Geologia - stelle

Le stelle

STELLE: corpi celesti di massa consistente, che emettono energia sotto forma di radiazioni elettromagnetiche. Tale energia viene prodotta attraverso le reazioni termonucleari, che si realizzano al loro interno.

La distanza delle stelle

La distanza Terra-stelle si ottiene sfruttando l'effetto di parallasse

Parallasse

spostamento apparente di un oggetto rispetto ad uno sfondo lontano, visto da due diversi punti di osservazione

per le stelle: PARALLASSE ANNUA (moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole)

P = angolo di parallasse annua:equivalente a metà dello spostamento apparente di una stella in 1 anno, e corrisponde all'angolo sotto cui vedremmo raggio dell'orbita terrestre intorno al Sole e l'orbita stessa

P inversamente proporzionale alla sua distanza dalla Terra (St):Conoscendo P posso ottenere la distanza

d (pc) = ¹⁄_P

dove:

• Par = angolo di 1^/_/ arco

Unità astronomica (UA)

Unità astronomica (UA) = distanza media Terra-Sole (150.000.000 km)

Parsec (pc) = distanza su cui un corpo celeste si trova per P_parevisse ad angoloparsec = 1⁄_P arco (1 pc = 206265 UA)

Anno luce (al) = distanza percorsa nel vuoto dalla luce in un anno (1 al = 10.000 miliardi di km = 0,31 pc)

La luminosità

Luminosità apparente: questa luminositàmisurata dalla Terra, dipende non solo dalla quantità di energiache essa irradia, ma anche dalla sua distanza da noi

Luminosità assoluta: questa luminositàmisural'energia totale irradiata dalla stella in unità di tempo.L_ass = cost S T⁴ dove S = dimensioni della superficie di emissione, T = temperatura superficialePiù il corpo è grande e caldo, più è luminoso^-263

L_sole = 3,83 × 10^-263J/s

La magnitudine

Magnitudine: parametro per poter confrontare la luminositàdi una stella con la luminosità delle altre, strabende unascala, telarina

Magnitude apparente

di un astro si delle ugual distanza dalla terra. con l'astro più vicino e più splendente e la stella polare.

Scala delle magnitudini apparenti:

• Unite a una stella
• 2.5 - 1 lo stimoa di magnitudine 1

Le stelle più luminose hanno magnitudini O, oppune anche negative

es. SOLE: magnitudine apparente -26.8

Magnitude assoluta

è la magnitude apparente che avviamente le stelle si pototessero vedere aidostatcia 10 di la (3.26 di diametro

• Astro più vicino alla terra ha una magnitude dimenstraruta di quella apparente
• Astro più lontano ha una magnitude assoluta minore di quella apparente

Molte strade hanno luminosità variolare, e sono culmate variorali

Colori e temperatura di una stella

Le steue, tradiciono ai loto intero, tulele radiazioni electromagnetiche dello spettro, tuttavia possono avere colori aversi

Il colore è determinato dalle radiazione predominante per intensità perfetta

dalladio solo dalla temperatura superficiale della stele

Stele più fredde (3000k) -- stalle rosse

Steile più calde (40000k - 60000 k ) -- stelle azzurre

Analisi spectale della una delle stelle

Gli spetti delle stelle sono smpre spett di assorbiminto. Gli spetti ci ciascuna stella contenen una serie di inguare, compatone alle radiazloni assorbite the degli elementi present degni strati estermi.

• composne chimica-- alla parte superficiale della stella con averne già stesso elementi chimici a diverse quantita:
• idnogeno ed _elio (97%)
• temperatura superficiale: stele di equale colore coferra spetti simili, costituran analolgamente elementonqusta

(O, B, A, F, G, K, M)

7 classei

Spetrali principali, suduivisein sottoclasse

• Alle stese cloe spettrale non
• stelle con
• mesma tempiratura superficiale
• gulutsto nello spettro simile (grovoei delle differenze

Le stelle della sequenza principale

In una stella appena formata :

• gli STRATI ESTERNI → gas in gran parte ionizzato, caldo e rarefatto
• nel NOCIOLO → la materia si trova allo stato di plasma

Qui elettroni si separano dai nuclei ed entrambi escono mescolano liberamente

Avvengono quelle reazioni TERMOMUCLEARI che trasformano idrogeno in elio : nuclei di H (idrogeno) si fondono fino a formare 4¹H → ⁴He + E

Per questo la superficie della stella è molto più fredda rispetto al nocciolo.

Tale energia viene assorbita molto lentamente dagli involucri circostanti il nocciolo, che la trasferiscono verso l’ esterno durante questo tragitto.

Parte dell’ energia viene usata per riscaldare l’INTERNO della stella e quindi una pressione di radiazione

(Come contrasto la forza gravitazionale)

In queste condizioni una stella è STABILE : non si espande e non si contrae perché in ha equilibrio fra la pressione della forza di gravità e la pressione radiale.

(Forivitdallstella)

Sulla SEQUENZA PRINCIPALE, la posizione dipende dalla massa.

• MASSA MAGGIORE (^{> 5}) : piu mass e calde, consumano piu velocemente l’H e la permanenza di tali stelle è più breve
• MASSA MINORE (basso 0 an) consumano più lentamente e rimaneggio no maggiormente nelle sequenze principali.

La fase di STABILITA’ è destinata a finire : poiché per le reazioni nucleari non puo vivra sempre di idrogeno : esito nocciolo e, quindi con la pressione vie suppress, la stelle reagisce. Durante questo stato le reazioni di idrogeno si arrestino, e comincia a utilizzare le caratteristiche graviazioni Equin uno

La stella rincomincia a

_{< m < 0.5 Masse Solari} Contrazione → aumenta nuleona` non sufficienti per raggiungere nuovi si deasni intensica nuove reazioni termonucleoari Contrazione produceIncremento aumento di `Densita e Pressione stella inizia nella fase finale della sua vita e muore >_{< m > 0,5 masse solari},^~ aumento della temp. interna, che riscalda la ziona centrale (He) e inizia a contrattare (H) >volume di equilibrio reazioni di fusione dell’elio Zona centrale : 100 Milioni K e prevalso avid zona di fusione nuclei che trasformano He in carbonio ( 3 He —>¹²C + α(esc)) Stadi più estremo: si speadexto., i involucri esterni in piu serie: Si dilata 'l’attreflada , assume i ‘coloi deffiatura’ GIGANTE ROSSA ( aiuto a dx )