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Astronomia appunti

LE DISTANZE IN ASTRONOMIA: U.A., ANNO LUCE, PARSEC

LE COSTELLAZIONI

In base a una convenzione sottoscritta nel 1928 dall’Unione Astronomica Internazionale, tutto il cielo è stato suddiviso in 88 costellazioni:

  • 18 boreali
  • 36 australi
  • 34 equatoriali.

Le costellazioni conservano il nome attribuito dalla tradizione occidentale, che nella disposizione delle stelle vedeva l’immagine di animali, personaggi mitologici e oggetti (Orsa Maggiore, Orione, Leone ecc.). Tra le più antiche sono le costellazioni dello zodiaco, immaginate dai Caldei e dai Babilonesi, che ne hanno riconosciute 12 lungo l’eclittica, cioè in corrispondenza del cammino apparente del Sole sulla volta celeste: Aries, Taurus, Gemini, Cancer, Leo, Virgo, Libra, Scorpius, Sagittarius, Capricornus, Aquarius, Pisces; da queste è poi derivata la suddivisione dell’anno solare in 12 mesi.

Le 48 costellazioni introdotte da Tolomeo comprendono i principali raggruppamenti visibili dalla latitudine di Alessandria d’Egitto. Tra queste, alcune sono estremamente deboli e maldefinite, il che fa pensare che abbiano perduto luminosità nel tempo.

La forma delle costellazioni, anche considerando tempi lunghissimi, non si modifica. Le stelle, infatti, pur essendo dotate di moto proprio, si spostano molto lentamente nel cielo.

Il loro moto complessivo apparente è dovuto ai moti diurno e annuo della Terra e avviene mantenendo inalterata la loro posizione relativa. Le costellazioni di Tolomeo non coprono però tutto il cielo, sia perché tra esse esistevano vuoti che sarebbero stati riempiti solo successivamente, sia perché Tolomeo e i Greci non avevano mai osservato stelle del cielo australe. A quelle descritte da Tolomeo si sono quindi aggiunte numerose altre costellazioni, spesso con nomi presi da strumenti scientifici appena scoperti, (come, per esempio, TelescopiumMicroscopium).

Le costellazioni non hanno una realtà fisica, in quanto le stelle che le costituiscono sono estremamente lontane tra loro e appaiono vicine solo per effetto della prospettiva, ma costituiscono uno strumento utilissimo per identificare una qualsiasi zona del cielo. Secondo convenzioni internazionali consolidate, le stelle più luminose di ogni costellazione sono indicate con il nome di una lettera dell’alfabeto greco in ordine decrescente di luminosità (alfa, beta ecc.), seguita dall’abbreviazione del genitivo del nome latino della costellazione di appartenenza.

Il catalogo di stelle più completo è stato per moltissimi anni quello dello Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), contenente le posizioni e le caratteristiche di circa 250 000 stelle. Successivamente è stato introdotto il catalogo di riferimento per il telescopio spaziale Hubble, contenente circa 2 milioni di stelle.

LA LUMINOSITA’ DELLE STELLE. LUMINOSITA’ (DIAGRAMMA H-R) E TEMPERATURA

Luminosità apparente e luminosità assoluta di un corpo celeste.

Con il termine magnitudine si intende la misura della quantità di luce che ci arriva da un corpo celeste (stelle, galassie, nebulose…). Questa quantità di luce dipende da molti fattori come la distanza dell’astro in questione, la sua grandezza e la sua temperatura.
Guardando il cielo si vede subito che alcune stelle sono più luminose di altre. Inoltre la luce che la stella emette, durante il tragitto fino alla Terra, deve attraversare una quantità di materia interstellare che ne assorbe una parte (assorbimento interstellare); la stessa atmosfera terrestre contribuisce a questo assorbimento.
Per cui una stella che magari è più luminosa ma più lontana di un’altra, ci appare più debole. Sorge allora la necessità di avere un metro valido in generale per misurare la luminosità di un astro.

MAGNITUDINE APPARENTE E ASSOLUTA

La magnitudine(luminosità) si distingue in:

a) magnitudine apparente: la dicitura apparente è dovuta al fatto che ci si riferisce alle luminosità delle stelle così come appaiono viste dalla superficie terrestre. In realtà questa scala non ci permette di classificare e quindi confrontare correttamente le stelle tra di loro, in quanto non tiene conto né elle dimensioni effettive dell’astro né della sua distanza dalla Terra;

b) magnitudine assoluta: è la luminosità effettiva e reale della stella. Si è deciso di costituire un sistema di magnitudini assolute in cui si misura la luminosità che avrebbero gli astri se fossero tutti alla distanza (arbitraria) di 10 Parsec dalla Terra.

LUMINOSITA’ ASSOLUTA

Il legame tra la magnitudine relativa ( m ) a quella assoluta ( M ) è dato dalla seguente relazione:
m = d M
dove d è la distanza della stella in Parsec.
Se si conosce la distanza di una stella se ne può determinare la magnitudine assoluta; viceversa se si conosce la magnitudine assoluta si può risalire alla distanza, e questo è quello che ci permettono di fare le variabili cefeidi.
La scala delle grandezze è progressiva all’incontrario, cioè più la massa della stella è grande e meno sarà luminosa la stella.

DIAGRAMMA H-R

Il diagramma Hertzsprung-Russell (dal nome dei due astronomi, Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, che verso il 1910 lo idearono indipendentemente; in genere abbreviato in diagramma H-R) è uno “strumento” teorico che mette in relazione la temperatura effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità(riportata in ordinata) delle stelle. La temperatura effettiva e la luminosità sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella (massa, età e composizione chimica), non sono misurabili direttamente dall’osservatore, ma possono essere derivate attraverso modelli fisici.

Poiché esistono legami tra la temperatura effettiva di una stella ed il suo indice di colore, e tra la luminosità della stessa e la sua magnitudine apparente (o assoluta), è possibile ottenere una “versione osservativa” del diagramma H-R detta diagramma colore-magnitudine, che mette in relazione due quantità misurabili direttamente dall’osservatore: il colore della stella e la sua magnitudine. L’esatta trasformazione da diagramma H-R a diagramma colore-magnitudine non è semplice e dipende da fattori osservativi e teorici: distanza, età, composizione chimica, gravità superficiale e struttura interna ed atmosferica della stella.

LE REAZIONI NUCLEARI ALL’INTERNO DELLE STELLE.

La fusione termonucleare è la reazione nucleare che avviene nel sole e nelle altre stelle, con produzione di una enorme quantità di  energia.

Nella reazione di fusione nuclei di elementi leggeri, quali l’idrogeno, a temperature e pressioni elevate, fondono formando nuclei di elementi più pesanti come l’ elio. Sono noti tre isotopi dell’ idrogeno : l’ idrogeno propriamente detto(H), il deuterio(D) e il trizio(T). Il nucleo di tutti e tre contiene un protone, il che li caratterizza come forme dell’ elemento idrogeno; il nucleo di deuterio contiene inoltre un neutrone mentre quello del trizio due neutroni. In tutti i casi l’ atomo neutro ha un elettrone al di fuori del nucleo per compensare la carica del singolo protone.

La reazione più probabile è quella che avviene tra un nucleo di deuterio e un nucleo di trizio, reazione in cui si genera un nucleo di elio (particella alfa) e un neutrone. In questa reazione la massa complessiva dei prodotti è inferiore a quella delle particelle interagenti e si verifica liberazione di energia secondo il principio di equivalenza massa-energia. L’energia liberata si distribuisce tra la particella alfa e il neutrone in rapporto inverso alle  rispettive masse. I due nuclei interagiscono solo a distanze molto brevi, equivalenti alle dimensioni del nucleo (10-13cm-3); in questo caso le forze nucleari sono predominanti sulle forze di repulsione elettrostatica dovute alla carica positiva dei nuclei (forze che crescono all’avvicinarsi dei nuclei in proporzione inversa al quadrato della distanza). Perché due nuclei si avvicinino a distanze sufficientemente brevi è necessario che la velocità con cui si urtano sia molto alta;  la loro energia cinetica (e quindi la temperatura) cioè deve essere molto elevata.  Per ottenere in laboratorio reazioni di fusione, ad esempio, è necessario portare una miscela di deuterio e trizio a temperature elevatissime (100 milioni di gradi) per tempi di confinamento sufficientemente lunghi. In tal modo i nuclei hanno tempo di fare molte collisioni, aumentando la probabilita’ di dar luogo a reazioni di fusione.
Le reazioni termonucleari delle stelle A temperatura ordinaria, in un gas, le particelle sono neutre; viceversa a temperatura superiore a qualche eV, poichè le singole particelle tendono a dissociarsi negli elementi costitutivi (ioni ed elettroni) il gas si trasforma in una miscela di particelle cariche, cioè un plasma .Il plasma, costituisce il 99% della materia di cui e’ composto l’ Universo e quindi è detto anche: “quarto stato della materia”.  E’ il principale costituente delle stelle e del sole. Nel sole, che ha una temperatura interna di 14 milioni di gradi, la reazione di fusione di nuclei di idrogeno (reazione protone-protone) è responsabile  di gran parte dell’energia che giunge fino a noi sotto forma di calore e di luce (e di neutrini solari). In stelle più calde o di massa maggiore prevalgono altre reazioni. A temperature intorno ai 15-20 milioni di gradi queste reazioni si basano sul ciclo del carbonio in cui il C12 funge da catalizzatore per la fusione di 4 protoni in un nucleo di He4 ,due positroni, due neutrini, e un gamma, con sviluppo di 26.63 MeV di energia ( di cui il 5% è associata ai neutrini prodotti). Il problema dell’evoluzione stellare è governato dall’energia da fusione e dall’energia gravitazionale: in una stella molto giovane composta da atomi di idrogeno, l’energia gravitazionale è dominante, la stella si contrae, aumenta la sua temperatura e la sua densità finchè diventano importanti le reazioni di fusione con liberazione di energia. Si verificano in sequenza stadi gravitazionali e nucleari a temperature e densità crescenti e vengono bruciati nuclei con carica crescente, fino ai nuclei di ferro per i quali l’energia di legame presenta un massimo. A questo punto le reazioni nucleari assorbono energia anzichè produrla. Per ottenere la reazione di fusione il plasma di idrogeno deve esser confinato in uno spazio limitato: nel sole questo si verifica ad opera delle enormi forze gravitazionali in gioco. Inoltre, il processo di fusione, nel sole, avviene con estrema lentezza, ragione per cui esso brilla da miliardi di anni.

FASE FINALE DELLA VITA DI UNA STELLA

È curioso pensare che, quasi come fossero viventi, anche le stelle nascono e muoiono. Eppure ciò accade, anche se è evento raro poter osservare la nascita di una stella: la gran parte delle stelle osservabili sono infatti più vecchie dell’umanità. Il destino di una stella è condizionato da molti fattori che si manifestano sin dalle prime fasi della sua nascita.

Gli elementi presenti in misura maggiore al suo interno sono l’idrogeno (H) in misura maggiore, e l’elio (He).
Poichè al suo interno non c’è alcun tipo di reazione nucleare in grado di liberare energia, la protostella continua a ridurre le proprie dimensioni, fino a quando il nucleo raggiunge la temperatura di 10 milioni di kelvin. Superata questa soglia la protostella diviene una stella.
Nel nucleo della stella (nocciolo) la temperatura e la pressione sono talmente alte da trasformare la materia in uno stato di plasma. Proprio in questa zona avvengono le reazioni di fusione nucleare, che permettono di liberare raggi gamma e fotoni dalla trasformazione di atomi di idrogeno in atomi di elio. Grazie all’energia liberatasi, la stella è in grado di sorreggere gli strati più esterni, evitando il collasso completo.
In questa fase la stella è stabile e può essere collocata nella sequenza principale del diagramma H-R, con una posizione diversa a seconda dalla massa. Proprio la massa è l’elemento che permette di prevedere per quanto tempo la stella si troverà in questa situazione di equilibrio. Infatti la stabilità è legata alla disponibilità di idrogeno all’interno del nocciolo: quando esso finisce il nucleo non è più in grado di sostenere gli strati esterni. Una stella di massa maggiore consumerà più velocemente i suoi atomi di idrogeno e per questo motivo “sosterà” meno tempo nella sequenza principale, diventando presto instabile. Avverranno quindi nuove contrazioni ai danni del nucleo.
A questo punto la stella si trova di fronte a un bivio:

  • se ha una massa piccola, il collasso non permetterà di ottenere le condizioni ottimali per nuove fusioni nucleari e la stella andrà incontro alla morte.
  • se ha una massa grande, la temperatura aumenterà tanto da permettere nuove reazioni, trasformandosi in una gigante rossa.

Nel suo nocciolo le reazioni nucleari trasformano l’elio accumulato in carbonio, ma quando anche l’elio terminerà ci sarà un ulteriore bivio, dettato dalle condizioni precedenti.

Se la massa è abbastanza grande, la gigante diventerà una supergigante rossa, nel cui nucleo il carbonio diventa il protagonista di fusioni nucleari.
Questa situazione di instabilità termina quando il nucleo della stella diventa di ferro. Questo elemento non permette di liberare l’energia necessaria a stabilizzare l’astro e la stella andrà verso la morte.
Anche l’ultima fase di vita di una stella dipende dalla massa e i destini finali sono diversi:

  • nel caso di una stella più piccola di 8 masse solari, il nucleo diventa una nana bianca, dopo aver espulso gli strati più esterni che costituiranno una nebulosa planetaria.
  • se la stella è più grande di 8 masse solari, essa esploderà in maniera spettacolare formando una supernova. Il nocciolo può diventare una stella a neutroni, una pulsar o un buco nero.

STELLE DI NEUTRONI E BUCHI NERI

LE GALASIE E I QUASAR

LE ONDE ELETTROMAGNETICHE

LA TEORIA ATOMICA. ELEMENTI E COMPOSTI