Stelle
Primo Levi 2013
Roberto Bedogni
INAF Osservatorio Astronomico di Bologna
via Ranzani, 1 40127 - Bologna - Italia
Tel, 051-2095721 Fax, 051-2095700
http://www.bo.astro.it/~bedogni/primolevi
Email :[email protected]
Cosa sono le stelle ?
Le stelle sono sfere autogravitanti di gas ionizzato ad alta temperatura, che
emettono energia, la cui fonte risiede nelle reazioni nucleari, che avvengono nella
regione centrale, detta nucleo, e che consistono nella fusione di idrogeno in elio, di
gran lunga la più importante, ed in seguito in altri elementi più pesanti.
Le stelle sono sfere di gas ionizzato, che producono energia al loro interno e la
riemettono nello spazio circostante
Le stelle sono fucine termonucleari autoregolate.
Almeno nella stragrande maggioranza dei casi, in qualche caso infatti i meccanismi
non si rivelano sufficienti e si verifica un'esplosione.
Le stelle si evolvono ?
I meccanismi di produzione dell'energia garantiscono alle stelle condizioni di
stabilità su tempi che vanno dai milioni ai miliardi di anni.
Solo nel secolo scorso i progressi della scienza hanno consentito di comprendere
appieno i meccanismi ed i fenomeni che regolano l'evoluzione delle stelle
dalla formazione sino agli stadi finali della loro vita.
Il concetto di evoluzione prima poteva essere unicamente supposto, dal momento
che in natura non esistono serbatoi infiniti di energia.
Fu necessario attendere lo sviluppo della termodinamica nel XIX secolo per rendersi
conto che calore ed energia erano la medesima cosa e che l'irraggiamento era una
forma di trasporto dell'energia, ma si dovette attendere lo sviluppo della fisica
nucleare nel XX per comprendere che la fonte dell'energia stellare risiedeva nella
fusione nucleare dell'idrogeno.
Le stelle: proprietà fisiche
Parametri fisici- la composizione chimica delle stelle
Elementi (misura diretta)
La composizione chimica di una stella si ricava dalle misure
spettroscopiche ed è riferita alla fotosfera stellare
Idrogeno ed Elio
Gli spettri delle atmosfere stellari, solitamente a righe di assorbimento,
mostrano che gli elementi di gran lunga più abbondanti sono Idrogeno e
Elio, i quali da soli costituiscono una rilevante frazione (dal 96% al 99%)
della massa di una stella.
Metalli
Il resto è suddiviso tra gli altri elementi, che gli astronomi denominano nel
loro complesso con il termine di metalli, in una miscela in cui prevalgono
carbonio, ossigeno, azoto, neon, argon, magnesio, zolfo, calcio, potassio,
ferro, nichel, titanio, silicio, circa nelle stesse percentuali che si riscontrano
sulla Terra.
Metallicità
Il valore della metallicità si ottiene utilizzando come misura di riferimento
l'abbondanza degli elementi metallici del Sole. Tale misura non è di carattere
assoluta ma relativa. Le linee di assorbimento che si osservano sono quelle
dell'idrogeno e del ferro.
La metallicità del Sole è pari ad un 1,6% della massa.
L'indice di metallicità si ottiene dal rapporto Fe/H che rappresenta il logaritmo
del quoziente tra l'abbondanza di metalli nella stella e l'abbondanza solare.
Questa è la sua formula:
[Fe/H] = log10(Fe/H)stella – log10(Fe/H)Sole
dove (Fe) indica il valore dell'abbondanza di ferro ed (H) quella dell’idrogeno
Per il Sole sarà [Fe/H] = 0.
Gli oggetti con meno metalli del Sole possiedono un indice di metallicità
negativo mentre gli altri oggetti ricchi in metalli possiedono un indice positivo.
La scala è logaritmica, una metallicità di "-1" equivale a una abbondanza dieci
volte minore a quella del Sole e un indice di valore "+1" corrisponde ad una
abbondanza dieci volte maggiore.
Parametri fisici - la luminosità delle stelle
¾ Luminosità (misura diretta)= energia totale emessa dalla
superficie della stella ogni secondo e si misura in Joule/sec=J/s
Nota la luminosità del Sole, quella delle stelle è calcolabile quando se ne
conosca la magnitudine assoluta M; operando il confronto con i rispettivi valori
solari, si ottiene
M-M~ = -2,5 log(L/L~)
con M~ = 4,83 (magnitudine assoluta del Sole).
NB L~ è la luminosità del Sole pari a 4 ·1026 J/sec
100000 L~
Super
giganti
nane
bianche
0,0001
Parametri fisici – la temperatura delle stelle
¾ Temperatura (misura indiretta)= temperatura della sua
fotosfera
Le temperature delle stelle si distinguono in:
Temperatura effettiva (corpo nero in equilibrio termodinamico)
Temperatura di colore (in un intervallo di lunghezza d’onda-colore)
Temperatura bolometrica (su tutto lo spettro)
Temperatura di eccitazione e di ionizzazione (a seconda dei processi di
formazione delle righe spettrali)
30000
bianco
azzurro
verde
T (ºK)
giallo
rosso
2000
arancione
T~
T~ è la temperatura del Sole pari a 5700 ºK
Parametri fisici – il raggio delle stelle
Nane
100
500
Ro
Super
giganti
1
Giganti
0,00003
Stelle di
neutroni
¾ Raggio (misura quasi sempre indiretta)= raggio della
sua fotosfera
R~ è il raggio del Sole pari a circa 700.000 Km
Raggio delle stelle-misura
• Solo in alcuni specialissimi casi e con
tecniche sofisticate è possibile avere
una misura diretta dei diametri
stellari.
• Le osservazioni con i telescopi non
permettono di osservare il disco
stellare: le stelle, per quanto siano
potenti i telescopi, appaiono sempre
puntiformi, del tutto simili all'idea
geometrica che possediamo del
punto.
• Alcune eccezioni: Betelgeuse figura
a lato
Betelgeuse
Raggio temperatura e luminosità
La legge di Stefan-Boltzmannn (corpo nero-equilibrio
termodinamico) risulta particolarmente utile per calcolare
la quantità di energia emessa nell'unità di tempo da un
corpo, di cui si conosca la superficie.
Tale quantità prende il nome di luminosità L.
Per un corpo nero di forma sferica con raggio R, che si trovi
alla temperatura T, la luminosità vale
L = 4πR2 σT4
σ= 5,67×10-8 J/(m2T4s)
Raggio delle stelle-misura
Parametri fisici- la massa delle stelle
¾ Massa (misura indiretta)
La massa di una stella coincide con la massa di tutta
la materia da cui essa risulta composta
Giganti
azzurre
100 M~
Nane
Stelle di
neutroni
0,5
M~ è la massa del Sole pari a 2 ·1030 Kg
1. La massa delle stelle è misurabile direttamente per i sistemi
binari
2. La relazione massa-luminosità permette una stima indiretta
della massa (vedi in seguito stelle binarie)
Popolazioni stellari
Le osservazioni portano, dunque, ad individuare popolazioni
stellari diverse, caratterizzate dal diverso contenuto di
metalli.
Gli astronomi chiamano stelle di Popolazione I le stelle
appartenenti agli ammassi aperti, ricche di metalli (circa il
2% della massa stellare)
Stelle di Popolazione II quelle appartenenti agli ammassi
globulari, povere di metalli (circa lo 0,2% della massa
stellare).
Sistemi Binari
Sistemi binari
Un primo livello di aggregazione, nel quale si trova circa il 70% delle stelle, è
costituito sistemi dai binari o stelle doppie.
Si tratta di stelle che all'occhio nudo appaiono singole, ma che con
l'ingrandimento di un telescopio (binarie visuali) o con l'osservazione
fotoelettrica (binarie fotometriche o ad eclisse) o spettroscopica (binarie
spettroscopiche), appaiono formate da due componenti stellari vicine, a
pochi secondi d'arco l'una dall'altra.
Un sistema binario è costituito da due stelle che percorrono ciascuna
un'orbita ellittica intorno al comune baricentro, per effetto della mutua
attrazione gravitazionale, secondo le leggi della meccanica Newtoniana.
Il periodo di rivoluzione è tanto maggiore quanto maggiore è la distanza tra
le due componenti e viceversa, come risulta dalla terza legge di Keplero.
Binarie Visuali
Il Sistema della Kruger 60 (distanza 13 a.l.) Periodo
orbitale=44,6 anni-Semiasse 9,5 U.A.
L'orbita di una delle stelle di un sistema binario visuale rispetto
all'altra si determina con successive osservazioni fotografiche.
Nella figura sono mostrate tre fotografie della stella Kruger 60,
ottenute nel 1908, 1915 e 1920. Si notano le diverse posizioni
delle componenti A e B durante un intervallo di tempo di 12
anni.
Binarie Visuali
I sistemi binari visuali con le componenti meno separate tra di
loro hanno periodi di rivoluzione dell'ordine di un centinaio di
giorni, mentre quelli con le componenti più separate hanno
periodi sino a decine d'anni o più.
Sono note circa 60000 doppie visuali. Lo studio del moto
orbitale delle due componenti di un sistema binario permette
di determinare la massa delle due stelle.
Elementi orbitali di un sistema binario
Gli elementi orbitali, necessari a definire un'orbita di una binaria, sono:
• Periodo orbitale P
• Istante T del passaggio al periastro
•
•
L'inclinazione i rispetto al piano del cielo
L’angolo di posizione della linea dei nodi Ω
•
Il semiasse maggiore a (in U.A.) NB a=a1 + a2 semiassi delle orbite
delle due stelle rispetto al baricentro
L'eccentricità e
La longitudine del periastro ω
•
•
Solo P a ed e sono intrinseci al sistema gli altri dipendono dalla posizione
dell’orbita rispetto all’osservatore
NB a (in U.A.) = a"/ parallasse
Binarie Visuali -parametri
Dalla terza legge di Keplero per un sistema binario di
masse MA ed MB
Si ha:
MA + MB = 4 π2 a3 /(G ·P2)
con G=6,670 ·10-8 gr cm3 s
-2
Se a (semiasse maggiore) è misurato in cm e P
(periodo orbitale) in secondi
Binarie Spettroscopiche
La figura mostra lo spettro di una binaria spettroscopica (strisce scure
orizzontali) con le componenti in posizioni diverse l'una rispetto all'altra. Si noti,
nello spettro superiore, la presenza di righe doppie, che nello spettro inferiore
sono singole.
Le righe doppie sono dovute al diverso moto lungo la direzione di vista (velocità
radiale) delle due stelle rispetto alla Terra.
Quando appare una sola riga, significa che le due stelle sono sovrapposte e non
c'è differenza di moto relativo tra le due componenti (e quindi non c'è
spostamento per effetto Doppler).
Le componenti di una binaria spettroscopica sono molto vicine tra loro e sono
osservate contemporaneamente nella fenditura dello spettroscopio: per questo gli
spettri delle due stelle vengono visti insieme.
Le righe scure verticali, su uno sfondo grigio, rappresentano lo spettro di
riferimento, usato per confronto.
Binarie Spettroscopiche
Nella figura viene mostrato lo schema delle posizioni delle stelle come viste dalla
Terra e il relativo aspetto delle righe spettrali.
Nelle posizioni (3,1) ed (1,3) le due componenti sono allineate lungo la direzione
di vista e si registra un unico spettro con la presenza di una sola riga. Invece
nelle posizioni (2,4) e (4,2) le componenti sono entrambe visibili, pertanto si
vedono due spettri.
La posizione delle righe appare diversa perché le due componenti hanno velocità
radiale diversa rispetto alla Terra: una appare in avvicinamento e l'altra in
allontanamento.
Sono riportate una riga della zona blu dello spettro, una riga gialla e una rossa.
Binarie Spettroscopiche effetti della rotazione stellare
Nella figura viene mostrata la curva di velocità della binaria spettroscopica U
Cephei che mostra l’effetto della rotazione stellare nella sua curva di velocità
radiale.
Binarie Spettroscopiche effetti della rotazione stellare
Nella figura viene mostrata la curva di velocità della binaria spettroscopica U
Cephei che mostra l’effetto della rotazione stellare nella sua curva di velocità
radiale.
Binarie ad eclisse-Transiti e fotometria
Binarie ad eclisse-Transiti e fotometria
Binarie Spettro-Fotometriche (ad eclisse) parametri
La binarie fotometriche che sono anche spettroscopiche permettono di
determinare il massimo dei parametri fisici del sistema di stelle !
1) Nota l’orbita “spettroscopica” si determinano i valori a1seni ed a2 seni (dove
a1 ed a2 sono i semiassi ed i l’inclinazione)
2) dall’orbita “fotometrica” si ricava l’inclinazione i e abbiamo quindi i valori
assoluti dei semiassi a1 ed a2
3) Dalla somma a=a1+a2 ricaviamo i raggi stellari R1 ed R2 (ad es in km)
4) In modo analogo si ricavano le masse stellari M1 ed M2
5) Noti i raggi e, dall’analisi spettrale, i tipi spettrali delle componenti si può
ricavare la temperatura effettiva e quindi le magnitudini bolometriche
6) Correggendo le magnitudini bolometriche si ricavano le magnitudini assolute
visuali
7) Dal confronto con le magnitudini apparenti si hanno facilmente la distanza e
la parallasse che può essere confrontata con la parallasse osservata
In questo modo otteniamo valori certi dei principali parametri stellari
Relazione massa luminosità
La relazione massa luminosità stabilisce che per le stelle di sequenza
principale la massa e la luminosità sono tra loro legate dalla seguente
relazione:
L ~ M 3.5
dove L ed M sono la luminosità e la massa espresse in unità solari.
Relazione massa luminosità e stelle binarie
Utilizzando le stelle binarie, che fortunatamente sono numerose, e la terza legge di
Keplero gli astronomi hanno determinato empiricamente una relazione che lega la
massa e luminosità di una stella.
Se L ed M rappresentano rispettivamente la massa e la luminosità di una stella,
espresse in unità solari, valgono le seguenti relazioni:
1. per le stelle di piccola massa, M ≤ 0,5
L = M2.5
2. per le stelle di massa intermedia, 0,5 < M ≤ 3
L = M3
3. per le stelle di grande massa, M > 3
L = M4
In media si può assumere L = M3.
Le relazioni forniscono unicamente una stima della massa e sono valide per la
sequenza principale
Binarie ad eclisse-tabella
Sp1
Sp2
M1/M~
M2/M~
R1/R~
R2/R~
Mbol2
Mbol1
WW Aur
A5-7
A7
1,81
1,75
1,9
1,9
+1,6
+1,8
AR Aur
B8
B9,5
2,55
2,30
1,8
1,8
-0,2
+0,4
Y Cyg
O9,5
O9,5
17,4
17,2
5,9
5,9
-6,5
-6,5
VY Gem
M1e
M1e
0,64
0,64
0,62
0,62
+7,7
+7,7
Z Her
F4 IV
K0 IV
1,22
1,10
1,6
2,6
+3,0
+3,3
RX Her
B9,5
A1
2,75
2,33
2,4
2,0
-0,2
+0,7
TX Her
A5
F0
2,1
1,8
1,8
1,5
+1,7
+2,8
AR Lac
G2
K0
1,32
1,31
1,54
2,86
+3,8
+3,1
UV Leo
G0
G2
0,9
0,9
1,10
0,99
+4,4
+4,7
U Oph
B5
B6
5,20
4,65
3,4
3,1
-2,5
-2,0
WZ Oph
G0
G0
1,11
1,11
1,37
1,35
+3,9
+3,9
ξ Phe
B6V
A0V
6,1
3,0
3,4
2,0
-2,2
+0,5
Binarie ad eclisse-Giganti e supergiganti
Sp1
Sp2
M1/M~
M2/M~
R1/R~
R2/R~
Mbol2
Mbol1
V365
Sgr
A2 II
B3
4,7
12,0
11
4,9
-2,8
-3,9
ζAur
K4 Ib
B7 V
8,3
5,6
160
…
-4,4
…
31 Cyg
K3 Ib
B3 V
18,2
8,9
170
4,7
-4,9
-3,8
32 Cyg
K6 I
B3 V
22,9
8,1
360
3,9
-5,6
-3,4
Sistemi stellari multipli
Con il telescopio si scoprono sistemi multipli di stelle, ossia un sistema binario in cui
ogni membro appartiene a sua volta ad un sistema binario. Uno di questi sistemi, e
sicuramente il più famoso, è quello di Alcor e del sistema doppio Mizar.
Mizar e Alcor formano un sistema doppio ottico (cioè non legato
gravitazionalmente), separato di 12 minuti d'arco; Mizar, come si vede
dall'ingrandimento, è un sistema doppio visuale, con separazione 12.2 secondi
d'arco (facilmente osservabile con un buon binocolo). Ognuna delle due componenti
di quest'ultimo sistema è a sua volta una binaria spettroscopica. È possibile che
Mizar B sia un sistema triplo.
Stelle variabili
Stelle variabili introduzione
La stella variabile
Mira osservata da
HST
Le stelle variabili mostrano variazioni di luminosità fino ad una decina di
magnitudini stimato dalla loro variabilità fotometrica
con cambiamenti nello spettro e variazioni di velocità radiali
Le variazioni di luminosità presentano variazioni da qualche ora a qualche
anno
Alcune hanno lunghi intervalli di quiescenza e poi riprendono a variare
La prima variabile fu osservata da Fabricius nel 1596 ed la stella ο Cet da
lui denominata “Mira” (meravigliosa straordinaria)
Stelle variabili
I nomi delle stelle variabili sono stati fissati da Argeklander verso la metà
del XIX secolo
Il nome è costituito da una lettera maiuscola da R a Z o da una coppia di
lettere maiuscole seguito dal nome (abbreviato) della costellazione.
Quando il numero delle lettere, sia singole che doppie, è finito si impiega
un numero da 335 in poi (es: R Lyr, DQ Her, V 335 Aql ….)
Vanno ovviamente distinte dalle variabili propriamente dette le binarie ad
eclisse di cui bisogna riconoscere il carattere di sistema binario o come
binarie visuali o come binarie spettro-fotometriche
Le variabili mostrano delle curve di luce che possono essere sovrapposte
mostrando, oppure no, il carattere di periodicità delle stesse.
Stelle variabili-Tipologia
Le variabili sono stelle la cui luminosità varia effettivamente, cioè la stella
stessa diventa più o meno luminosa.
Alcune (NB solo alcune) di queste si raggruppano nei seguenti tipi:
Variabili di tipo Mira
Variabili Cefeidi
Variabili RR Lyrae
Variabili Alpha Cygni
Variabili Delta Scuti
Variabili S Doradus
Varabili eruttive
Variabili cataclismatiche
Etc…
Stelle Novae
Supernovae
Stelle variabili intrinseche proprie
Prototipo
Tipo spettrale
Tipo di
variabilità
Periodo
(giorni)
note
Cefeidi
classiche
Pop I
δ Cep, η
Aql
F5-G
supergiganti
Periodiche
1-50
Pulsazioni radiali
Cefeidi Pop
II
W Vir
G-K Supergiganti
Periodiche
1-50
Pulsazioni radiali
RR Lyrae
Pop II
RR Lyr
A-F Giganti POP II
Periodiche
0,2-1
Pulsazioni radiali
Cefeidi nane
δ Sct
A0-F5 Giganti (?)
Multi-periodiche
1
Pulsazioni multiple
β Cephei
β Cep
B0-B2 Giganti
Periodiche
1
Pulsazioni non
radiali
Intermedie
RV tau
K Supergiganti
Periodiche
50-100
Pulsazioni radiali
atipiche
Mira
ο Cet
M Supergiganti
Periodiche
100-400
Pulsazioni radiali
atipiche
Semiregolari
α Her
M Supergiganti
Aperiodiche
Fenomeni
atmosferici
Stelle variabili atipiche
nome
Tipo spettrale
Tipo di
variabilità
Periodo
note
Novae
DQ Her
V603 Aql
Pec. Subluminose
Acicliche
100 ?
Esplosioni in binarie
Novae
ricorrenti
T CrB, RS
Oph
Pec. Subluminose
Cicliche
30
Esplosioni in binarie
Stelle
simbiotiche
Z And
M + em
Subluminose?
Irregolari
U
Geminorum
U Gem
Pec, G
Subluminose
Cicliche
R Coronae
Borealis
R CrB
G Giganti ?
Irregolari
T Tauri
T Tau, RW
Aur
Pec.
Superluminose
Irregolari
Protostelle- variabili
eruttive
P Cygni
P Cyg
AeB
Supergiganti
Irregolari
Prime fasi stelle
Massicce
Carinae
η Car
Pec.
Superluminose
Irregolari
Prime fasi stelle
Massicce
Binarie ?
100
Esplosioni in binarie
Cefeidi classiche-curva di luce
Le cefeidi sono stelle supergiganti di Popolazione I (stelle di disco) con tipi
spettrali F-K
Hanno una curva di luce regolare con un rapido incremento di luminosità
seguito da un lento declino
La variazione di luminosità è interpretata come una sequenza di pulsazioni
radiali che interessa la materia compresa tra 0,8 ed 1 raggio stellare
Cefeidi classiche-curva di luce
Le Cefeidi nei dintorni del Sole
Il meccanismo di pulsazione delle Cefeidi
Le pulsazioni sono dovute a un processo che prende il nome di meccanismo
κ. Una parte dell'atmosfera esterna dell'astro diviene otticamente più tenue a
causa della ionizzazione dell'He II in He III. Quando gli atomi perdono un
elettrone, la probabilità che essi assorbano energia aumenta; ciò provoca un
aumento della temperatura che causa l'espansione dell'atmosfera.
Al termine dell'espansione, la densità e la temperatura diminuiscono e l'He II
He III inizia a ricombinarsi in He II; l'atmosfera diviene dunque meno
ionizzata e perde energia, raffreddandosi e dunque contraendosi (nel rispetto
della prima legge di Gay-Lussac).
Quando la stella si contrae, la densità e la temperatura dello strato di elio
monoionico (He II) aumentano, mentre quest'ultimo viene nuovamente
ionizzato in He III.
L'opacità aumenta e il flusso energetico proveniente dall'interno della stella
viene effettivamente assorbito. La temperatura dello strato aumenta, mentre
re-inizia l'espansione e il ciclo ricomincia; il risultato di questo ciclo è la
periodica pulsazione dell'atmosfera della stella e una conseguente variazione
della luminosità.
Relazione periodo luminosità
Le variabili Cefeidi sono stelle pulsanti con periodi che vanno da 2 a 40 giorni. La
signora Leavitt nel 1912 trovò, dopo avere effettuato centinaia di misure delle
variabili Cefeidi nelle nubi di Magellano, una relazione tra il periodo P e la
magnitudine assoluta Mv.
Mv=-20.5 log P -1,37
Da notare che le Cefeidi classiche sono stelle di Pop I mentre le Cefeidi W Virginis in
tutto identiche alle altre salvo la variazione di luminosità (1,5 magnitudini più deboli
delle “classiche”) sono stelle di Pop II
Cefeidi come candele standard
In altri termini le Cefeidi più brillanti variano di luminosità più di quelle meno
brillanti e quindi è possibile risalire dal periodo di variabilità alla magnitudine
assoluta. Dal momento che la magnitudine apparente è sempre disponibile
viene ad essere noto immediatamente il modulo di distanza e quindi la
distanza stessa. Per questo motivo le Cefeidi sono dette indicatori di distanza
o candele standard.
Variabili eruttive
Espansione della stella variabile V838 Monocerotis ad una distanza di 20000
a.l. è diventata 600000 volte più luminosa del Sole
Novae
Le Novae sono stelle variabili, non periodiche, che dopo fasi di quiescienza
variano di luminosità impulsivamente con rilascio di una gran quantità di
energia pari a circa 10 46 erg
Un piccolo «zoo» stellare
Antares - α Sco
Temperatura = 2800°K
Luminosità = 9000 L~
Diametro = 4 UA
Distanza = 520 al
F. Mazzucconi
Betelgeuse - α Ori
Temperatura = 2800°K
Luminosità = 10000 – 19000 L~
Diametro = 700 – 1300 D~
Distanza = 450 a.l.
Orbita di Giove
F. Mazzucconi
Betelgeuse - α Ori
Rasalgethi - α Her
Nell’infrarosso sarebbe la
stella più brillante del cielo
Mercurio
Temperatura = 2500°K
Luminosità = 500 L~
Raggio = 2 UA
Distanza = 380 al
Marte
F. Mazzucconi
Archernar
Classificazione
Classe spettrale
Distanza dal Sole
Costellazione
stella bianco-azzurra di sequenza principale
B3 Vpe
144 anni luce
Eridano
Dati fisici
Diametro medio
Raggio medio
Massa
Temperatura superficiale
Luminosità
Indice di colore (B-V)
Età stimata
circa 13 900 000 km
circa 10 R☼
6-8 M☼
14.500–19.300 K (media)
2.900-5.400 L☼
-0,20
da 1 a 5 milioni di anni
Dati osservativi
Magnitudine apparente da Terra
Magnitudine ass.
Parallasse
Moto proprio
Velocità radiale
0,50
-2,77
22,68 ± 0,57 mas
AR: 88,02 mas/anno
Dec: −40,08 mas/anno
+16 km/s
Il sistema di α Centauri
α Cen
Le dimensioni rispetto al Sole
Proxima
Sole
α Centauri A
F. Mazzucconi
α Centauri B
A α Cen – Rigil (il piede) B
•
•
•
•
•
•
Distanza = 4,35 a.l.
Tipo spettrale = G2
Massa = 1,09 M~
Raggio = 1,23 R~
Luminosità = 1,54 L~
Età = 4,85 – 6,8 miliardi
di anni
• Temperatura = 5770°K
F. Mazzucconi
•
•
•
•
Tipo spettrale = K1
Massa = 0,91 M~
Raggio = 0,86 R~
Luminosità = 0,50 L~
• Temperatura = 5300°K
• Anno di scoperta: 1752
Il sistema di α Cen
Proxima
P=106 anni
P=80 anni
Giove
α Cen B
11,6 UA
36 UA
α Cen A
13.000 UA (300 Plutone) = O,24 al
Urano
F. Mazzucconi
?
Proxima Centauri
•
•
•
•
•
•
•
•
• E’ una nana rossa, che
Distanza = 4,22 a.l.
è stata per lungo
Tipo spettrale = M5
tempo la stella più
Massa = 0,12 M~
debole conosciuta
Raggio = 0,15 R~
• Vista dalle altre due
stelle è una stellina
Luminosità = 1/18.000 L~
appena visibile a
Età = 5 – 6 miliardi di anni
occhio nudo, mv = 4,8
Temperatura = 3300°K
• Messa alla distanza
del Sole, il disco della
Anno di scoperta: 1915
stella sarebbe appena
visibile
F. Mazzucconi
Caratteristiche di Proxima
• E’ una flare-star, cioè una stella con
un’intensa attività superficiale
• Nell’arco di pochi minuti può
aumentare la sua luminosità di
molte volte
• Durante le esplosioni emette la
stessa quantità di raggi X che
emette il Sole, il che rende del tutto
improbabile la presenza di vita su
eventuali pianeti
F. Mazzucconi
Pistol Nebula e
stella
M ~ 100-200 M~
L > 107 L~
d ~ 25000 a.l.
SN tra 2 Myr
SN 1987A
LMC
D=169000 a.l.
