biancia stelle

Caratteristiche delle stelle

Le stelle si trovano a distanze enormi dalla Terra. Per misurare queste distanze si usa l'anno luce, cioè la distanza che percorre la luce viaggiando nel vuoto a 300.000 Km/sec per un anno, ovvero 9500 miliardi di Km.

Caratteristiche delle stelle

La stella più vicina al sistema solare si trova a 4 anni luce da noi (proxima centauri). È a cusa di questa grande distanza che le stelle, che anche più grandi del sole ci appaiono come puntini.

Se due stelle sono identiche ma si trovano a distanze diverse dalla Terra quella più vicina ci appare più brillante di quella lontana.

Esistono molti tipi di stelle, che possono differire molto tra di loro per le dimensioni ed il colore Le giganti rosse sono molto più grosse del nostro Sole che a sua volta è molto più grande di quelle di una nana bianca. Le nane bianche hanno dimensioni molto più grandi delle stelle di neutroni.

Vega: 3 volte il raggio solare

Sirio e Altair: 1,5/ 1,7 volte il raggio solare

Sirio B e Omicron Eri: poco più grandi della Terra

Le stelle, in funzione delle loro dimensioni, sono classificate in: • Nane • Giganti • SuperGiganti

Deneb: 50 raggi solari

Antares: 230

Zeta Auriga: 160

Beta Pegaso: 150 Alfa acquari: 110

Le stelle SUPERGIGANTI possono raggiungere dimensioni (raggio, diametro, volume) di quasi 1.000 volte superiore alle NANE. Orbite dei pianeti interni

Alcune fra le stelle più belle e luminose dell’emisfero boreale Nome comune

Costellazion e

Colore

Luminosità Relaz. Sole

Mv

Temp Sup. K

Diametr o

Dista n-za a.l.

Stagio -

Note

ne

Arturo

Bootes

Arancio

115 (s)

-0,06

4500

32 (s)

37

Primav.

gigante

Spica

Vergine

biancoblu

2.300 (s)

+1,0

2000 0

8 (s)

275

Primav.

binaria eclisse

Regolo

Leone

biancoblu

160 (s)

+1,3 6

1300 0

4 (s)

85

Primav.

sull’eclittica

Deneb

Cigno

biancoblu

100.000 (s)

+1,3

9700

290 (s)

2000

Estate

s.gigante

Vega

Lira

blu

50 (s)

0,00

1000 0

3 (s)

25

Estate

luce stabile

Altair

Aquila

9 (s)

+0,7 7

8600

1,5 (s)

16,6

Estate

ellittica

Antares

Scorpione

rossa

9000

+1,0

2800

700 (s)

500

Estate

s.gigante

Betelgeuse

Orione

rossa

15.000 (s)

+0,8

3000

800 (s)

650

Inverno

s.gigante.

Rigel

Orione

60.000 (s)

+0,1 4

1200 0

50 (s)

900

Inverno

s.gigante

Sirio

Cane Magg.

bianca

26 (s)

1000 0

1,8 (s)

8,7

Inverno

doppia

Aldebaran

Toro

rossarancio

125 (s)

+0,8 6

3400

37 (s)

68

Inverno

gigante

Capella

Auriga

Gialla oro

160 (s)

+0,0 5

6000

13 (s)

43

Inverno

gigante

Biancazzurr a

biancazzurr a

(s) = rispetto al nostro Sole

(s) ?

-1,42

Il colore delle stelle dipende dalla temperatura della loro superficie: Le stelle più fredde (3000°5000°) hanno colore dal rosso scuro all'arancio.

Le stelle con temperature superficiali di 6000° hanno colore giallo.

Le stelle con T di 10.000 gradi hanno colore bianco, mentre quelle con T alte di circa 20.000° C sono le stelle giganti azzurre.

Analizzando lo spettro della luce proveniente dalle stelle fornisce agli astrofisici informazioni riguardo alla composizione delle stelle.

Lo spettro in fisica è la figura di diffrazione creata dalla scomposizione di luce o piÚ in generale radiazioni elettromagnetiche proveniente da una sorgente in funzione della lunghezza d'onda (o, il che è equivalente, della frequenza o del numero d'onda) mediante il passaggio attraverso un prisma di vetro o un reticolo di diffrazione.

Origine delle stelle Come il nostro sole le stelle si sono formano a partire da una nube di materiale interstellare collassata.

Ovvero la forza di gravitĂ fa cadere il materiale verso un centro.

La vita e la morte delle stelle L'energia delle stelle è nucleare: deriva dalla fusione di due atomi di idrogeno che diventano un atomo di Elio. Nella trasformazione una piccolissima parte della massa dei primi due atomi si perde: viene trasformata in energia secondo la relazione di Einstein:

E = mc

2

Dove m è la massa che viene persa (piccolissima) e c è la velocità della luce pari a 300.000 Km/sec.

Le reazioni iniziano ad avvenire quando dalla nebulosa iniziale si condensa e le condizioni di pressione e temperatura innescano le reazioni nucleari.

La stella durante la sua vita rimane stabile finchĂŠ la pressione esercitata dalle radiazioni emesse bilancia la gravitĂ , impedendo agli strati esterni di collassare nel nucleo.

Le stelle muoiono quando esauriscono la loro scorta di combustibile nucleare.

La vita di una stella può durare miliardi di anni, comunque il destino di una stella dipende dalla sua massa.

La fine delle Stelle La stella continua la sua vita normale fino a che non si esaurisce l’idrogeno nel cuore della stella.

Questi continui bruciamenti-fusione dell’idrogeno, sugli strati esterni del nucleo, fanno ricadere gli elementi risultanti dalla fusione (He ….) , sul nucleo stesso, aumentandone la massa-peso .

Raggiunto un limite specifico, la stella non sopporta più il proprio peso e subisce un nuovo e più profondo collasso che può portare il nucleo a temperature di circa 100 milioni di gradi.

A questa temperatura avviene la fusione-bruciamento dell’Elio che con la sua pressione ristabilisce momentaneamente l'equilibrio termodinamico .

L’involucro esterno, invece, subisce una dilatazione che porterà l’astro ad ingigantirsi e, di conseguenza, a raffreddarsi in superficie.

Questa fase segna il passaggio che porterà l'astro allo stato di gigante rossa.

Betelgeuse, gigante rossa della costellazione di Orione, vista e fotografata dal telescopio spaziale Hubble.

La fine delle stelle  Dalle Giganti Rosse alle Nane Bianche Non tutte le stelle, una volta arrivate allo stato di Gigante Rossa, sono in grado di raggiungere temperature sufficienti nel nucleo per il bruciamento dell’elio e di altri elementi più pesanti. In effetti, se la massa della stella è modesta, come il nostro Sole, tale situazione non si presenta.

Comunque vada, tutte le stelle fino ad una massa pari a circa 1,5 volte quella del Sole, una volta esaurite tutte le riserve di materiale nel nucleo, subiscono un profondo collasso gravitazionale a causa del proprio peso, espellendo contemporaneamente, nello spazio circostante, tutta la materia dell’involucro esterno e formando così quello stato che in astronomia si chiama nebulosa planetaria. Al centro rimane solo il nucleo, messo a nudo perchè privato del gas esterno in espansione; tale nucleo, luminosissimo, prende il nome di nana bianca ; per cause meccaniche, la sua rotazione è dell’ordine di alcune decine di giri per ogni secondo.

Nebulose Planetarie con nana bianca al centro.

A sinistra la Spirograph; a destra la Formica

 Quando le stelle esplodono: Le Supernove Il processo che porta all’esplosione di una stella è quasi simile a quello visto fino ad ora ma con una rilevante differenza, dipendente dalla massa iniziale della stella che, in questi casi, deve essere di almeno 1,5 volte quella del Sole. Questa variante riguarda il core: il collasso, che avviene al termine della combustione degli elementi presenti nel nucleo, è repentino a tal punto da liberare enormi quantità di energia in pochissimi secondi. La reazione a questo rapido collasso è appunto una grande esplosione di tipo meccanico più che nucleare .

Al momento dell’esplosione la temperatura del nucleo può raggiungere alcuni miliardi di gradi!!!!!

Queste stelle, prima di raggiungere lo stato limite che le porterà ad esplodere, attraversano la fase di Super Gigante Rossa, le cui dimensioni superano di centinaia di volte il raggio solare.

 Le Supernove La “storia” della stella Sanduleak esplosa come supernova SN1987A nel febbraio del 1987. E’ la supernova più studiata in tutta la storia dell’astronomia ; ad essa dobbiamo la conferma di modelli teorici precedenti e l’elaborazione di nuovi modelli molto dettagliati su questo straordinario fenomeno, fase terminale dell’evoluzione di stelle massicce.

 Resti di supernove e stelle di Neutroni A seguito dell’esplosione di una stella, i resti del materiale che circondava il nucleo vengono sospinti nello spazio circostante a velocità dell’ordine delle migliaia di km/s. Man mano che il fronte gassoso espulso avanza attraverso la spazio circostante , allontanandosi dalla stella progenitrice, va ad occupare un volume sempre maggiore, raffreddandosi e diventando sempre meno visibile. Sarà questo materiale che andrà a costituire parte di nuove stelle di popolazione “I”.

Parte della nebulosa ‘’Velo del Cigno” nella costellazione del Cigno

Nebulosa (parte) Simeis147 nella costellazione del Toro

 La teoria dei Buchi Neri Un “buco nero” è un corpo (!?) celeste estremamente denso, dotato di un'attrazione gravitazionale mostruosa, talmente elevata da non permettere l'allontanamento di alcunché dalla sua superficie, nemmeno di radiazioni elettromagnetiche, luce inclusa. Tale superficie ideale è denominata orizzonte degli eventi.

Poiché neanche la luce riesce a fuggire da questo orizzonte, l'oggetto celeste risulta invisibile: la sua presenza può essere attestata solo indirettamente.

Per formare un buco nero la stella progenitrice deve avere una massa pari ad almeno 8 volte quella del nostro Sole. Stelle di queste dimensioni sono molto rare nel nostro universo; per questo e per quanto detto sopra è molto difficile individuare con certezza quella voragine gravitazionale chiamata “buco nero”.

Una stella ed un buco nero costituenti un sistema binario.

La materia della stella, cadendo nell’enorme campo gravitazionale del buco nero spiraleggia e, infine, vi scompare dentro definitivamente

 La teoria dei Buchi Neri

Gli astronomi pensano che al centro di ogni galassia dell’universo ci sia un buco nero supermassiccio che, in diverse occasioni, può essere rilevato attraverso la materia che cade dentro il suo campo gravitazionale, emettendo radiazioni X, gamma e radio , facilmente rilevabili .

La foto qui a fianco mostra il nucleo di una galassia nel cui centro sembrano verificarsi quei fenomeni che danno prova dell’esistenza di un buco nero supermassiccio.

Le Nebulose  Cosa sono e come si differenziano fra loro

Lo spazio interstellare non è vuoto, ma è attraversato da una tenue materia composta da gas e polveri, la quale ci si presenta sotto due diversi aspetti: visibile e non visibile.

Alla prima categoria è stato dato il termine di “nebulose”, cioè agglomerati di gas e pulviscolo interstellare con densità media di 1.000 volte superiore alla normalità. Inoltre, l’estensione di queste nubi, normalmente decine e, a volte, centinaia di a.l., fa sì che si rendano appariscenti se illuminate dalla luce di una o più stelle, ad esse vicine , contemporaneamente.

Ci sono nebulose che emanano luce non direttamente generata da loro, ma attraverso un meccanismo di diffusione. E’ per questo che sono chiamate nebulose diffuse. Ciò che rende effettivamente visibili questi oggetti è il solo pulviscolo, che costituisce appena l’uno per cento del gas. Per avere una idea della quantità di polvere in una di queste nebulose, bisognerebbe disperdere un cucchiaino di sabbia in un cubo di 700 Km di lato!

 Nebulose ad emissione Si manifestano attraverso un fenomeno diverso dalla diffusione e lo fanno con meccanismi che non coinvolgono il pulviscolo, ma il gas. Difatti le stelle vicine o immerse nella nebulosa stessa, eccitano l’idrogeno presente nella nube, ionizzandolo, trasformando così l’invisibile radiazione ultravioletta emessa dalle stelle, in radiazione visibile. Pertanto le nebulose ad emissione fanno un’opera di trasformazione: assorbono, attraverso il gas presente, la radiazione più intensa delle stelle e la riemettono sotto forma di radiazione visibile per l’occhio umano.

Nebulosa denominata Laguna (M8) visibile nella costellazione del Sagittario

Le nebulose Nebulose a riflessione e nebulose a emissione si trovano spesso insieme, qualche volta sono entrambe definite come nebulosa diffusa.

Nebulosa di Orione (M42) esempio di nebulosa diffusa

ď ą Ammassi Globulari

Gli ammassi globulari annoverano da decine a centinaia di migliaia di stelle, agglomerate in un raggio di centinaia di a.l.

A differenza degli ammassi aperti, i globulari sono situati nell’alone della Galassia e seguono delle orbite ellittiche intorno al centro galattico con un tempo medio di circa 300 milioni di anni.

Gli ammassi globulari , pur attraversando due volte per ogni rivoluzione il piano della loro galassia, l’enorme spazio vuoto fra stella e stella, rende estremamente improbabile delle collisioni.

Ammasso globulare (M13) visibile nella costellazione di Ercole

Le Galassie

Le Galassie  Cosa è una Galassia?

Una Galassia è il sistema più grande e meglio organizzato di stelle che popola l’Universo.

Possiamo paragonare le galassie a degli Universi-isola che “galleggiano” nello spazio.

Oltre alle stelle, le galassie contengono, in diversa percentuale, zone composte da polveri e gas che, sotto particolari condizioni, andranno a formare il materiale dal quale nasceranno le nuove stelle e i loro pianeti.

Galassia M33, visibile nella costellazione del Triangolo.

Foto di Paolo Calcidese dell’Osservatorio Astronomico della Regione Valle d’Aosta a SaintBarthélemy

ď ą Caratteristiche

della nostra Galassia

Questa immensa isola che è la nostra Galassia, ha la forma di un disco molto appiattito, di almeno 100.000 anni-luce (a.l.) di diametro e solamente 2.000-6.000 a.l. di spessore, Ad oggi sono stati individuati sicuramente almeno 3 bracci della spirale : uno detto del Sagittario che si trova a 6.000 a.l. in direzione del centro della Galassia; un altro il braccio di Orione nel quale si trova il Sole; il terzo è il braccio del Perseo a 5.000 in direzione periferica.

Le Galassie  Caratteristiche della nostra Galassia(2)

Diversamente dall’apparenza, la distanza media fra 2 stelle “vicine”, del disco della Galassia, è molto elevata: nella zona dove è posto il nostro Sole è di circa 6 a.l., paragonabile a 2 chicchi di mais lontani fra loro di 200 km! Queste distanze medie si riducono sensibilmente andando verso il centro, dove si pensa che le stelle dovrebbero avere una distanza media reciproca di qualche settimana luce!!

Ricostruzione artistica della nostra Galassia

Le Galassie  Cosa è la Via Lattea?

La Via Lattea è la GALASSIA cui appartiene il sistema solare; essa è anche nota come la Galassia, per antonomasia In ASTRONOMIA OSSERVATIVA, il termine designa la debole banda di luce bianca che attraversa la sfera celeste, formata dalle stelle situate nel disco della galassia stessa.

E’ proprio a causa dell’elevato numero di stelle visibili in quella direzione che ci appare come una via biancastra cui è stato dato appunto il nome di Lattea. Questa via si allarga in direzione del centro della Galassia , che si trova nel Sagittario) a causa dello spessore del bulge che è maggiore di quello del disco.

Parte della Via Lattea

Le Galassie  La classificazione delle Galassie Una delle cose che ha colpito di più gli astronomi dopo l’avvento della fotografia, è stata la grande varietà di forme delle Galassie. Una prima descrizione dettagliata e tuttora valida della morfologia è stata fatta da H. Hubble nel lontano 1926. Secondo Hubble esistono tre grandi categorie di galassie: le Ellittiche, le Spirali e le Irregolari.

ď ą La classificazione delle Galassie: le Ellittiche

ď ą La classificazione delle Galassie: a spirale

L'espansione dell'universo L'Universo è un gigantesco spazio vuoto, in cui di tanto in tanto (molto raramente) si incontrano granellini di materia incandescente (stelle).

Studiando gli spettri della luce delle stelle è stato scoperto che tutte le altre galassie si stanno allontanando da noi, e più sono lontane più velocemente si allontanano.

Questo è stato scoperto grazie all'effetto red shift, ovvero lo spettro delle stelle lontane è spostato verso il rosso.

Questo si spiega con l'effetto Doppler.

Effetto Doppler

L'effetto Doppler è un cambiamento apparente della frequenza o della lunghezza d'onda di un'onda percepita da un osservatore che si trova in movimento rispetto alla sorgente delle onde.

La luce delle stelle si comporta come il suolo di una sirena che si allontana da noi

Espansione dell'universo L'allontanamento delle galassie si può spiegare se si pensa che l'Universo si stia espandendo e durante l'espansione lo spazio trascina con se le galassie.

Il Big Bang Se immaginiamo di vedere al contrario il film dell'Universo vedremmo che tutte le galassie, tornando indietro nel tempo, si avvicinano fra di loro, fino a convergere in un unico punto dove circa 15,5 miliardi di anni fa era presente tutta la materia e l'energia dell'universo: quel momento iniziale è il Big Bang.

Con questa esplosione hanno inizio lo spazio ed il tempo come li conosciamo noi.

Il Big Bang La teoria prevede che ancora oggi una parte dell'energia iniziale del Big Bang sia diffusa in tutto lo spazio, visto che lo spazio si è espanso si tratterà di una radiazione a bassissima temperatura.

Questa radiazione esiste ed è stata misurata (3° K) e si chiama radiazione di fondo.

Il destino dell'Universo dipende dalla quantità di materia che esso possiede. Noi possiamo misurare la materia visibile ma sappiamo che esiste (e dovrebbe essere moltissima) anche la materia oscura di cui si sa ancora poco.

Universo chiuso In un universo chiuso, mancando l'effetto repulsivo dell'energia oscura, la gravità fermerebbe l'espansione dell'universo, che inizierebbe quindi a collassare in un'unica singolarità (Big Crunch) analoga al Big Bang.

Universo aperto Se la materia si rivelasse “poca”, l'universo si espanderebbe indefinitamente, rallentando di poco il suo moto a causa della forza di gravità. Con l'energia oscura l'espansione non solo è continua, ma è pure in accelerazione. Le possibilità circa il destino ultimo di un universo aperto sono o la morte termica, o il Big Freeze, o il Big Rip, in cui l'accelerazione provocata dall'energia oscura diventa così forte che supera gli effetti delle forze gravitazionale, elettromagnetica e nucleare debole.