CAPITOLO 2
Le stelle (2° parte)
Per esprimere le distanze tra i corpi celesti usiamo delle specifiche unità di misura:
Unità Astronomica (U.A.): è usata nei limiti del sistema solare e corrisponde alla distanza Sole-Terra di circa
149600000km.
Anno-luce: è la distanza percorsa da un anno dalla luce che corrisponde a 9463 miliardi di kilometri.
Parsec: il termine deriva da parallasse di un secondo d’arco ovvero un parsec è la distanza di un punto che
formerebbe un angolo di un secondo di grado (ovvero la 3600 parte di un grado) tra le visuali di un
osservatore sulla terra e uno sul sole. Esso corrisponde a 3,26 anni luce e a 30900 miliardi di kilometri. Non è
possibile determinare distanze di stelle la cui parallasse sia inferiore a un centesimo di secondo di grado.
Le stelle vengono catalogate secondo alcuni parametri che tengono conto di alcuni aspetti fondamentali delle stelle:
La magnitudine è la luminosità delle stelle che viene misurata mediante appositi fotometri fotoelettrici. Gli antichi
avevano diviso sei gradi di luminosità che vanno dal più luminoso (1) al meno luminoso (6). Oggi abbiamo scoperto
che tra ognuno di questi gradi c’è una differenza di circa 2,5 volte a abbiamo aggiunto la magnitudine 0 e altri gradi
negativi per indicare stelle più luminose. (Es: tra una stella di magnitudine 1 è 2,5 volte più luminosa di una di
magnitudine 2 e 6,25 volte rispetto a una di grado 3 (2,5X2,5)). Il sole raggiunge -26,8 mentre con gli apparecchi più
moderni arriviamo a percepire stelle con magnitudine 30. Però la luminosità che noi percepiamo è influenzata dalla
distanza rispetto alla terra, perciò dividiamo la magnitudine apparente (indicata con m) dalla magnitudine assoluta
(M) che corrisponde alla luminosità delle stelle poste ad una distanza standard di 10 parsec. Per calcolare M occorre
sapere m e la distanza della stella. Se non conosciamo la distanza possiamo avvalerci degli spettri.
Alcune stelle hanno una magnitudine variabile, ovvero la loro luminosità si indebolisce o si accresce a intervalli
regolari.
Esistono sistemi di stelle doppie (ovvero che ruotano attorno ad un baricentro comune). In alcuni casi possiamo
distinguerle col telescopio e sono dette binarie visibili, oppure vengono riconosciute per la variazione della
luministica descritte come variabili a eclisse. Si conoscono anche sistemi multipli di 3 o più stelle. Le stelle binarie
vengono studiate perché dall’analisi delle loro orbite possiamo risalire alla loro massa o al loro diametro.
Con gli spettroscopi possiamo individuare la natura chimica della sorgente luminosa. Esaminando la posizione e gli
spessori delle righe degli spettri possiamo individuare i composti chimici o le masse gassose attraversate dalla luce
stessa. Le stelle sono quasi tutte formate da idrogeno all80%, da elio al 19% e il restante è formato da tutti gli altri
elementi chimici. Ma il tipo spettrale dipende dalla temperatura. All’analisi spettroscopica le diverse temperature
delle stelle si traducono in differenti tipi spettrali: perciò le stelle vengono classificate in classi spettrali ordinate in
funzione di valori decrescenti della temperatura. La classe spettrale O comprende le stelle a temperatura più altra
(30000-60000 kelvin) e sono di colore bianco-azzurro, mentre la classe M raccoglie le stelle più fredde (3000 kelvin)
di colore rosso.
Le stelle si muovono nel firmamento, ma nella maggior parte dei casi il loro movimento è impercettibile a causa
della loro distanza, ma alcune si muovono anche a 100 km/s.
Gli spazi che separano le stelle sono fatti di materia interstellare, ovvero polveri finissime e gas che vengono
chiamate nebulose: vi sono nebulose oscure prive di luce, nebulose riflettenti debolmente luminose se attraversati
da luce di stelle brillanti e vicine o nebulose ad emissione che emettono una tenue luce per il fenomeno della
fluorescenza provocato nei gas dalle radiazioni ultraviolette di qualche stella vicina.
© Federico Ferranti S.T.A.
www.quintof.com
