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L'UNIVERSO - LA SFERA CELESTE E LE COORDINATE CELESTI

geografia astronomica


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COME NASCONO LE STELLE

L'UNIVERSO

 

LA SFERA CELESTE E LE COORDINATE CELESTI

Guardando il firmamento si ha l'impressione che la Terra si trovi al centro di un'enorme sfera cava, sulla cui superficie interna vediamo proiettati tutti gli astri. Questa sfera celeste sembra ruotare intorno a noi da Est verso Ovest; in realtà è il nostro pianeta che ruota su se stesso in senso contrario girando intorno a un ideale asse terrestre, il cui prolungamento nello spazio, dalla parte del Polo Nord, sfiora una piccola stella, che, proprio per la sua posizione è stata chiamata Stella Polare. In As 929d31j tronomia si usa prendere in considerazione la sfera celeste quando si vuole determinare la posizione di un astro rispetto alla Terra. Naturalmente, per far questo occorre fissare alcuni elementi di riferimento: il principale di essi è l'asse terrestre, poi abbiamo lo Zenit che è il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore qualunque incontra la volta celeste, mentre il punto opposto si chiama Nadir.



LE STELLE E LE LORO CARATTERISTICHE

Per catalogare e conoscere le stelle bisogna esaminare:

  • la magnitudine, apparente e assoluta;

La diversa luminosità delle stelle è la caratteristica che ha suggerito, fin dai tempi di Tolomeo, di suddividere le stelle in classi sulla base del loro splendore, introducendo sei ordini di grandezza: la prima grandezza per le più luminose, la sesta per le più deboli, ancora visibili a occhio nudo. Oggi, però, il termine "grandezza" è sostituito da magnitudine e la luminosità di una stella viene accuratamente misurata con appositi fotometri fotoelettrici, da questo si è resi conto che esistono stelle ancora più luminose di quelle di prima magnitudine allora si è passati alla magnitudine zero e alle magnitudini negative. Sappiamo inoltre che una stella appare più o meno luminosa a seconda della sua distanza quindi la magnitudine di cui abbiamo parlato è detta apparente mentre se le singole stelle fossero poste ad una distanza standard di 10 Parsec mostrerebbero la magnitudine assoluta.

  • i colori, la temperatura e gli spettri stellari;

Lo studio dei corpi luminosi e lontani avviene con esami spettroscopici. Con l'impegno di opportuni strumenti, gli spettroscopi, un qualunque raggio luminoso dà origine ad uno spettro, cioè una striscia formata da bande con tutti i colori dell'iride. Gli spettri sono una specie di impronte digitali dei vari elementi chimici, infatti, esaminando le posizioni e gli spessori delle righe possiamo determinare gli elementi e i composti chimici del corpo da cui proviene la luce. Per questo le stelle vengono classificate in una serie di classi spettrali, ordinate in funzione di valori decrescenti di temperatura.

DIAGRAMMA H-R

Sappiamo che tutte le stelle producono energia. Vi sono però delle stelle azzurre, per esempio, molto più luminose che trasformano la loro materia in energia con un ritmo molto più rapido di quello di una stella rossa. Evidentemente, quindi, anche le stelle hanno una loro evoluzione. Quello che disponiamo per ricostruire tale evoluzione, che si svolge in tempi lunghissimi, è il diagramma H-R, inventato dagli astronomi E. Hertzsprung e N.H. Russel, in cui si possono collocare le varie stelle ponendo in ascissa la loro temperatura e in ordinata la luminosità.

LE STELLE NASCONO E INVECCHIANO: DALLE NEBULOSE ALLE GIGANTI ROSSE

L'origine delle stelle sono le nebulose, formate da polveri e gas freddi. E' probabile che le stelle nascano dai cosiddetti globuli di Bok, all'interno dei quali possono innescarsi dei moti turbolenti, provocati ad esempio dall'esplosione di una vicina stella, che frammentano questi globuli in ammassi più piccoli, all'interno dei quali la reciproca attrazione gravitazionale dà inizio ad un processo di aggregazione. Con il proseguire l'energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica e di conseguenza aumenta la temperatura del corpo gassoso che si trasforma in una protostella. A causa sempre della forza di gravità, la contrazione prosegue e la protostella si riscalda ulteriormente dando origine alle razioni termonucleari. Se questo non dovesse accadere a causa della scarsa massa iniziale il corpo si raffredderebbe dando vita ad una nana bruna (una stella mancata). Intanto il calore liberato dalle reazioni fa aumentare la pressione dei gas verso l'esterno, fino a compensare al forza di gravità: si giunge così ad una fase di stabilità durante la quale la stella si trova nella sequenza principale del diagramma H-R. Quando quasi tutto l'idrogeno è ormai consumato, il nucleo di elio che si è formato, molto più denso del nucleo di idrogeno originario, finisce per collassate, cioè per contrarsi su se stesso. Inseguito, per l'alta temperatura l'involucro gassoso esterno della stella si espande enormemente fin quando la superficie si dilata e si raffredda, la forza di gravità ferma l'espansione e si raggiunge un nuovo equilibrio. La stella ora è diventata una gigante rossa; se l'espansione supera però il punto di equilibrio, sarà seguita ben presto da una contrazione e da un'espansione, tanto che la stella sembrerà pulsare. Dopo questa fase l'evoluzione stellare segue vie diverse a seconda della massa iniziale della stella:



1.       Le stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del Sole, tendono a collassate gradualmente fino a divenire corpi delle dimensioni della terra. Sarebbe questa l'origine delle nane bianche, che sono destinate a raffreddarsi lentamente.

2.       Le stelle con massa iniziale come quella del Sole finiscono ugualmente come nane bianche ma allo stadio di giganti rosse espellono i loro strati più esterni che, trascinati via da un vento stellare, danno origine a nebulose planetarie. In alcuni casi si osservano, invece, vere e proprie esplosioni che si manifestano con un improvviso aumento di luminosità. Tali stelle sono dette novae.

3.       Le stelle con massa iniziale che supera di almeno una decina di volte quella del Sole si innescano via via nuove reazioni termonucleari, fino alla formazione di un nucleo di ferro. A questo punto il collasso si fa così rapido e violento da liberare un'enorme quantità di energia, che provoca un'enorme esplosione dando origine così ad una supernova.

4.       Le stelle con massa di qualche decina di volte quella del sole, dopo la fase di supernova il collasso gravitazionale continua e la densità aumenta dando origine ad un buco nero (black hole), fuori dall'universo e da qualunque legge conosciuta fin ora. Il buco nero non può esplodere di nuovo, ma può solo implodere, ossia esplodere dall'esterno verso l'intero.






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