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IL
SOLE
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- Le stelle sono suddivise in base alla temperatura
decrescente che si ricava dai rispettivi spettri ed indicate con le
seguenti lettere: O,B,A,F,G,K,M,P,Q,W,L,T.
- Le O sono le più calde e di colore blu, le M sono calde e rosse. Sino a poco tempo fa, la maggior parte
degli astronomi riteneva che stelle appartenenti a questo tipo fossero le ultime della
serie, ma ciò accadeva prima che i moderni rivelatori all'infrarosso
venissero sviluppati e iniziassero a sondare il cielo.
- Ora gli astronomi
stanno scoprendo oggetti molto freddi, deboli e di piccola massa ben al di
sotto della classe M.
- Le stelle P, Q, W sono stelle peculiari e stelle a bassissima temperatura.
- Le nane di tipo L hanno temperature comprese tra
1.300 K e 2.000 K, e quelle più mature hanno una massa pari a meno di 90
volte quella del pianeta Giove. Le stelle T hanno temperature comprese tra
750 k (circa 480 gradi centigradi) e 1.300 k.
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IL COLORE DELLE STELLE
- Tipo O: stelle
blu molto luminose e
massicce, con temperatura tra i 20.000 e 40.000 gradi.Vi compaiono con
evidenza le righe spettrali dell'elio e di altri componenti più volte
ionizzati, cioè privi di vari elettroni. Deboli le righe dell'idrogeno
perchè questo gas è quasi completamente ionizzato.
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- tipo B: temperatura da
10.000 a 20.000 gradi; gli
atomi metallici sono ancora molto ionizzati, diminuiscono le righe del'elio,
e aumentano quelle dell'idrogeno. Rigel e Bellatriz, entrambe nella
costellazione di Orione, appartengono a questa categoria.
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- tipo A: la temperatura è compresa tra 10.000 e 17.000 gradi; le righe dell'idrogeno raggiungono il loro massimo di intensità;
incominciano a emergere le righe del calcio ionizzato. Certe stelle di
questa classe hanno rivelato campi magnetici molto intensi. Sirio e
Castore sono stelle di Classe A.
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- tipo F: la loro temperatura è tra i 7.000 e i 16.000
gradi. ancora intense le righe dell'idrogeno. Accanto alle righe del
calcio ionizzato appaiono quelle del calcio neutro. Esempio di stelle
appartenenti alla categoria: Procione nel Cane Minore.
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- tipo G: è la classe dove si colloca il Sole. La
temperatura va da 4.800 a 6.000 gradi centigradi. Nello spettro tendono a
diminuire le righe dell'idrogeno. Scomparse le righe dell'elio, vengono in
evidenza quelle dei metalli. Alla classe G appartengono Capella nella
costellazione dell'Auriga e la componente principale di Alfa del Centauro.
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- tipo K: la temperatura scende tra i
3.400 e i 4.800° e il colore è giallo-arancione. La riga del calcio neutro
acquista la massima intensità. Sempre più in rilievo le righe
metalliche, mentre quasi scompaiono quelle dell'idrogeno. Esemplari della
categoria sono Aldebaran nel Toro e Schedir in Cassiopea.
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- tipo M: la temperatura di queste stelle è
inferiore a 3.400°, il che comporta un colore rosso più o meno cupo.
Nello spettro compaiono intense le righe di un composto molecolare,
l'ossido di titanio. Esempio: Betelgeuse in Orione.
COME E' FATTA UNA STELLA?
- Si tratta di globi incandescenti molto grandi costituiti
prevalentemente da idrogeno.
Man mano che si scende nel loro interno, a
causa della pressione determinata dalla gravità, la temperatura cresce.
Nel centro raggiunge qualche decina di milioni di
gradi.
- A questa
temperatura elevatissima gli atomi di idrogeno ridotti a semplici protoni,
si "fondono" in atomi di elio, costituiti da due protoni e due
neutroni. In questa trasformazione una piccola quantità di materia va
distrutta e si trasforma completamente in energia secondo la notissima
formula di Einstein: E = Mc2 (energia uguale massa moltiplicata
per la velocità della luce elevata al quadrato).
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- L'energia che si libera in
questa reazione termonucleare è enorme. Per fare un esempio, un grammo
di materia trasformata completamente in energia basterebbe a soddisfare le
esigenze di una città come Roma per un giorno. Il
Sole
annienta ogni secondo 4,6 milioni di tonnellate di materia che
trasforma in luce e calore, lo fa da 5 miliardi di anni, e gli basterà
per altrettanto tempo!
MAGNITUDINI APPARENTI E ASSOLUTE
La luminosità degli oggetti celesti
(stelle, pianeti, comete, galassie ecc.) si misura in magnitudini.
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- La magnitudine non è indice di appartenenza di
una stella ad una determinata classe spettrale, anche all'interno di una
medesima classe possono esserci enormi sbalzi di dimensioni e luminosità. Non bastano
quindi colore e temperatura, che sono in sostanza la stessa cosa, a
definire la natura di una stella. Ci sono rosse nane e rosse giganti,
bianche brillantissime e bianche minuscole e poco luminose.
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- L'altra caratteristica fondamentale per la
classificazione delle stelle è la loro luminosità assoluta.
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- La luminosità assoluta è quella che una stella
assumerebbe se fosse collocata alla distanza STANDARD di DIECI PARSEC. cioè
a 32,6 anni luce.
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- Tra le stelle di magnitudine assoluta più alta (circa -5) e quelle a magnitudine più bassa (circa 15) c'è un divario di
luminosità di UN MILIARDO di volte, infatti la differenza tra una certa
magnitudine e la seguente o precedente è uguale alla RADICE QUINTA di
100, cioè a circa 2,52. Una stella di magnitudine 0 produce un
illuminamento pari a quello dato da una candela internazionale posta alla
distanza di 690 metri. Su questa scala, il Sole ha magnitudine
apparente -26,86, la Luna piena -12,7, Venere -4.
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Le esplosioni delle SUPERNOVE sono imprevedibili,
perciò solitamente accade che, d'improvviso, una stella
sconosciuta di una galassia aumenti repentinamente la propria
luminosità, sino a raggiungere magnitudini assolute comprese tra - 15 e
-20, diventando luminosa quanto la galassia stessa. Le stelle candidate a
esplodere, di solito delle giganti
rosse, hanno masse molte volte maggiori
di 1,44 masse solari; in esse, quando sono avvenute tutte le possibili
fusioni termonucleari esotermiche, si instaurano le condizioni adatte che
portano l'astro a esplodere come SUPERNOVA.
In quel momento, la
successione degli eventi che condurranno la stella alla distruzione
divengono man mano più rapidi. L'astro, prima di distruggersi, ha il
nucleo costituito da ferro, mentre gli strati superiori, sin da quello che
avviluppa il nucleo, sono composti da elementi via via sempre più
leggeri, tanto che l'ultimo strato, quello esterno, è formato da
idrogeno.
Il meccanismo che in fine farà sì che la stella esploda è
dovuto al fatto che nelle superfici che separano i vari gusci, a iniziare
da quello prossimo al nucleo, sino ad arrivare ai più esterni, si
innescano fusioni termonucleari che coinvolgono gli elementi che
costituiscono gli strati immediatamente superiori. In tal modo, si
trasformano gli elementi che compongono i diversi gusci in elementi sempre
più pesanti, simili a quelli degli strati inferiori più vicini al nucleo
di ferro. Man mano che gli elementi che compongono i gusci superiori si
trasformano anch'essi in ferro, a causa delle fusioni termonucleari, vanno
ad accrescere la massa del nocciolo.
Durante lo svolgersi di questi
eventi, in tutto l'astro aumenta la pressione e la temperatura, che
raggiunge i 3 - 4 miliardi di
gradi.
Nel preciso istante in cui la contrazione
gravitazionale non è più contrastata dall'energia termica nonchè dalla
pressione, si determina il collasso degli strati interni sul nucleo,
seguito subito dopo da quello degli strati più esterni. Immediatamente,
dal nocciolo della stella si genera un'onda di pressione che eietta la
materia nello spazio a velocità di circa 10.000 - 20.000 Km/s originando
un'immane esplosione che distrugge la stella.
Simultaneamente, il
nocciolo, che dovrebbe avere un raggio compreso tra 400 e 1.000 Km, si
contrae, e nell'arco di tempo di pochi secondi, se la sua massa residua
è' compresa tra 1,44 e 3 masse solari, si riduce ad un raggio di circa 10
- 20 Km formando una stella di
neutroni. Se, invece, il nocciolo della
stella esplosa ha una massa residua maggiore di 3 - 4 masse solari,
il nucleo continua a contrarsi sino a formare, teoricamente, un buco
nero.
Contemporaneamente al succedersi di questi eventi, si libera una quantità di
energia pari a quella prodotta dal Sole in 10 miliardi di
anni!!!
Pagina aggiornata il
11/02/06
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