alcune centinaia di masse solari e la loro temperatura superficiale è compresa fra i 3.500 K e i 35.000 K.
Ad oggi le conoscenze scientifiche sulle "ipergiganti" sono scarse, essendo molto rare. Possono avere differenti colori: il "blu" indica solitamente che la stella è relativamente calda, mentre il "rosso" indica che è relativamente fredda. Vi sono poi le ipergigante "gialle" con temperature medie che sono ancor più rare delle altre ipergiganti.
Appena nate, le stelle si posizionano lungo la Sequenza Principale del diagramma HR, in base alla loro massa: quelle di massa maggiore (anche fino a 100 volte la massa del Sole) si troveranno nella parte in alto a sinistra della fascia, infatti sono stelle molto massicce con un'altissima temperatura sulla superficie e molto luminose, di colore blu; poi via via scendendo lungo la fascia principale si incontrano stelle di massa, temperatura e luminosità sempre minore, fino ad arrivare a quelle con la massa minima possibile per una stella, di circa 0.08 volte la massa del Sole. Queste ultime sono stelle più "fredde", piccole e di colore rosso.
Come muore una stella
Anche l' evoluzione dell' ultima fase di vita di una stella dipende dalla sua massa. Stelle con masse diverse avranno diversi destini; vediamoli:
- nel caso di una stella più piccola di 8 masse solari, il nucleo diventa una nana bianca, dopo aver espulso gli strati più esterni che costituiranno una nebulosa planetaria.
- se la stella è più grande di 8 masse solari, essa esploderà in maniera spettacolare formando una supernova. Il nocciolo può diventare una stella a neutroni, una pulsar o un buco nero. In particolare le stelle "ipergiganti" hanno una evoluzione rapida, stimata in circa due milioni di anni, al termine dei quali esplodono in brillantissime "supernovae" o addirittura "ipernovae". Si ipotizza che una ipergigante, dopo l'esplosione, si trasformi in un buco nero estremamente denso e massiccio
Grandezza delle stelle
Le stelle vengono classificate principalmente in base ad analisi di tipo fotometrica e spettroscopica (vedi sezione “classificazione delle stelle”). Dallo “spettro” di una stella si ricavano informazioni sulla sua composizione chimica ma soprattutto informazioni circa l’ indice di colore, temperatura e luminosità intrinseca (tra indice di colore e temperatura esiste una relazione di proporzionalità). Dalla luminosità di una stella si ricava anche la sua massa , la sua densità e la sua superficie di conseguenza il suo raggio e quindi le sue dimensioni reali.
SI è visto che le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole (es. le stelle di neutroni) hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 km, mentre le più grandi (es. supergiganti ed ipergiganti) hanno raggi nell'ordine di alcune UA (Unità Astronomicha=149.600 Km).
Le dimensioni delle stelle solitamente non dipendono dalla loro massa e/o dalla loro luminosità assoluta. Vi sono stelle di minor massa che hanno dimensioni più grandi di stelle di massa maggiore; oltremodo vi sono stelle meno luminose ma più grandi di altre più luminose. Altresì ogni stella varia le sue caratteristiche e le sue dimensioni a seconda del periodo in cui si trova nel suo percorso evolutivo che si compie in tempi astronomici di milioni o miliardi di anni.
Potendo osservare il cielo, dallo stesso punto di osservazione, tra qualche miliardo di anni , lo troveremmo completamente mutato ed irriconoscibile. Oltre a trovare mutata la posizione di tutte le stelle a noi note, alcune di esse le troveremmo profondamente trasformate in dimensioni e luminosità, alcune spente (non più visibili), altre esplose (novae e supernovae) ed altre ancora completamente nuove (“nate” nel frattempo). Quindi la configurazione della volta celeste varia con il variare dell’ “epoca” in cui viene osservata.
Ciclo di vita delle stelle
Particolari indicazioni circa l’ evoluzione delle stelle, vengono fornite dal diagramma HR (prende il nome dagli astronomi Hertzsprung-Russell che l’ hanno ideato nel 1910 ) che mostra la relazione tra la luminosità e temperatura superficiale delle stelle.
Questi due parametri fisici sono fondamentali per ricavarne massa, età e composizione chimica.
Il “diagramma HR” permette di capire quali cambiamenti fisici una stella subirà durante la sua esistenza, parimenti di risalire alla sua età.
Appena nate, le stelle si posizionano lungo la Sequenza Principale del diagramma HR, in base alla loro massa: quelle di massa maggiore (anche fino a 100 volte la massa del Sole) si troveranno nella parte in alto a sinistra della fascia, infatti sono stelle molto massicce con un'altissima temperatura sulla superficie e molto luminose, di colore blu; poi via via scendendo lungo la fascia principale si incontrano stelle di massa, temperatura e luminosità sempre minore, fino ad arrivare a quelle con la massa minima possibile per una stella, di circa 0.08 volte la massa del Sole. Queste ultime sono stelle più "fredde", piccole e di colore rosso.
Le stelle trascorrono la maggior parte della loro vita, mentre cioè bruciano il loro "carburante" in condizioni di stabilità, nella Sequenza Principale
Si è visto che la maggior parte della popolazione stellare (circa il 90%) è composta da stelle nane con debole luminosità e diametri che vanno da 1/10 a 10 volte quello del Sole. Tra esse prevalgono numericamente le “nane rosse” che hanno una luminosità da 100 a 10.000 volte inferiore a quella del nostro Sole.
Le stelle giganti rappresentano circa l’ 1 % della popolazione stellare ed ancor più rare risultano essere le supergiganti e le ipergiganti. Tuttavia essendo molto più splendenti, quest’ ultime appaiono più numerose in quanto più visibili nel cielo notturno mentre le nane, specie quelle rosse, spesso restano invisibili alla nostra vista almeno che si trovino a distanze relativamente piccole ( inferiore a 5 anni luce).
NB. E’ bene ricordare che con i termini “nana”, “gigante” o “supergigante” non si identificano univocamente le dimensioni delle stelle poiché esse dipendono, a parità di luminosità, dal tipo spettrale. Le“supergiganti azzurre”, ad esempio, hanno un diametro massimo di 50 volte quello del Sole mentre le “supergiganti rosse” anno diametri fino a 1.000 volte quello del Sole.
Le stelle con massa compresa tra 0,08 M☉ e ~70 M☉ (M☉ = massa solare), hanno una ciclo di vita molto lento (alcuni miliardi di anni) dovuto ad una certa stabilità fisica derivante dall’ equilibrio idrostatico tra le forze di contrazione gravitazionali e quelle opposte di espansione dovute all’ energia irradiata dalla fusione nucleare (al disotto di 0,08 masse solari non avviene la fusione nucleare).
Sono le stelle che si trovano nella sequenza principale del “diagramma HR”.
La maggior parte di esse è rappresentata da stelle nane (il Sole che è una nana-gialla) che permangono pressappoco stabili per un periodo di alcuni miliardi di anni.
Al crescere della massa si accorcia il periodo di stabilità sino ad arrivare alle più massicce stelle blu con massa fino a ~70 masse solari e luminosità fino a 1000 volte quella del Sole che permangono stabili solo per pochi milioni di anni (vedi figura a lato).
Il periodo di stabilità finisce quando il processo di fusione nucleare ha consumato tutto l’ idrogeno a disposizione ; a questo punto inizia la fusione di elementi sempre più pesanti (elio e carbonio, azoto, ossigeno) contenuti al suo interno e ciò avviene in diverse fasi ed in tempi relativamente brevi. Ne consegue che la relazione tra temperatura e luminosità di queste stelle cambia e di conseguenza cambia le loro posizione nel “diagramma HR” (Vedi figura a lato).
In particolare le stelle con massa minore (meno di 5 M☉) abbandonando la "sequenza principale" si spostano verso la zona delle “giganti” e quelle con massa maggiore verso quella delle “supergiganti”.
Dopo un periodo di tempo limitato, si compie il destino finale di tali stelle: quelle “giganti” collassano in “nane bianche” e quelle supergiganti esplodono in spettacolari supernovae, lasciando al loro posto stelle di neutroni , pulsar o buchi neri (vedi sezione "Stelle degeneri).
Ciclo di vita del Sole
Il nostro Sole è una “nana gialla” che avendo una età di circa 4,5 miliardi di anni, si trova pressappoco alla metà del suo percorso evolutivo stabile (sequenza principale del diagramma HR).
Questa fase durerà altri 5,5 miliardi di anni durante i quali esso consumerà completamente l’ idrogeno a sua disposizione. A quel punto, dopo brevi periodi di instabilità contrassegnati da piccole contrazioni ed espansioni, si trasformerà in “gigante rossa” conservando la sua massa ma avendo una densità molto inferiore a prima ed una atmosfera molto rarefatta ed estesa.
Il suo raggio sarà circa 100 volte maggiore (circa 0,5 AU) e la luminosità circa 1000 volte maggiore. Mercurio e Venere saranno completamente assorbiti dal nuovo Sole mentre la Terra diventerà un pianeta rovente, in parte vaporizzato, che vi orbiterà attorno.
Dopo circa due miliardi di anni passati nella fase di gigante rossa, il Sole espellerà gli strati più esterni che diventeranno una nebulosa planetaria e il suo nucleo probabilmente diventerà una nana bianca cioè un oggetto degenere estremamente denso, in rapida rotazione attorno al proprio asse, con bassa luminosità, con una dimensione paragonabile a quella della Terra ma una massa paragonabile a quella del Sole.
Stelle da record
La stella più massiccia
Grazie all’utilizzo del “Very Large Telescope” (VLT) dell’ ESO, un gruppo di astronomi hanno scoperto una stella denominata R136a1.
Si tratta di una “ipergigante-blu” che si trova nella “nebulosa Tarantola” all’ interno della galassia “Grande Nube di Magellano”, a 165.000 anni luce da noi.
Possiederebbe una massa di circa 265 M☉ ed una luminosità pari a 8 - 10 milioni di volte quella solare (magnitudine assoluta =- 8,09). Risulta essere anche la stella più luminosa e la sua temperatura superficiale supera i 100.000 gradi F
La stella più grande
In termini di dimensioni fisiche , la stella UY Scuti è considerata la più grande stella conosciuta.
E’ una ”ipergigante rossa” situata nella “Via Lattea” nella costellazione “Scudo” a circa 9.500 anni luce di distanza da noi. La sua massa è di “solo” 30 M☉ ma il suo raggio è di oltre 1.700 volte maggiore del raggio del nostro Sole (circa 8 volte la distanza terra-sole).
Ha un volume di circa 5 miliardi di volte quello del Sole e una magnitudine assoluta bolometrica di -9,1 che la rende una delle stelle più luminose della nostra galassia.
La stella più piccola
Scoperta grazie ai dati raccolti dal cacciatore di esopianeti Wasp (gestito dalle università di Kelee, Warwick, Leicester e St Andrews) la stella più piccola Eblm J0555-57Ab che fa parte di un sistema binario.
Distante 600 anni luce da noi, nella costellazione del “Camaleonte”, rasenta il limite minimo di massa (0,08 M☉) sotto il quale non si può più generare una stella in quanto non si realizzano le fusioni nucleari.
Le sue dimensioni sono paragonabili a quelle di Saturno ma ha una massa molto maggiore di circa 0,081 M☉ e la sua luminosità è 2.000 - 3.000 volte minore di quella del nostro Sole .
La stella più veloce
La stelle “normali”, come il nostro Sole, orbitando attorno al centro galattico con velocità moderata, dell’ordine di max 100 chilometri al secondo.
Alcune cosiddette stelle iperveloci sfuggono a questo legame, viaggiando a velocità 10 volte superiori.
Utilizzando il telescopi Keck e Pan-Starrs, nelle Hawaii, un gruppo internazionale di astronomi, guidati da Stephan Geier dell’ESO (European Southern Observatory) hanno trovato una stella iperveloce che viaggia a circa 1200 chilometri al secondo, battendo ogni precedente record di velocità intergalattica.
Si tratta di una “nana bianca” chiamata US 708 nella costellazione dell’ “Orsa Maggiore” che appartiene ad piccolo gruppo di stelle definite esuli, in quanto possiedono una velocità tale da potere sfuggire alla forza gravitazionale della Via Lattea.
La sua velocità sarebbe dovuta alla esplosione in supernova della stella con la quale formava un sistema binario.
La stella ha una magnitudine apparente 18,8 e dista 61.970 anni luce da noi. Appartiene alla classe spettrale “sdOHe” con una temperatura superficiale di circa 44.000 K.
La stella con periodo di rotazione più rapido
Le stelle che hanno un periodo di rotazione molto rapido, si sa, sono le PULSAR (pulsating radio source).
Sono stelle di neutroni nate a seguito di violente esplosioni di supernovae che emettono segnali radio periodici.
La prima pulsar, che ruotava 641 volte al secondo (PSR B1937+21), fu scoperta dall’ astronomo Backer nel 1982. Nel 2007 fu scoperta una stella di neutroni (XTE J1739-285) che ruota con un periodo di 1122 giri al secondo.
Nel 2012, è stata scoperta, Telescopio spaziale Fermi, la pulsar millisecondo PSR J1311-3430. Con un periodo di rotazione stimato a 2,5 millesimi di secondo, oggi è la pulsar con una rotazione più veloce tra quelle conosciute.
La stella più lontana
Nell’ aprile 2018 i telescopi spaziali Hubble e Spitzer hanno individuato, in direzione della costellazione del Leone, la stella più lontana da noi chiamata Icarus ( nome ufficiale MACS J1149+2223 Lensed Star 1).
Icarus è molto più grande del nostro Sole e centinaia di migliaia di volte più luminosa. Si tratta di una “supergigante blu” che dista circa 9 miliardi anni luce da noi; appartiene alla “classe spettrale B “ ed ha una” magnitudine apparente di +28,4.
La stella più vicina
Proxima Centauri è una stella “nana rossa” di classe spettrale M5.5 Ve , posta a circa 4,2 anni luce da noi (270 000 volte la distanza fra la Terra e il Sole ) in direzione della costellazione del Centauro .
E’ la stella a noi più vicina ed é parte di un sistema triplo noto come “α Centauri AB”.
Il sistema è composto da “α Centauri A” e “α Centauri B” , due stelle nane (una gialla e l’ altra arancione) che orbitano molto vicine tra loro (circa 39,5 UA ) attorno ad un centro comune di massa.
Attorno alle due stelle, ad una distanza maggiore ( circa 13 000 UA), orbita “Proxima Centauri” con un periodo di circa 550 000 anni ed elevata eccentricità orbitale (e=0,5).
Grazie alla sua vicinanza da noi è stato possibile misurare direttamente il suo diametro e si è visto che, rispetto al Sole, il suo raggio è circa un settimo, la sua massa circa un ottavo mentre la densità è quaranta volte superiore.
Le due componenti principali del sistema, “α Centauri A” e “α Centauri B”, sono troppo vicine fra di loro per poter essere distinte ad occhio nudo ed appaiono quindi come una unica stella di magnitudine -0,2 quindi molto luminosa ( la a tersa più luminosa dopo Sirio e Canapo) visibile dall’ intero emisfero sud e alle basse latitudini settentrionali.
In realtà “α Centauri A ha una magnitudine apparente di – 0,27; α Centauri B di +1,27 ; Proxima Centauri di +11,05 ( quest’ ultima resta quindi invisibile ad occhio nudo).
- Dettagli
- Scritto da MAURO
- Categoria: astronomia
- Visite: 2266
Costellazione Altare - Ara (Ara)
| Constellation Map, by IAU and Sky&Telescope magazine |
 |
Costellazioni confinanti:
- Corona Australis, Scorpius, Norma, Triangulum Australe, Apus , Pavo, Telescopium
Stelle principali :
- α (alfa) Arae, mag. 3.0, è una stella bianco-azzurra distante 267 a.l.
- β (beta) Ara, mag. 2.9, è una supergigante gialla distante 646 a.l.
- γ (gamma) Ara, mag. 3.3, è una gigante bianco-azzurra distante 1113 a.l.
- δ (delta) Ara, mag. 3.6, è una stella bianco-azzurra distante 198 a.l.
- ζ (zeta) Ara, mag. 3.1, è una gigante arancione distante 486 a.l.
Oggetti notevoli:
- NGC 6193 è un ammasso brillante di circa 30 stelle, distante più di 4000 a.l., la cui stella più brillante ha una magnitudine di 5.6. All’ammasso è associata una nebulosa irregolare, NGC 6188.
- NGC 6397 è un ammasso globulare grande e brillante, visibile con un binocolo o un piccolo telescopio. Distante 7200 a.l., è uno degli ammassi globulari più vicini a noi.
Note: La costellazione dell'altare, seppure relativamente debole e poco nota, risale all'antichità greco-romana, quando venne visualizzata come l'altare sul quale il Centauro si accinge a sacrificare il Lupo. Un'altra leggenda vedeva in essa l'altare degli dei. Ara si trova in una parte della Via Lattea ricca di oggetti celesti, a sud dello Scorpione.
Mitologia: Secondo la leggenda greca, questa costellazione rappresentava l'altare attorno al quale gli Dei giurarono la loro fratellanza nella lotta contro i Titani.
Non vi sono stelle di particolare interesse.
Non vi sono oggetti MESSIER nella costellazione
| Oggetto | Tipo | Mag. app. | A.R. | Decl. | Immagine |
|---|---|---|---|---|---|
| NGC 6188 | NEBULOSA BRILLANTE | - | 16 40.1 | -48 40 |  |
| NGC 6300 | GALASSIA | 10.2 | 17 17.0 | -62 49 |  |
| NGC 6397 | AMMASSO GLOBULARE | 05.7 | 17 40.7 | -53 40 |  |
| NGC 6362 | AMMASSO GLOBULARE | 08.3 | 17 31.9 | -67 03 |  |
| NGC 6352 | AMMASSO GLOBULARE | 10.7 | 17 25.5 | -48 25 |  |
| NGC 6193 | AMMASSO APERTO | 05.2 | 16 41.3 | -48 46 |  |
| IC 4651 | AMMASSO APERTO | 06.9 | 17 24.8 | -49 56 |  |
| NGC 6326 | NEBULOSA PLANETARIA | 12.0 | 17 20.8 | -51 45 |  |
| IC 4642 | NEBULOSA PLANETARIA | 12.4 | 17 11.8 | -55 24 |  |
- Dettagli
- Scritto da MAURO
- Categoria: astronomia
- Visite: 2326
Costellazione Auriga - Auriga (Aur)
| Constellation Map, by IAU and Sky&Telescope magazine |
 |
Costellazioni confinanti:
- Camelopardalis, Perseus, Taurus, Gemini, Lynx
Stelle principali :
- α (alfa) Aur (Capella, la capretta), mag. 0.08, distante 42 a.l. In realtà una binaria spettroscopica, costituita da due stelle gialle che orbitano l’una intorno all’altra con un periodo di 104 giorni, senza però eclissarsi.
- β (beta) Aur (Menkalinan), distante 81 a.l., è una variabile a eclisse bianco-azzurra con magnitudine approssimata di 2.0, che varia di circa 1/1O di magnitudine con un periodo di 3.96 giorni.
- δ (delta) Aur binaria rossa magn.3,7
- ε (epsilon) Aur(Al Anz), una supergigante bianca distante circa 2000 a.l., è una binaria a eclisse con un periodo eccezionalmente lungo. Normalmente è di 3° magnitudine, ma ogni 27 anni scende a mag. 3.8, essendo eclissata da una compagna invisibile, e rimane eclissata per un anno. Secondo una teoria, la compagna di e υ(ipsilon) Aurigae è una stella giovane circondata da un disco di materia. L’ultima eclisse si è verificata nel 1983, è la stella più in alto nel triangolo che individua "the kids",la stella visibile orbita attorno ad una compagna il cui raggio risulta essere 2000 volte quello del Sole, ovvero quasi un miliardo e mezzo di Km., la più grande stella che si conosca.
- η (eta) Aur Hoedus 2 azzurra magn.3,1
- ι (iota) Aur Hassaleh rossa magn.2,7
- ζ (zeta) Aur, distante 785 a.l., è una stupenda binaria a eclisse, costituita da una gigante arancione intorno a cui orbita una piccola stella azzurra, con un periodo di 972 giorni. Durante le eclissi, la magnitudine di δ(zeta) Aurigae passa da mag. 5.0 a 5.7.
- θ (theta) Aur, distante 165 a.l., è una stella bianco-azzurra di mag. 2.6. Ha per compagna una bianca di mag. 7.5 che, a causa della sua vicinanza e debole luminosità, può essere separata solo con un’apertura di almeno 100 mm e un forte ingrandimento.
- ω (omega) Aur, distante 225 a.l., è una stella doppia di mag. 4.9 e 8.0, visibile con un piccolo telescopio.
- 14 Aur, distante 285 a.l., è una doppia di mag. 5.0 e 8.1, risolubile con un piccolo telescopio.
- UU Aur è una variabile rosso cupo distante più di 3000 a.l. Varia in modo quasi regolare tra la 5° e la 7° magnitudine con un periodo medio di 235 giorni.
Oggetti notevoli:
- M 36 (NGC 1960) distante 3800 a.l., è un piccolo ammasso di circa 60 stelle, visibile con un binocolo e risolubile nelle singole stelle con un piccolo telescopio. M36, M37, M38 sono tre ammassi aperti composti per lo più da stelle blu, ovvero stelle relativamente giovani.
- M 37 (NGC 2099) è il più ricco degli ammassi in Auriga, contenendo circa 150 stelle di cui una dozzina sono giganti rosse , cioè stelle più anziane delle altre, da cui si deduce che dei tre ammassi sia anche il più vecchio.. Osservato con un binocolo, appare come una vaga macchia non risolta, ma un telescopio di 100 mm lo risolve in uno scintillante campo di "polvere di stelle", mettendo in evidenza una stella arancione più brillante situata al centro.
- M 38 (NGC 1912) distante 3600 a.l., è un grande ammasso aperto di circa 100 stelle di debole luminosità, visibile con un binocolo; osservandolo con un telescopio, si può notare la sua forma a croce. Vicino ad esso si trova la debole macchia di NGC 1907, un ammasso molto più piccolo e meno luminoso.
- NGC 2281 distante 5400 a.l., è un ammasso di circa 30 stelle, visibile con un binocolo. Osservandolo con un telescopio, si può vedere che le stelle sono disposte a mezzaluna e che quattro stelle più brillanti formano una losanga.
Note: Riconoscibile dal pentagono formato dall'unione delle sue stelle che appaiono più luminose includendo anche la stella β(beta) del Toro, era nota sin dai tempi dei babilonesi. La costellazione dell'Auriga è caratteristica dei mesi dell'inverno boreale, da novembre ad aprile; è facile da individuare, grazie alla sua forma a pentagono, con l'angolo nord-occidentale formato dalla brillante stella Capella, la sesta stella più brillante del cielo, di colore giallo. La parte centrale della costellazione è invece attraversata da un ricco campo della Via Lattea ed abbonda di stelle deboli di fondo. La parte più settentrionale si presenta quasi circumpolare alle latitudini medie boreali, mentre resta sempre molto bassa nella fascia temperata australe.
Mitologia: Questa costellazione onora Erictonio, re di Atene. Nato zoppo il re inventò il carro per potersi spostare: Giove rimase così colpito da questa invenzione che decise di onorarli ponendoli in cielo. Spesso però questa costellazione viene disegnata come un uomo che tiene in braccio due piccole caprette, "the kids" in figura, ed una terza capra sulla spalla.Auriga, una delle più antiche costellazioni ancora in uso, risulta così essere un miscuglio di due personaggi e due mitologie.
Non vi sono stelle di particolare interesse.
| Oggetto | Tipo | Mag. app. | A.R. | Decl. | Immagine |
|---|---|---|---|---|---|
| M36 | AMMASSO APERTO | 6 | 05:36:00 | 34 |  |
| M37 | AMMASSO APERTO | 5.6 | 05:52:00 | 32 |  |
| M38 | AMMASSO APERTO | 6.4 | 05:29:00 | 35 |  |
| Oggetto | Tipo | Mag. app. | A.R. | Decl. | Immagine |
|---|---|---|---|---|---|
| IC 410 | NEBULOSA BRILLANTE | 07.5 | 05 22.7 | +33 25 |  |
| IC 417 | NEBULOSA BRILLANTE | - | 05 28.1 | +34 25 |  |
| IC 405 | NEBULOSA BRILLANTE | 10.0p | 05 16.5 | +34 21 |  |
| NGC 2281 | AMMASSO APERTO | 05.4 | 06 48.3 | +41 05 |  |
| NGC 1960 | AMMASSO APERTO | 06.0 | 05 36.3 | +34 08 |  |
| NGC 1912 | AMMASSO APERTO | 06.4 | 05 28.7 | +35 51 |  |
| NGC 1907 | AMMASSO APERTO | 08.2 | 05 28.1 | +35 20 |  |
| IC 2149 | NEBULOSA PLANETARIA | 10.0 | 05 56.4 | +46 06 |  |