Unità di misura delle distanze

- Unità astronomica (U.A.): è uguale alla distanza media tra Terra e Sole (149.600.000 km)
- Anno luce: distanza percorsa in un anno dalla luce alla velocità di 300.000 km/s
- Parsec (parallasse-secondo): distanza dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre perpendicolarmente sotto un angolo di 1”.
Il parsec deriva dal metodo della misura dell’angolo di parallasse usato per misurare la distanza delle stelle. La parallasse è lo spostamento di un oggetto da un punto di riferimento molto lontano (per es, lo spostamento di una stella rispetto a uno sfondo di stelle lontanissime quando è osservata da due punti differenti).

Le stelle

Le stelle sono suddivise in base alla magnitudine e la luminosità è misurata con fotometri fotoelettrici. Magnitudine e luminosità sono inversamente proporzionali, cioè maggiore è la magnitudine, minore è la luminosità. Inoltre esiste la magnitudine apparente e la magnitudine assoluta: la magnitudine apparente è la luminosità di una stella dal nostro punto di osservazione. La magnitudine assoluta è la luminosità che una stella mostrerebbe se fosse posta a una distanza di 10 parsec da noi.
Per misurare la magnitudine di una stella è necessario conoscere la distanza, che però si può misurare solo per un numero limitato di stelle. Per questo si usano gli “spettri” che dividono le stelle in “classi” in base alla loro composizione chimica. Le stelle appartenenti a una stessa classe hanno più o meno la stessa luminosità intrinseca.
Lo spettro è una striscia formata da bande con tutti i colori dell’iride (dal rosso, lunghezza d’onda maggiore, al blu, lunghezza d’onda minore) oppure da una serie di righe luminose, a seconda della natura chimica della sorgente luminosa. Gli spettri si ottengono con esami spettroscopici usando gli spettroscopi.
I colori dello spettro dipendono dalla temperatura della stella, quindi ci sono diversi “tipi spettrali”. Le stelle sono suddivise in “classi spettrali”, ognuna indicata con una lettera: O B A F G K M (R N S)

Legge di Stefan:

[math]L = S x T[/math]
(Luminosità = superficie \times temperatura)

dove:
-

[math]L = m^2[/math]
(luminosità = massa al quadrato)
-
[math]t =\frac{m}{L}=\frac{m}{m^3}=\frac{1}{m^2}[/math]

Il diagramma H-R è stato inventato da Hertzsprung e Russell: sull’asse x si pone la temperatura (quindi le classi spettrali in ordine decrescente), sull’asse y si pone la luminosità (crescente) o la magnitudine (decrescente).
Quasi tutte le stelle si trovano nei pressi della diagonale, in una striscia detta “sequenza principale”. Le stelle qui presenti sono tutte in fase stabile, mentre in basso a sinistra si trovano le nane bianche e in alto a destra le giganti rosse. Il grafico è un’istantanea dell’Universo, in cui è scritta la vita delle stelle: esse nascono, si evolvono (mediante la fusione di 4 nuclei di idrogeno in un unico nucleo di elio; per ogni nucleo di elio che si forma si perde lo 0,7% della massa) e muoiono. Il punto della sequenza principale in cui la stella si colloca dipende dalla sua massa; in generale, salendo lungo l’asse y la massa aumenta, andando avanti lungo l’asse x la massa diminuisce. La parte superiore del diagramma è la prima a disgregarsi poiché le stelle in esso contenute sono quelle con grande massa, luminosità e temperatura che bruciano in fretta.

La Via Lattea

La nostra Galassia comprende il sistema solare, circa 6000 stelle visibili ad occhio nudo e la Via Lattea, la fascia di aspetto lattiginoso formata da innumerevoli stelle. La Galassia ha forma di un disco centrale detto nucleo galattico da cui si dipartono lunghi bracci a spirale. Il Sole occupa una posizione periferica, si trova sul bordo esterno del braccio di Orione. Tutte le stelle dei bracci ruotano intorno al centro della Galassia.

Inoltre ci sono gli ammassi stellari: gli ammassi aperti comprendono stelle giovani, disposte in modo irregolare (come le Pleiadi); gli ammassi globulari con stelle più vecchie distribuite regolarmente a formare una sfera.

Registrati via email