Ominide 852 punti

Le costellazioni sono raggruppamenti convenzionali delle stelle visibili a occhio nudo. Le stelle che ne fanno parte si trovano a distanze molto diverse dalla Terra, anche se sembrano su uno stesso piano (per questione di prospettiva).

Sfera celeste: enorme sfera cava al centro nella quale si ha l’impressione che stia la Terra e sulla cui superficie interna vediamo proiettati tutti gli astri. Essa sembra ruotare da Est verso Ovest, ma in realtà è il nostro pianeta che ruota in senso contrario, girando attorno ad un ideale asse terrestre, il cui prolungamento nello spazio, dalla parte del Polo nord, sfiora la stella polare. La sfera celeste si prende in considerazione per determinare la posizione di un astro qualsiasi rispetto alla Terra. È necessario, però, fissare degli elementi di riferimento:
- I poli celesti Nord e Sud: i due punti in cui l’asse terrestre prolungato nello spazio incontra la Sfera celeste;
- Lo zenit: punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore incontra la volta celeste;

- Il nadir: punto opposto allo Zenit;
- L’orizzonte celeste: circonferenza massima che divide la Sfera celeste in un emisfero superiore e uno inferiore e che si ottiene tagliando la Sfera celeste con un piano perpendicolare alla retta verticale all’osservatore.
I primi tre elementi si trovano su una circonferenza massima chiamata meridiano celeste del luogo di osservazione. L’equatore celeste, invece, è il circolo massimo descritto dalle stelle nell’apparente moto di rotazione della Sfera celeste attorno all’asse. Tutte le stelle che non si trovano su questo circolo massimo, descrivono delle circonferenze, i paralleli celesti.
Quando l’Equatore celeste e l’orizzonte celeste non coincidono, la loro intersezione individua Est e Ovest, punti che segnano rispettivamente la posizione da cui sembra sorgere e tramontare un astro che percorre l’Equatore celeste. L’orizzonte è tagliato in altri due punti dal meridiano del luogo: Nord e Sud. Questi quattro punti sono i punti cardinali.
La declinazione celeste è la distanza angolare tra l’astro considerato e il piano dell’Equatore celeste; l’ascensione retta è la distanza angolare dell’astro dal meridiano celeste che passa per il punto γ (punto in cui si trova il Sole nell’equinozio di primavera).

Per esprimere le distanze tra i corpi celesti, si usano queste unità di misura: Unità astronomica (U.A.), distanza media tra Terra e Sole; Anno luce (a.l.), distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa (300000 km/s); Parsec (parallasse-secondo, pc), distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l’angolo di 1'' (la parallasse è lo spostamento apparente di una stella rispetto a uno sfondo di stelle lontanissime, quando venga osservata da due punti separati da una certa distanza).

Magnitudine: misura della luminosità delle stelle, la quale è divisa in classi (prima 6, ora di più, dalla più alla meno luminosa) che hanno una differenza di luminosità di circa 2,5 volte. Una stella appare più o meno luminosa sia per la sua luminosità intrinseca, sia per la sua lontananza dalla Terra.
La luminosità da noi percepita è la magnitudine apparente, mentre quella assoluta è la luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero poste a una distanza da noi pari a 10 parsec.
Per conoscere la magnitudine assoluta di una stella, bisogna anche conoscere la sua distanza da noi, che si può ottenere grazie agli spettri, una caratteristica delle stelle che consente di suddividerle in classi, ciascuna delle quali riunisce astri con, in media, la medesima luminosità intrinseca. Da qui si classificano le stelle di cui si conosce la distanza, per risalire alla magnitudine assoluta specifica di ogni classe. Grazie alla magnitudine assoluta, possiamo anche risalire alla distanza di una stella per confronto con la sua magnitudine apparente.
Vi sono stelle che mutano la loro luminosità a intervalli regolari: sono le variabili pulsanti.
Stelle doppie: stelle molto vicine che si inseguono girando intorno a un centro di rotazione comune (ci sono anche sistemi multipli di stelle).

Tramite gli spettroscopi, un qualunque raggio luminoso dà origine a uno spettro, cioè a una striscia formata da bande con tutti i colori dell’iride (il rosso corrisponde alla lunghezza d’onda maggiore, il blu a quella minore), oppure da una serie di righe luminose, la cui posizione e il cui numero dipendono dalla natura chimica della sorgente luminosa. Possono essere: spettro continuo (luce), spettro di emissione (gas), spettro di assorbimento (luce attraverso gas).

Il tipo spettrale dipende anche dalla temperatura del corpo emittente: all’aumentare della temperatura, diminuisce la lunghezza d’onda delle radiazioni luminose che esso mette in prevalenza (si passa dal rosso al blu).
Il tipo spettrale è la caratteristica comune delle stelle che appartengono alla stessa classe spettrale (le classi spettrali sono ordinate in funzione di valori decrescenti della temperatura). Dalle analisi spettrali si è scoperto che le atmosfere stellari sono composte perlopiù da idrogeno (H: 80%) ed elio (He: 19%). Inoltre grazie ad esse si può sapere quando un corpo si allontana o si avvicina alla Terra: nel primo caso le righe del suo spettro risultano spostate verso il rosso, nel secondo verso il blu (conseguenza dell’effetto Doppler, che si verifica per ogni tipo di radiazione, come la luce, se la sorgente si muove).

Nebulose: ammassi di fine materia interstellare di aspetto simile alla nebbia; possono essere nebulose oscure (prive di luce), a riflessione (debolmente luminose, se attraversate dalla luce di stelle molto brillanti e molto vicine), a emissione (dotate di una tenue luce propria: in genere sono gas che emettono luce per fluorescenza, provocata da radiazioni ultraviolette di stelle vicine).

Il gas che forma il Sole è in equilibrio dinamico: scendendo dalla superficie verso l’interno, il peso dei gas che gravitano sugli strati sottostanti aumenta di continuo, insieme alla densità dei gas. Avverrebbe un collasso gravitazionale se alla gravità non si opponesse la pressione dei gas, che tende a farli dilatare e che aumenta con la temperatura.

L’equilibrio del Sole dipende, dunque, dal progressivo aumento di temperatura dei gas con la profondità (al centro: c.ca 15 milioni di Kelvin di temperatura e 134g/cm³ di densità). Qui non esistono più legami molecolari e il gas è formato da elettroni liberi e nuclei atomici, essenzialmente di idrogeno ed elio, in continuo veloce movimento per l’elevata temperatura: a volte avvengono tra essi delle collisioni così violente da provocare una fusione termonucleare, che trasforma idrogeno in elio; in essa una parte di massa scompare (il Sole ne perde ogni secondo 4,5 milioni di tonnellate) e si converte in energia.

Diagramma HR: le stelle sono collocate ponendo in ascissa la loro temperatura e in ordinata la luminosità. La maggior parte delle stelle si trovano in una sequenza principale, disposte in ordine da quelle blu, più calde e con massa maggiore, fino a quelle rosse, più fredde e di massa minore. In alto a destra ci sono le giganti rosse, molto più luminose, quindi con una superficie radiante molto più estesa (alcune di esse sono le supergiganti). In basso a sinistra ci sono le nane bianche, molto meno luminose e molto più piccole.
Grazie a questo diagramma si può quindi conoscere l’evoluzione delle stelle.
1. Le fucine delle stelle sono le nebulose, formate di polvere e gas freddi. È probabile che le stelle nascano dai Globuli Bok, addensamenti di polveri e gas che appaiono come nuclei oscuri e circoscritti all’interno della diffusa luminosità delle nebulose. In essi possono innescarsi moti turbolenti che frammentano i globuli in ammassi più piccoli, nei quali l’attrazione gravitazionale tra le particelle della nebulosa, costrette ad avvicinarsi, dà inizio a un processo di aggregazione. Pian piano l’energia si trasforma da gravitazionale e cinetica, di conseguenza aumenta la temperatura del corpo, che si trasforma in una protostella, da cui partono gran quantità di radiazioni infrarosse.

2. Per la forza di gravità, la contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda. Se la massa iniziale è scarsa si ha una nana bruna, perché non si raggiunge temperatura sufficiente per innescare le reazioni termonucleari, quindi il corpo arresta la sua contrazione e si raffredda. Se la massa è sufficiente, c’è un riscaldamento fino a 15 milioni di K e così iniziano le reazioni termonucleari. Il calore fa aumentare la pressione dei gas verso l’esterno, fino a compensare la forza di gravità. Si raggiunge così una fase di stabilità che hanno le stelle della sequenza principale.
3. Quando quasi tutto l’idrogeno è ormai consumato, il nucleo di elio, molto più denso di quello dell’idrogeno, finisce per collassare (si contrae su se stesso); in tale processo si riscalda fino a c.ca 100 milioni di K, attivando reazioni termonucleari che trasformano l’elio in carbonio. Per l’alta temperatura l’involucro gassoso esterno della stella si espande enormemente: la superficie si dilata e si raffredda, finché la forza di gravità ferma l’espansione e si raggiunge un nuovo equilibrio. La stella è diventata una gigante rossa. Se la massa iniziale è molto grande, si hanno temperature che portano a reazioni termonucleari che producono nuovi elementi chimici, ma a un certo punto il combustibile si esaurisce, la pressione del campo gravitazionale non è più contrastato e la stella è alla fine.

Dalla gigante rossa:
- se la massa iniziale era inferiore a quella del Sole, si ottiene una nana bianca, densissima, che si raffredda gradualmente, con la materia in stato degenerato (nuclei di atomi immersi in un mare di elettroni);
- se la massa iniziale era tipo Sole, si ottiene una nana bianca passando da un’altra fase: le giganti rosse espellono i loro strati più esterni, che vengono portati via dal vento stellare e vanno a formare le nebulose planetarie, nubi sferiche di gas in espansione. Dopo migliaia di anni non avvengono più reazioni e la stella inizia a raffreddarsi; poi la nebulosa scompare e la stella centrale, compatta e nuda, diventa una nana bianca. A volte, invece, ci sono delle esplosioni stellari (novae), che si manifestano con un improvviso aumento di luminosità (processo di c.ca 1 anno);
- se la massa era più grande di quella del Sole (almeno x10), le temperature interne arrivano a miliardi di gradi, attivando reazioni termonucleari che portano alla formazione di nuovi elementi. Poi il collasso è così violento che l’energia liberata dà vita ad un’esplosione (supernova): parte della stella si disintegra e viene lanciata nello spazio. La massa della stella rimanente è talmente grande che la contrazione fa assumere alla materia un’altissima densità (nana bianca x1milione). Così elettroni e protoni si fondono e si forma una stella di neutroni.
- se la massa era molto più grande di quella del Sole (x decine), dopo la supernova la contrazione prosegue, la densità aumenta e si forma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso. Si forma il buco nero, un oggetto freddo che attira in sé qualunque cosa, ma non ne fa uscire nessuna. In esso non valgono le leggi che conosciamo, inoltre non può esplodere, ma solo implodere.

Le reazioni termonucleari trasformano l’idrogeno in elio, ma in stelle molto più massive del Sole, esse possono produrre tutti gli elementi fino al ferro, grazie all’elevata temperatura. Gli elementi più pesanti, invece, possono formarsi solo nelle condizioni presenti nelle prime fasi di esplosione di una supernova. Questi elementi si mescolano alla materia interstellare, che può concentrarsi e formare nebulose, dalle quali possono nascere nuove stelle, formate quindi da atomi “riciclati” (es. Sole).

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