1988
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Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. Si tratta di uno sferoide di plasma che attraverso processi di fusione nucleare nel proprio nucleo genera energia, irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica (luminosità), flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini.
- Caratteristiche Generali
- Classificazione Delle Stelle
- Parametri Stellari fondamentali
- Struttura Ed Evoluzione Stellare
- Moti Delle Stelle
- Stelle Doppie E Sistemi Multipli
Nomenclatura
Le s., anche se osservate con i più potenti telescopi, a causa della loro enorme distanza ci appaiono come puntiformi. A occhio nudo se ne riescono a distinguere non più di 6000 (quelle la cui magnitudine apparente è minore di 6). Le s. più luminose sono designate con nomi propri, come, per es., Arturo, Altair, Vega ecc.; alcune di queste s. sono, in realtà, doppie, sicché vengono distinte con le lettere A, B: per es., Sirio A e Sirio B, Procione A e Procione B ecc. Per localizzare le s. prin...
Spettro e temperatura superficiale
L’emissione elettromagnetica delle s. consiste, in generale, di uno spettro continuo, approssimativamente di corpo nero, al quale sono sovrapposte numerose righe (ed eventualmente bande) di assorbimento. Il colore di una s. dipende dalla sua temperatura superficiale. Dato che, alle lunghezze d’onda visibili, la s. si comporta con buona approssimazione come un corpo nero, il massimo dell’emissione cade alla lunghezza d’onda λm=0,29/T (dove λm è misurata in centimetri e la temperatura T in kelv...
Luminosità
La luminosità di una s. (L) è definita come la quantità di energia che questa irradia nell’unità di tempo. Essa viene misurata in watt, o, più comunemente, in unità di luminosità del Sole (L⊙=3,85∙1026 W). La luminosità di una s. è legata alla sua magnitudine bolometrica assoluta dalla relazione: Mbol=Mbol,⊙−2,5 log(L/L⊙), dove Mbol,⊙=4,74 è la magnitudine bolometrica assoluta del Sole. Mbol, e quindi L, vengono dedotte dalla magnitudine bolometrica apparente della s. (mbol), una volta che si...
La classificazione stellare più largamente usata adotta uno schema a 3 parametri. Essa distingue le s. in: tipi (o classi) spettrali (in base alle caratteristiche del loro spettro), classi di luminosità (in base alla loro luminosità) e popolazioni (in base alla composizione chimica).
Massa
Misure dirette delle masse stellari sono possibili soltanto per le componenti di sistemi binari. Complessivamente, è stata determinata con buona accuratezza la massa di un centinaio di s., in gran maggioranza appartenenti alla sequenza principale. Per tali s. si è trovato che massa e luminosità sono legate dalla relazione illustrata in fig. 2. Sull’asse delle ascisse di questo grafico (che prende il nome di diagramma massa-luminosità) sono riportate le masse (M) delle s., su quello delle ordi...
Dimensioni
Nella grande maggioranza dei casi i raggi delle s. vengono ricavati dalla legge di Stefan: L=4πR2σTeff4, una volta che siano noti i valori della luminosità L e della temperatura efficace Teff. In pratica, si può utilizzare il diagramma H-R di fig. 3, in cui le rette inclinate rappresentano la relazione fra magnitudine bolometrica assoluta e temperatura efficace, per s. di vario raggio. Le s. più piccole, che appaiono nel diagramma, sono le nane bianche, che hanno raggi dell’ordine di 0,01 R⊙...
Rotazione
Il metodo di misura più diretto delle velocità di rotazione delle s. si basa sull’effetto Doppler. Supponendo, per semplicità, che l’asse di rotazione della s. sia perpendicolare alla lineadi vista, si trova che, a ogni istante, metà del disco stellare si muove verso l’osservatore, mentre l’altra metà se ne allontana. Le righe dello spettro, di conseguenza, sono spostate verso le lunghezze d’onda più corte sulla prima metà del disco e verso le lunghezze d’onda più lunghe sulla seconda. Si è c...
Sorgenti di energia
Le s. si formano a seguito del collasso gravitazionale di nubi di gas e polvere. Pertanto, nelle prime fasi della loro vita, esse sono riscaldate dalla energia gravitazionale, liberata nella contrazione, che si trasforma in energia termica. Se la massa stellare supera un valore critico (∼0,08 M⊙), a un certo punto la temperatura interna diventa abbastanza elevata da innescare reazioni di fusione nucleare. Queste reazioni, fortemente esotermiche, rappresentano la principale fonte di energia ch...
Meccanismi di trasporto dell’energia
L’energia, prodotta nel nucleo di una s., viene trasportata in superficie soprattutto con due meccanismi: l’irraggiamento (trasporto radiativo) e la convezione (trasporto convettivo). Il trasporto radiativo si realizza, senza movimento di materia, attraverso l’assorbimento e la riemissione di fotoni da uno strato della s. al successivo; il trasporto convettivo, invece, attraverso correnti che rimescolano il materiale stellare: si usa pertanto parlare nel primo caso di equilibrio radiativo, ne...
Formazione delle stelle
Le s. traggono origine dal collasso gravitazionale di nubi molecolari, immensi aggregati di gas e polvere relativamente densi (ρ∼2∙10−21 g∙cm−3) e freddi (T∼10 K; ➔ gas). Affinché la forza attrattiva di gravità prevalga sulla pressione del gas, determinandone la contrazione, occorre che la massa della nube superi un valore critico, noto come massa di Jeans (MJ). MJ è tanto più piccola quanto più fredda o densa è la nube; più precisamente si trova: MJ=[(2,5 kT)/(Gμ)]3/2∙[3/(4πρ)]1/2, dove k è...
Alcune s. (s. fisse) sembrano conservare sempre la stessa posizione nella sfera celeste; in realtà esse sono animate da moti propri, che però, a causa della grandissima distanza, non sono percettibili all’osservazione ordinaria. L’esistenza dei moti stellari è nota dal 1718, quando E. Halley scoprì che alcune s. occupavano nelle costellazioni posiz...
Si ritiene che la maggior parte, forse i 2/3, delle s. non siano isolate, come il Sole, ma facciano parte di sistemi formati da 2 o più componenti, che orbitano intorno al comune centro di massa. Se le componenti sono soltanto due, si parla di s. doppie o di sistemi binari; se sono tre o più, di sistemi multipli. Alcune s. doppie si riconoscono anc...
Giuditta Parolini. Nana, gigante, nova, supernova... La stella è un corpo celeste che brilla di luce propria, alimentato dalle reazioni termonucleari che avvengono nel suo nucleo. Nasce, vive e muore in processi che possono durare milioni o miliardi di anni; il suo colore cambia – dal rosso al bluastro – a seconda della temperatura ...
11 nov 2023 · Le stelle, affascinanti sfere di plasma incandescente, sono oggetti celesti che catturano l’immaginazione umana da tempi immemorabili. In questo articolo, esploreremo la struttura di base di una stella, svelando i segreti che si celano dietro la loro luce scintillante.
4 giorni fa · Che cos'è una stella? Una stella è una sfera fatta di gas, così calda da emettere una luce fortissima; infatti perché essa brilli ha bisogno di raggiungere una temperatura di 10 milioni di gradi.
26 apr 2015 · La stella più vicina alla Terra è il Sole, fondamentale per la vita sul nostro pianeta, un astro immenso anche se, paragonato alla grandezza di altre stelle, può considerarsi di medie dimensioni. Il Sole è la stella relativamente più vicina alla Terra, dista appena 150 milioni di chilometri e la luce che emana è tale oscurare ...
