LUMINOSITA’ DELLE STELLE
COLORE DELLE STELLE
CLASSIFICAZIONI STELLARI
LE STELLE VARIABILI
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
CONCETTI DI BASE DELLA LUMINISITA’
LUMINOSITA’ E DISTANZE DEGLI ASTRI
MAGNITUDINI CELESTI
LE STELLE PIU’ BRILLANTI
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L'unità di misura dell'intensità luminosa è la candela, approssimabile
proprio con una normale candela di cera le cui caratteristiche sono
comunque definite dalle norme internazionali.
Se accendiamo la candela, questa emette luce in maniera sferica,
tutto intorno a sé, abbracciando una superficie pari a 4πd2
La superficie illuminata, sferica, può essere suddivisa in 16 coni
che hanno per origine la fiamma della candela stessa e per base
una piccola sfera posta sulla superficie illuminata. La base di
ciascun cono è chiamata STERADIANTE. Che dimensioni ha? La
superficie di ciascuno steradiante è pari a 4π, quindi la
12,56esima parte della sfera totale. Ne segue che la sua
superficie è pari al quadrato della distanza, essendo la superficie
totale della sfera pari a 4πd2
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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La luminosità che cade in uno steradiante è chiamata LUMEN (lm).
Un lumen è quindi la parte di fascio luminoso di una candela che
colpisce uno steradiante di superficie pari al quadrato del raggio.
Una candela quindi emette un fascio di luce in ogni direzione pari ad
un totale di 12,6 lumen, essendo uno steradiante pari a un
12,6esimo della superficie della sfera completa di illuminazione.
Il lux è il flusso di luce ricevuto da una superficie di 1 metro quadrato da una sorgente che
emette il flusso luminoso di 1 lumen, quindi:
1 Lux = 1 lm / m2
Quindi l’illuminamento decresce con il quadrato della distanza.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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La brillantezza di un astro dipende da due fattori:
LUMINOSITA’ e DISTANZA.
La luminosità di un astro è inteso come l'insieme delle
radiazioni che questa emette nell'unità di tempo
considerata ed in tutte le direzioni.
Un modo molto semplice per indicare la luminosità di un astro si ottiene con riferimento alla
luminosità del nostro Sole (pari a 3,9x1033 erg/sec).
Ad esempio, una stella può brillare la metà del nostro Sole oppure può brillare come 10.000 stelle
del nostro Sole messe insieme. Questa misura è chiamata LUMINOSITA’ SOLARE.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Se Alpha Centauri ha una luminosità pari a 1 Luminosità Solare dovremmo vederla nel cielo
con una brillantezza pari a quella del Sole?
Ovviamente NO, visto che si trova molto più distante, con i suoi 4 anni luce passati, rispetto agli
otto minuti luce del Sole.
La brillantezza decresce con il quadrato della distanza. Se
portiamo il Sole a 2 UA di distanza, la sua brillantezza decresce
di 4 volte (2 al quadrato), mentre se lo portiamo alla distanza di
Alpha Centauri facciamo diminuire la sua brillantezza di ben 70
miliardi di volte.
La BRILLANTEZZA è quindi la luce che giunge ai nostri occhi,
ed è anche detta BRILLANTEZZA APPARENTE.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Intuitivamente, se due astri hanno la stessa luminosità e sono posti alla
stessa distanza, hanno anche la stessa brillantezza nel senso che nel
cielo brillano allo stesso modo in mancanza di fattori esterni.
Se i due astri sono posti a differenti distanze, invece, quello più lontano
avrà una brillantezza inferiore rispetto a quello più vicino, che quindi
brillerà di più.
LE STELLE PIU’ BRILLANTI QUINDI SONO QUELLE PIU’ VICINE?
La risposta è: in genere sembra, ma è un caso. Quindi la risposta è
NO.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Questo è vero in linea generale visto che dipende anche dalla densità del mezzo interstellare
presente tra i due astri e noi: se la luce di una stella incontra delle polveri più dense lungo il proprio
cammino subisce un processo di ESTINZIONE, che la riduce.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Ovviamente gli antichi non parlavano di radiazione emessa, ma si basavano su quanto potevano
osservare nel cielo ad occhio nudo.
Ipparco da Nicea, nel secolo II a.C., catalogò le stelle in base alla loro brillantezza nel cielo
stabilendo sei grandezze: le stelle di prima grandezza erano le più brillanti, le stelle di sesta
grandezza erano le meno brillanti.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Ancora oggi usiamo una scala inversa (maggiore è il numero
e minore è la brillantezza), ma non ci sono più limiti. Ci sono
stelle con valore negativo (magnitudine) negativa e valori
molto alti ad indicare stelle debolissimi visibili soltanto dai
grandi telescopi.
La MAGNITUDINE è un numero che esprime la luminosità di
un astro, ma può essere di vari tipi.
La MAGNITUDINE APPARENTE è la brillantezza con la quale
una stella ci appare ad occhio nudo.
La MAGNITUDINE ASSOLUTA è invece la brillantezza con la
quale un astro ci apparirebbe se si trovasse a 10 Pc di
distanza.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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MAGNITUDINE VISUALE: magnitudine ottenuta tramite osservazioni visuali effettuate con un
fotometro.
MAGNITUDINE FOTOELETTRICA: magnitudine apparente ottenuta da osservazioni effettuate con
un fotometro fotoelettrico.
MAGNITUDINE FOTOGRAFICA: magnitudine apparente ottenuta tramite osservazioni basate su
una normale lastra fotografica.
MAGNITUDINE FOTOVISUALE: magnitudine ottenuta tramite osservazioni basate su lastra
fotografica con gamma di sensibilità uguale a quella dell'occhio umano.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Ogni planetario consente di
confrontare la nostra immagine con
un campo stellare che riporta la
magnitudine di tutte le stelle
immortalate. Il confronto ci consente
di stabilire fino a quale magnitudine
siamo andati a fotografare, quindi
fino a che profondità siamo giunti.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Tra la magnitudine 1 e la magnitudine 6 esiste un rapporto di
100 fra le brillantezze. Un grado di differenza corrisponde ad
una brillantezza che si differenzia per 2,512 gradi. Per un
numero di gradini n, ci sarà un rapporto pari a 2,512n ed infatti
2,5125 = 100, che è il passaggio tra magnitudine 1 e
magnitudine 6 (5 livelli).
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
Differenza di magnitudine
Differenza di brillantezza
0
1
0,1
1,1
0,2
1,2
0,3
1,3
0,4
1,45
0,5
1,6
0,7
1,9
1
2,5
2
6,3
3
16
4
40
5
100
7
630
10
10.000
15
1.000.000
20
10.000.000
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Con m = magnitudine apparente, M = magnitudine assoluta e d =
distanza.
Ne risulta che, se conosciamo la magnitudine apparente e la
magnitudine assoluta di una stella possiamo risalire alla sua
distanza, cosa FONDAMENTALE per l’uso delle stelle come
candele standard nella determinazione delle distanze
astronomiche.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Spesso leggiamo di nebulose con magnitudine pari a 5, e possiamo
pensare di vederle nel cielo brillare della stella luce delle stelle di
magnitudine 5.
In realtà si tratta di oggetti non puntiformi, e la magnitudine 5 va
divisa per tutta la superficie emittente. Si parla di magnitudine
integrata.
La magnitudine integrata quindi è il totale flusso di luminosità
emesso dal corpo celeste diffuso dando per ipotesi che esso sia
puntiforme come una stella.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Stella
Magnitudine apparente
Costellazione
Sirio
-1,44
Cane Maggiore
Canopo
-0,62
Carena
Alfa Centauri
-0,28
Centauro
Arturo
-0,05
Bifolco
Vega
0,03
Lira
Capella
0,08
Cocchiere
Rigel
0,18
Orione
Procione
0,40
Cane Minore
Achernar
0,45
Eridano
Betelgeuse
0,45
Orione
Hadar
0,61
Centauro
Altair
0,76
Aquila
Acrux
0,77
Croce del Sud
Aldebaran
0,87
Toro
Spica
0,98
Vergine
Antares
1,05
Scorpione
Polluce
1,16
Gemelli
Fomalhaut
1,16
Pesce Australe
Becrux
1,25
Croce del Sud
Deneb
1,25
Cigno
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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IL COLORE DEI CORPI CELESTI
IL CALORE DEI CORPI CELESTI
LE STELLE PIU’ COLORATE
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Spesso pensiamo al CALORE come ad una caratteristica che un corpo
possiede in maniera isolata. Quel corpo è caldo… quel corpo è freddo… ma
se ci pensiamo bene, è caldo o freddo in confronto a qualcosa, ad un altro
corpo.
E infatti:
Il calore è la quantità di energia che passa da un corpo più caldo ad uno più
freddo fino al raggiungimento dell'equilibrio. Si misura in calorie.
Il calore, quindi, è una forma di energia e l'energia è la capacità di un corpo
di compiere un lavoro e si misura, come detto, in Joule.
La temperatura è la proprietà che caratterizza lo stato termico di due sistemi in relazione alla
direzione del flusso di calore che si instaura tra di essi, quindi è la proprietà che regola il
trasferimento del calore.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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In fisica, il calore deriva dallo stato di
agitazione di atomi e molecole di un
sistema.
Se somministriamo calore ad un corpo, le
sue microparticelle si muovono più
velocemente mentre se togliamo calore si
assiste ad un movimento più lento.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Due corpi si scambiano calore per
CONDUZIONE nel momento in cui
vengono messi a contatto. Le particelle
delle superfici che si «toccano», si
scontrano e determinano un passaggio
dalle più veloci (del corpo più caldo) alle
più lente (del corpo più freddo) fino a
raggiungimento dell’equilibrio.
Non c’è un trasferimento macroscopico
quindi, ma un trasferimento di energia tra
particelle a contatto, tramite urti, energia
cinetica
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Si ha quando un fluido entra in contatto
con un corpo la cui temperatura è
maggiore della propria. Aumentando la
temperatura, il fluido a contatto con
l'oggetto si espande e diminuisce di
densità, e sale verso l'alto (principio
di Archimede) dal momento che - meno
denso - pesa meno. In questo modo si
generano dei moti convettivi in cui il fluido
caldo sale verso l'alto e quello freddo
scende verso il basso. Sarà ora il fluido
sceso in basso a scaldarsi perché a
contatto con il corpo più caldo e quello
migrato verso l'alto a raffreddarsi di
nuovo, dando vita ad un nuovo scambio.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Si tratta di una modalità di trasmissione di calore a distanza, anche nel vuoto, con la quale due
sistemi si scambiano calore per emissione, propagazione ed assorbimento di onde elettromagnetiche.
L'esempio classico è il calore che giunge a Terra tramite i raggi del Sole.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CELSIUS
Il grado 0 è pari al punto di fusione del ghiaccio mentre il grado 100 è pari al punto di ebollizione
dell'acqua al livello del mare.
Una differenza di un grado corrisponde esattamente alla differenza di un grado della scala assoluta, o
scala Kelvin. Per passare da un determinato valore in scala Celsius al corrispettivo valore in
scala Kelvin, quindi, basta aggiungere 273,15 gradi visto che lo zero della scala Kelvin è pari allo
zero assoluto (273,15).
FAHRENHEIT
Utilizzata nei paesi anglosassoni e prevede il congelamento dell'acqua a 32°F e quello di ebollizione
a 212°F. Per passare dai gradi Fahrenheit ai gradi Celsius si applica la formula:
Tc = (5/9)(Tf - 32)
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Conversione
Formula
Da Kelvin a Celsius
Tc = Tk - 273,15
Da Celsius a Kelvin
Tk = Tc + 273,15
Da Kelvin a Fahrenheit
Tf = (Tk * 1,8) - 459,67
Da Fahrenheit a Kelvin
Tk = (Tf + 459,67)/1,8
Da Fahreneit a Celsius
Tc = (5/9)(Tf - 32)
Da Celsius a Fahrenheit
Tf = (9/5)Tc + 32
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Aldebaran
Vega
Arturo
Albireo
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Le stelle a bassa temperatura emettono gran parte della loro
energia nella parte dal rosso all'infrarosso dello spettro
elettromagnetico, mentre le stelle più calde emettono
soprattutto nel blu e nell'ultravioletto. Come si potrà intuire dal
fatto che si parla di colori appena dopo aver parlato di calore, il
colore di un corpo è determinato dalla sua temperatura
superficiale, secondo la Legge di Wien.
Il picco di lunghezza d'onda P al quale un corpo si trova ad emettere la maggior parte della propria
radiazione è dato, in nanometri, da 2.900.000 diviso la temperatura superficiale in Kelvin del corpo
stesso:
P = (2.900.000 / K) nm
Es.: Sirio ha una temperatura superficiale di 9200 K, quindi il suo picco di emissione si ha a 315
nm, nell'ultravioletto, sebbene brilli molto anche nel campo ottico, come ben sappiamo. Omicron
Ceti, invece, ha una temperatura di 1900 K quindi il suo picco si ha a 1526 nm, nell'infrarosso.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Gli oggetti più caldi emettono molta più energia, rispetto a quelli
freddi, a tutte le lunghezze d'onda: al crescere delle temperature
(3000 K nel primo disegno, 10000 nel terzo) l'intensità
dell'emissione cresce ad ogni lunghezza d'onda.
Prima immagine: stella con temperatura superficiale di 3000 K,
emissione di picco sui 1100 nm, colore rossiccio.
Seconda stella: temperatura di 5500K come il nostro Sole, picco al
centro dello spettro visibile, colore giallo.
Terza stella: temperatura di 10.000 K, picco sui 400 nm, colore blu.
Le stelle di neutroni hanno un picco a lunghezze d'onda cortissime e
sono osservabili soltanto con telescopi a raggi X.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Stella
Costellazione
Colore apparente
Bellatrix
Orione
Azzurra
Merope
Toro
Azzurra
Regolo
Leone
Blu-bianca con compagna
arancione
Arturo
Bifolco
Arancione
Zubeneschamali
Bilancia
Verde
Sole
-
Gialla
Stella di Garnet
Cefeo
Arancione
R Leporis
Lepre
Rossa
Antares
Scorpione
Rossa
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CLASSIFICAZIONE HD
DIAGRAMMA HR
POPOLAZIONI STELLARI
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In base al tipo spettrale della stella, all'inizio del Novecento ad Harvard venne pubblicata una classificazione
che assegna alle stelle un nome dotato di prefisso HD (dal nome del finanziatore Henry Draper). La
classificazione avviene assegnando una lettera di primo livello per individuare il tipo spettrale
(O, B, A, F, G, K, M che vengono ricordate attraverso la frase Oh Be A Fine Girl, Kiss Me), una numerazione
da 0 a 9 per una suddivisione più veritiera all'interno di ciascun tipo di primo livello in base alla temperatura, più
un numero romano per indicare la luminosità dell'astro più, ancora, un eventuale suffisso o prefisso ad indicare
le righe spettrali.
Es.: Arturo K2IIIp, Rigel B8Ia, Sole G2V
Classe
Sottoclasse
Luminosità
Ulteriore caratteristica
O più calda
B
A
F
G
K
M
C (S R N) più
fredda
0 più calda
1
2
3
4
5
6
7
8
9 più fredda
I supergiganti
II giganti luminose
III giganti
IV subgiganti
V Nane
VI SubnaneI
VII Nane bianche
e: indica una stella con righe di emissione
m: indica la presenza di righe rappresentanti metalli
p: indica uno spettro peculiare
v: indica una stella di spettro variabile
q: indica una stella che presenta un redshift o un
blueshift nelle righe.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Storicamente, le classi O, A e B sono a volte riferite a stelle di primo
tipo (early-type), le classi K, M, C sono riferite a stelle di ultimo tipo
(later-type) mentre le stelle di classe F e G sono di tipo intermedio
(intermediate-type).
Dopo la lettera M sono state inserite la L, la T e la Y, con temperature
sempre più basse. Alla categoria Y appartengono le nane brune più
fredde mai trovate, con una temperatura superficiale paragonabile
addirittura alla temperatura corporea umana.
Una nota: osservando il cielo saremmo indotti a pensare che nella
Galassia le stelle più frequenti siano quelle più calde di tipo O e B,
seguite dalle A, da qualche stella di tipo F e G e da poche stelle di tipo
K o M. In realtà il cielo è proprio l'opposto: più del 72% delle stelle
sono di tipo M, mentre le stelle di tipo O sono appena lo 0,005%, con il
risultato che per ogni stella di dipo O ce ne sono circa un milione e
settecentomila di tipo M!
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Ne abbiamo già parlato, quindi lo riportiamo
per dovere di contenuto rimandando al ciclo di
vita stellare
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Una popolazione stellare è un insieme di stelle che, all'interno di una galassia, sono dotate di caratteristiche
omogenee che possono riguardare età, composizione chimica, ecc.
Popolazione I sono stelle di recente formazione, quindi la loro composizione è più simile alla composizione della
materia interstellare attuale, quindi ricche di metalli generati nelle supernovae. Sono stelle giovani, ricche di
materiali pesanti, che si posizionano prevalentemente nei bracci delle galassie a spirale (Popolazione di disco).
In genere sono stelle blu, con temperatura quindi maggiore. Solitamente, essendo stelle giovani, le appartenenti
alla Popolazione I si trovano ancora negli ammassi aperti in cui sono nate. Un esempio è dato dalle Cefeidi.
Popolazione II sono stelle formate a partire dal mezzo interstellare primordiale, quindi sono povere di metalli
pesanti creati dalle prime esplosioni di supernovae. Sono stelle prevalentemente rosse, e si trovano soprattutto
all'interno della galassia, nell'alone vicino al nucleo galattico (Popolazione di alone). Non è raro rintracciarle in
ammassi globulari , ed esempi sono dati da RR Lyrae e W Virgins.
Popolazione III sono stelle molto vecchie del tutto prive di materiali pesanti.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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TIPOLOGIE DI STELLE VARIABILI
NOVAE E SUPERNOVAE
CURVE DI LUCE E SCOPERTA DI ESOPIANETI
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Una stella variabile è una stella il cui splendore apparente varia
durante un tempo che non sia quello della sua intera vita di stella,
ovviamente, ma molto più ristretto.
STELLE VARIABILI
INTRINSECHE
ESTRINSECHE
(Algol)
REGOLARI (Cefeidi)
IRREGOLARI
PROPRIAMENTE
DETTE
(T Tauri)
CATACLISMICHE
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Il nome delle stelle variabili viene assegnato anteponendo al genitivo
della costellazione di appartenenza una lettera maiuscola, iniziando
da R.
Se all’interno di una costellazione si arriva a completare il giro, cioè
si arriva alla Q, si inizia con le lettere doppie, ad esempio RR.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Le variabili eruttive sono stelle la cui
luminosità cambia in seguito a
brillamenti e fenomeni violenti che
avvengono nelle loro cromosfere e
nelle loro corone. Le variazioni sono
solitamente associate a eventi che si
verificano nel guscio esterno o a
perdite di massa sottoforma di venti
stellari di intensità variabile, e/o a
interazioni con il mezzo interstellare
circostante.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Esempi: Gamma Cassiopeiae
Rapida rotazione, variazioni fino a 1,5 unità di
magnitudine. La variabilità è indotta dalla rapida
rotazione che fa perdere massa soprattutto a
livello equatoriale formando un disco.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Picchi di lungo periodo che ad intervalli regolari
subiscono cali di brillantezza in grado di arrivare
anche a 9 magnitudini. Dopo il calo, serve qualche
anno (3 più o meno) per ripristinare la luminosità
massima. Si tratta di stelle pulsanti, molto luminose,
povere di idrogeno e ricche di elio e carbonio,
appartenenti ai tipi spettrali B-R. I declini sono lenti e
non periodici e variano da 1 a 9 magnitudini in
periodi che vanno da un mese a centinaia di giorni.
In aggiunta, c'è una pulsazione ciclica di decimi di
magnitudine, in periodi tra 30 e 100 giorni (GCVS).
Molto spesso queste stelle sono avvolte da nubi di
polveri in grado di oscurarle parzialmente.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Il GCVS le definisce stelle con larghe bande di emissione di elio, come pure di carbonio, ossigeno.
Presentano variazioni irregolari con ampiezze fino a 0,1 magnitudini visuali, causate probabilmente
da processi fisici quali l'espulsione instabile di massa dall'atmosfera.
Sono generalmente stelle supergiganti calde e brillanti, con temperature pari a quelle delle stelle O
dalle quali si differenziano per sole righe di emissione.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Le variabili pulsanti sono stelle che vanno
soggette ad espansioni e contrazioni
periodiche degli strati superficiali. Le
pulsazioni possono essere radiali o non radiali.
Una stella che pulsa radialmente rimane di
forma sferica, mentre nel caso di pulsazioni
non radiali la forma dell'astro devia
periodicamente dalla sfera, e persino zone
che sono contigue in superficie possono avere
fasi di pulsazioni opposte.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Le Delta Cep sono le comuni Cefeidi,
stelle che hanno abbandonato la
sequenza principale per passare sul lato
destro del diagramma HR e che
appartengono alla popolazione del disco
galattico, solitamente rintracciabili negli
ammassi aperti dando una grande mano
nella determinazione delle distanze.
Le curve di luce presentano una
impennata veloce ed una diminuzione
più lenta all'interno del periodo.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
La magnitudine può variare tra valori
compresi tra 0,2 e 2 in periodi di tempo che
vanno da 3 a 24 ore. Sono caratterizzate da
una luminosità leggermente inferiore a quella
delle Cefeidi che varia in un periodo di tempo
minore. Se i cambiamenti sono periodici, si
parla
di
effetto
Blazhko.
Si tratta di stelle relativamente anziane, di
popolazione II, presenti soprattutto in
ammassi globulari all'interno dell'alone o del
nucleo galattico e per questo sono anche
dette variabili di ammasso. La composizione
chimica presenta pochi elementi pesanti.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Delta Scuti
Pulsanti radiali e non radiali con spettro A0-F5 III-V, ampiezze di variabilità comprese tra 0,003 e
0,09 magnitudini visuali e periodi da 0,01 a 0,2 giorni. Il massimo dell'espansione dello strato
superficiale segue quasi precisamente il picco di luminosità.
Le stelle di tipo Delta Scuti appartengono al disco galattico. Un sottotipo è dato dalle DSCTC, con
ampiezza inferiore a 0,1 magnitudini.
Mira
Giganti con variabilità di lungo periodo, con tardi spettri di emissione (Me, Ce, Se) e ampiezze di
variabilità da 2,5 a 11 magnitudini in visuale. La periodicità varia tra 80 e 1000 giorni. Il prototipo di
queste stelle è la meravigliosa Mira Ceti, nella Balena.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Le variabili cataclismiche sono stelle in
grado
di
evidenziare
degli
outbursts (esplosioni) verificatesi a livello
superficiale (novae) oppure nucleare
(supernovae). Oltre alle stelle che
presentano vere e proprie esplosioni, ci
sono altre stelle che presentano
fenomenologie visuali simili pur in assenza
di esplosioni vere e proprie, ed altre che
sono caratterizzate da detonazioni minori.
Queste stelle vanno sotto il nome di
novalike.
SERATA N° 8 – LUMINOSITA’, COLORE E CLASSIFICAZIONI STELLARI
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Le stelle novae sono in realtà sistemi binari, con periodi orbitali tra 0,05 e 230
giorni, all'interno dei quali una stella è una nana bianca mentre l'altra è
solitamente una stella di sequenza principale oppure una gigante rossa, una
subgigante o nane di tipo K-M. L'evoluzione della stella compagna la porta ad
aumentare le proprie dimensioni. Questo accrescimento fa si che la distanza
tra le compagne scenda sotto il Limite di Roche, e la forza di attrazione della
nana bianca fa si che il materiale della gigante rossa inizi a prendere la strada
della nana bianca, spiraleggiando nel suo disco di accrescimento fino a
terminare la sua corsa sulla superficie della compagna nana. Già nella fase di
minimo, il disco di accrescimento instabile provoca variabilità fotometrica nella
stella. Il materiale si accumula sulla nana, ad una temperatura già altissima di
per sé, e quando questa nuova massa raggiunge temperature e pressioni
adatte, si innescano reazioni nucleari esplosive che comportano ovviamente
un aumento di luminosità molto ampio in termini di magnitudine. Le esplosioni
avvengono a livello superficiale, nello strato caratterizzato da idrogeno, nuclei
di carbonio e ossigeno. La brillantezza varia da 7 a 19 magnitudini in visuale
nel giro di giorni (fino a centinaia di giorni) e poi scende di nuovo al punto di
partenza impiegando anche anni o decenni.
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Ne abbiamo già parlato in tema di morte di stelle di
grande massa, al quale si rimanda per le supernovae
II.
Le supernovae di tipo Ia derivano invece
dall’interazione in un sistema binario di una nana
bianca con una stella compagna, nana bianca
anch’essa. Nel momento in cui queste due si fondono,
si verifica una esplosione non superficiale ma
nucleare delle stelle, che quindi si distruggono a
vicenda dando vita al fenomeno.
Si verifica supernova Ia anche quando una delle nane
bianche, o la sola nel caso di sistema binario con una
gigante rossa, supera il limite di Chandrasekar.
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Le variabili rotanti sono stelle la cui variabilità deriva da
aspetti superficiali, come differenze di luminosità oppure
forma ellissoidale. La variazione in tali casi non è indotta da
fenomeni esplosivi o pulsanti ma a caratteristiche superficiali
quali macchie o disomogeneità termiche o chimiche
dell'atmosfera , dovutamente a campi magnetici non
coincidenti con la rotazione.
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Già viste in tema di morte di stelle di grande
massa, sono i nuclei delle stelle morte, in rotazione
e con effetto faro diretto verso il nostro pianeta e
quindi il nostro punto di vista.
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Si parla di stella variabile ad eclisse quando le
orbite delle due componenti si presentano di taglio ai
nostri occhi, in modo che ad ogni passaggio o quasi
le due stelle si eclissano in maniera alternata.
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Binarie ad eclisse le cui componenti sono sferiche o leggermente
ellissoidali, con luminosità pressoché costante tra le eclissi a causa di
fenomeni di riflessione della luce o di variazioni fisiche. I periodi variano tra
0,2 e 10000 giorni mentre le variazioni di luminosità variano tra 0,01 e
qualche magnitudine. Le curve di luce presentano precisi momenti di inizio
e di fine ciclo.
Le componenti possono essere di vario stato evolutivo. I sistemi di questo
tipo le cui componenti sono semistaccate ed una evoluta al contrario
dell'altra e con trasferimento di materia tra le stesse vengono detti binarie
di tipo Algol.
Affinché si abbia un sistema di questo tipo, il raggio delle stelle deve
essere piccolo rispetto al semiasse maggiore dell'orbita del sistema.
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Si tratta di stelle la cui variabilità è dovuta
al transito di pianeti sul disco stellare. La
stella prototipo è V376 Pegasi
(HD209458).
In pratica lo studio di queste stelle è
quello che porta alla scoperta di
esopianeti attraverso il metodo dei
transiti, in grado di svelare anche anelli
planetari e satelliti.
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Le sorgenti X sono sistemi binari stretti con emissioni intense e variabili nello spettro X e ottico
che non sono stati inquadrati nelle categorie precedenti.
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GLI INSIEMI DI STELLE: AMMASSI E ASSOCIAZIONI
GALASSIE: DALLA NASCITA ALLE CLASSIFICAZIONI
ACTIVE GALACTIC NUCLEI
