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LO STUDIO DELLE STELLE - LE DISTANZE ASTRONOMICHE

geografia astronomica




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LO STUDIO DELLE STELLE

Le stelle sono corpi celesti luminosi,di alcune stelle possiamo determinare luminosità,composizione chimica,massa e temperatura. L'astrofisica è il settore dell'astronomia che studia l'evoluzione dei corpi celesti.


LE DISTANZE ASTRONOMICHE

Per determinare la distanza dei pianeti e stelle relativamente vicine il metodo più usato è quello della PARALLASSE TRIGONOMETRICA. Il principi del metodo è se 232g67c mplice: per misurare la distanza di un pianeta o di una stella è sufficiente attendere lo spostamento dell'osservatore causato dal moto di rivoluzione(p. annua) e rotazione(p diurna) della terra.

Nel caso di una stella l'angolo di parallasse si può determinare fissando la posizione della stella in un dato momento e ripetendolo dopo sei mesi. Determinate le due posizioni è sufficiente costruire un triangolo che ha per base il diametro dell'orbita terrestre e per lati i segmenti che congiungono la posizione reale della stella con le posizioni della stella a distanza di sei mesi. La base del triangolo è nota e l'angolo che ha al vertice è tanto più piccolo quanto più la stella è distante. La metà dell'angolo è l'ANGOLO DI PARALLASSE che si definisce come un angolo sotto al quale si vedrebbe il semiasse maggiore,l'angolo di parallasse si definisce parsec si determina in base alla relazione d= 1/p

All'interno del sistema solare si usa esprimere le distanze in UA unità astronomica che equivale alla distanza media terra sole 149600000km. Un'ulteriore unità di misura delle distanze astronomiche è l'anno luce (al ) cioè la distanza della luce percorsa in un anno corrisponde a 0,31 parsec.




LUMINOSITA' E MAGNITUDINE DELLE STELLE

La luminosità dipende da due fattori: la quantità di luce che emettono e la loro distanza dal nostro pianeta.

Per misura la luminosità si usa la SCALA DELLE MAGNITUDINI. Le stelle sono divise in sei classi di grandezza dette MAGNITUDINI APPARENTI: alla prima classe appartenevano le stelle più luminose mentre le più fioche alla sesta classe. Si pensava che ogni classe avesse luminosità doppia dell'altra classe ovvero la prima classe avessero una luminosità doppia di quelle di magnitudini due. Poi si scopri che le stelle di classe 1 sono centro volte più luminose di quelle di classe 6 la variazione di luminosità è di 2,5 volte.

E'stata scelta una stella campione che è quella Polare cui è dato valore 2. si è definita la magnitudine apparente con la formula di POGSON m=m0 - 2,5 log L/L0 dove m è la magnitudine della stella in esame e m0 quella della stella di riferimento mentre L/L0 è il rapporto delle rispettive luminosità.

La magnitudine apparente è influenzata dalla distanza della stella. Per confrontare stelle poste a diverse distanze dalla Terra si parla di MAGNITUDINE ASSOLUTA è la magnitudine apparente che le stelle avrebbero se fossero collocate tutte alla stessa distanza di 10 parsec dalla terra.

M=m+5-5logd. Dove d è la distanza reale della stella espressa in parsec. Se conosciamo la magnitudine assoluta di una stella e la confrontiamo con quelle del Sole(4,9) possiamo trovare la luminosità vera e le sue dimensioni reali. La LEGGE DI STEFAN dice che la luminosità intrinseca di un oggetto dipende solo dal raggio della superficie emittente e dalla temperatura alla quale avviene l'emissione della luce: L=4Πr2σT4 dove L è la luminosità vera,r il raggio della superficie emittente e T la sua temperatura assolatura e σ la costante di 5,67 108J/m2k4s.

Leavitt studiò alcune Cefeidi situate alla stessa distanza dalla terra capì che le stelle con il perido di pulsazione più lungo erano le più luminose. La legge di Leavitt è la relazione esistente tra la magnitudine assoluta di queste stelle e il perido di pulsazione. E' possibile ricavare la magnitudine assoluta di una cefeide dal period di pulsazione e dal confronto con la sua magnitudine  determinarne la distanza. Il metodo è comodo per stelle che non è possibile calcolare l'angolo di parallasse.


COLORE E TEMPERATURA DI UNA STELLA

LEGGE DI WIEN: un corpo incandescente emette radiazioni elettromagnetiche di diversa frequenza. La frequenza per la quale si ha il massimo di emissione è direttamente proporzionale alla temperatura assoluta.

La legge afferma che al crescere della temperatura il colore del corpo va verso il blu e le stelle fredde sono rosse. L'INDICE DI COLORE BV: è la differenza tra la magnitudine blu e la magnitudine gialla della stella facendo passare la luce stellare attraverso un filtro che seleziona le freuqneze del blu e del giallo.


CLASSIFICAZIONE SPETTRALE DELLE STELLE

Gli spettri ci forniscono un'indicazione precisa della temperatura superficiale delle stelle. In base alle caratteristiche delle righe dei loro spettri le stelle sono suddivise in CLASSI SPETTRALI ognuna contrassegnata da una lettera dell'alfabeto: O,B,A,F,G,K,M. Le stelle di classe O sono le piu calde quelle di classe M sono le più fredde,il Sole appartine alla classe G: la temperatura dell'atmosfera solare è troppo bassa perché l'idrogeno possa assorbire la luce visibile.



LA MASSA DELLE STELLE

La massa di una stella ne determina l'evoluzione determinabile direttamente solo nel caso delle STELLE DOPPIE sistemi binari nei quali i due corpi si muovono intorno a una baricentro comune da cui ognuno dista in modo inversamente proporzionale alla sua massa. Legge di Keplero: p2(m1+m2)=ka3.


IL DIAGRAMMA DI HERTZSPRUNG-RUSSELL

Nel diagramma HR le stelle sono collocate in base alla loro magnitudine assoluta e alla loro temperatura. Le stelle si posizionano lungo una fascia la SEQUENZA PRINCIPALE le stelle in basso a destra sono fredde e poco luminose e sono le nane rosse,in alto a sinistra si trovano le stelle molto luminose e molto calde le stelle azzurre,il sole è al centro. Esiste una relazione matematica tra la luminosità vera di una stella che appartiene alla sequenza principale e la sua massa (L=m3,5). In alto a destra ci sono le giganti rosse e le supergiganti rosse,anche se sono fredde hanno una notevole luminosità. In basso a sinistra ci sono le nane bianche calde ma poco luminose perché piccole. E' un istante della vita delle stelle,ogni diagramma è un istante della vita di una stella.




STELLE PARTICOLARI

Le STELLE VARIABILI modificano la loro luminosità nel tempo. Mira Ceti fa parte del gruppo delle VARIABILI PULSANTI stelle che presentano una variazione regolare della luminosità. Le più importanti variabili pulsanti sono le Cefedi che si dividono in Cefedi classiche e Cefedi W Virginis delle Cefedi classiche fa parte la stella polare. Un altro gruppo sono le VARIABILI ERUTTIVE che modificano la loro luminosità in modo irregolare le più importanti sono le NOVAE e le SUPERNOVAE che presentano un improvviso aumento di splendore sono stelle già esistenti ma poco luminose. Possono apparire variabili anche le STELLE DOPPIE  e i SISTEMI MULTIPLI. A volte i corpi celesti che formano il sistema binario sono distinguibili al telescopio altre volte appaiono un'unica sorgente luminosa. BINARIE VISUALI-visibili al tlescopio, BINARIO ASTRONOMICHE- spiegabili solo con una altro astro non visibile, BINARIE SPETTROSCOPICHE- si rileva uno sdoppiamento delle spettro di emissione,BINARIE A ECLISSE- se il sistema presenta una variazione peridica della luminosità.


LO SPAZIO INTERSTELLARE

Nello spazio interstellare sono presenti idrogeno ed elio ma vi sono anche calcio,molecole inorganiche ed organiche,radicali e polvere cosmica. Esistono anche zone a maggiore concentrazione di materia le NEBULOSE ammassi di gas e polveri cosmiche,gli astronomi le dividono in NEBULOSE LUMINOSE E NEBULOSE OSCURE.

Le prime sono nebulose a riflessione ammassi di gas che riflettono la luce di stelle vicine , le nebulose a emissione dove l'H si ionizza per la presenza di stelle non visibili, le nebulose planetarie con al centro una nana bianca e le nebulose residuo dell'esplosione di una supernova. Le nebulose oscure sono prive di stelle e ricevono la luce dalle stelle ditro loro. I GLOBULI DI BOK sono ammassi di gas e polveri in condensazione prima fase della formazione di una nuova stella.

Il GAS INTERSTELLARE  si trova sia nelle nebulose sia nello spazio ci sono regioni ricche di H neutro dette regioni HI perché presente la radiazione 21cm dell'H. esistono anche regioni di H ionizzato calde e luminose.


L'EVOLUZIONE DELLE STELLE

COME NASCE UNA STELLA

Le stelle si generano da nubi di gas e polveri che si contraggono sotto l'effetto della gravità. La perturbazione gravitazionale potrebbe essere indotta dall'esplosione di una supernova oppure dallo scontro di due nebulose. Si formano le PROTOSTELLE la cui temperatura cresce gradualmente non sono vere stelle perché la temperatura non è sufficiente a creare porcessi di fusione nucleare e nel diagramma HR si collocano in basso a destra a causa della poca luminosità, la fase di protostella dipende dalla massa dei materiali in condensazione. Le reazioni termonucleari di fusione dell'H che diventa elio con la trasformazione di parte della sua massa in energia secondo la nota equazione di eistein (E= mc2)


LA FASE DI STABILITA'

L'innesco delle reazioni di fusione nucleare produce un'enorme quantità di energia che si trasferisce per irragiamento. Dopo un peridodo di variabilità crea una situazione di equilibrio in cui le due tendenze si bilanciano: la stella entra in un periodo di stabilità,grazie a un meccanismo di autoregolazione,il conseguente raffreddamento della stella e infine la riduzione dell'intensità della fusione stessa, che tornerebbe alla normalità. Le caratteristiche della nuova stelle dipendono dalla sua massa. Per controbilanciare il collasso gravitazionale infatti le reazioni di fusione nel nucleo devono essere molto intense e il combustibile si esaurisce più rapidamente. Il processo di fusione prevalente è il CICLO CARBONIO-AZOTO-OSSIGENO. Le stelle di massa simile o inferiore a quella del Sole si collocano al centro o in basso a destra nel diagramma HR,in esse prevale la REAZIONE PROTONE-PROTONE. Le stelle passano il 90% della loro vita nella sequenza principale poiché non variano in modo significativo la loro massa. Si arriva in ogni modo a un punto critico: è il momento in cui si esaurisce l'H presente nel nucleo. L'H presente negli strati più esterni non possiede una temperatura  sufficiente perchè si inneschino i processi di fusione.


LE FASI FINALI DI UNA VITA DI UNA STELLA

Stelle di massa inferiroe a 0,5 masse solari: la temperatura del nucleo non raggiunge valori sufficienti per innescare la fusione nucleare dell'elio e si trasforma in nana bianca. Stelle di piccole dimensioni,prima molto calde,che si raffreddano molto lentamente fino a spegnersi le nane nere. In queste stelle la materia ha per valori di densità di diverse tonnellate per cm cubo poiché si trova in uno stato degenere in cui nuclei e elettroni degli atomi si separano e diventano indipendenti. Nei sistemi binari di stelle si possono verificare esplosioni con un aumento di luminosità sino a un milione di volte: si tratta delle NOVAE. Quando le due stelle del sistema sono in fasi diverse della loro evoluzione si crea un flusso di materia dalla prima stella verso la seconda.



Stelle di massa superiore a 0.5 masse solari si raggiunge una temperatura sufficiente a innescare la reazione di fusione dell'elio,nelle regioni intorno al nucleo si innesca la fusione dell'H. l'energia è molto elevata e determina l'espansione degli strati esterni della stella. L'espansione causa però il raffreddamento dei gas superficiali uscendo dalla sequenza principale: una gigante rossa. Il tempo di permanenza di una stella in questa fase è relativamente breve,sia perché l'elio del nucleo è meno abbondante dell'H da cui deriva,sia perché la massa che si trasforma in energia nella fusione dell'elio è molto inferiore rispetto a quanto avviene per l'H.

Se il nucleo della gigante rossa ha massa inferiore a 1,44 masse solari la stella non raggiunge temperatire interne che permettano l'innesco del processo di fusione nucleare del carbonio e si trasforma in una NEBULOSA PLANETARIA. E' una fase di instabilità dove la quale il sistema espelle gli strati più esterni,costruiti da carbonio,azoto,ossigeno: il fatto che questi elementi siano i residui dei processi di fusione dell'H e dell'elio. La massa rimanente al centro caldissima conclude la sua evoluzione diventando prima una nana binaca e una nana nera.

Se la massa del nucleo dela gigante rossa supera i 1,44 masse solari, la stella innizia dei processi nucleari che porta alla formazione di elementi più pesanti come ossigeno,neon,magnesio,silicio,zolfo,ferro. In questa fase la stella cambia velocemtne la sua luminosità è una stella variabile del tipo delle Cefeidi. Le reazioni si interrompono bruscamente quando si arriva alla formazione del ferro questo perché il ferro assorbe energia,la stella esplode e diventa una SUPERNOVA. Grand parte della materia stellare è proiettata ad elevata velocità e origina una nebulosa residuale e in questa fase si formano gli elementi più pesanti del ferro,parte del material espulso dalla supernova porta alla formazione di una stella..

Se il nucleo di una stella ha massa inferirore a 3-4 masse solari si trasforma in una stella di neutroni: corpi celesti di piccole dimensioni. Si era previsto che questi corpi magnetici avessero un campo magnetico molto fore e si riteneva dovessero emettere energia soprattutto dai poli magnetici come pulsassero, PULSAR.  E sono stelle di neutroni.


Se il nucleo della supernova è di massa superiore a 4 masse solari la stella si trasforma in buco nero,sono caratterizzati dalla capacità di attrarre e inglobare,non emettono radiazioni e sono indivisibili. Un oggetto può essere definito buco nero solo se il raggio è inferiore a 2MG/c2. ci sono alcuni sistemi binari strani poiché c'è solo una stella che ruota attorno ad uno invisibile. Un esempio è il sistema Cygnus X-1








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