Appunti di Astronomia

SOLE
DATI
Forza di gravità del Sole = 28 volte quella terrestre
Temperatura superficiale = 5800° C
Periodo medio di rotazione = 25.28 giorni. Si parla di periodo medio perché
non essendo un corpo solido ha una velocità di rotazione maggiore
all’equatore e minore ai poli
Anno galattico = 225 / 250 milioni di anni. E’ il tempo impiegato a compiere una
rivoluzione attorno al centro della nostra galassia. La sua distanza dal centro è
pari a 30000 anni luce (AL). Dalla nascita della Terra il Sole ha compiuto circa
20 giri completi
COMPOSIZIONE Il Sole è formato per il 74% da idrogeno (H) e pe il 25% da elio (He)
Pur essendo formato da gas, non si può dire che sia un corpo allo stato
gassoso ma di plasma. Esso è costituito da un insieme di particelle con
cariche elettriche positive (ioni) e negative (elettroni) e rappresenta il 99%
dell'Universo, come conseguenza dell'elevata temperatura esistente nei corpi
celesti, che porta alla ionizzazione degli atomi. La formazione di questo stato
della materia è possibile solo se il materiale di partenza è sotto forma gassosa
e viene portato a temperature comprese tra 3000°C e 20 000°C. Il plasma si
trova all'interno del Sole, nei gas interstellari, nei nuclei delle galassie.
Spettrografia del Sole. Le bande scure permettono di individuare gli elementi
che compongono il corpo celeste
STRUTTURA
Nucleo
Zona radioattiva
Zona convettiva
Fotosfera
Qui avviene la reazione di fusione nucleare a
temperature di circa 14 milioni di gradi. Due atomi
di deuterio (isotopo dell’idrogeno con un neutrone
nel nucleo) fondono insieme per dare origine ad
una atomo di elio e nella reazione si sprigiona
una grande quantità di energia sottoforma di
raggi ɣ
Porzione con temperature che scendono dai 9 ai
2 milioni di °C. Qui il calore si propaga per
irraggiamento ed il percorso casuale delle
radiazioni e particelle fa degradare l'energia
abbattendo gran parte dei raggi ɣ e generando le
radiazioni visibili. I fotoni (particelle di energia
luminosa) impiegano 200000 anni ad attraversare
la zona radioattiva
L'area è caratterizzata da temperature e densità
inferiori a quelle degli strati sottostanti; di
conseguenza, energia e calore non possono
essere trasferiti per irraggiamento, ma attraverso
moti convettivi. La materia più calda e meno
densa viene portata in superficie, dove cede
parte della propria energia termica; una volta
raffreddata, la materia risprofonda alla base della
zona convettiva, dove riceve nuovamente il
calore proveniente dalla zona radiativa.A
differenza dello strato sottostante, dunque, nella
zona convettiva la materia è in costante
movimento
La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, si
tratta del primo strato visibile, dal quale l'energia
proveniente dall'interno è libera di propagarsi
Atmosfera
nello spazio. È sede di fenomeni come le
macchie solari e i flare (protuberanze).
All'osservazione diretta la fotosfera presenta un
aspetto granuloso, dovuto alla presenza della
granulazione, ovvero della parte superficiale delle
micro celle convettive che recano materia più
fredda e, quindi, di colore più scuro.Sempre sulla
fotosfera si possono vedere le macchie solari che
appaiono più scure rispetto al resto della
fotosfera a causa della loro temperatura più
"bassa" (dell'ordine dei 4500 K). Si tratta di
regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la
convezione (visibile nel resto della superficie
sotto forma di granulazione) risulta inibita dal
forte campo magnetico, che riduce il trasporto di
energia dalle regioni interne più calde alla
superficie.
La temperatura superficiale si aggira sui 5800° C
Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono
l'atmosfera solare e sono: la cromosfera e la
corona
Cromosfera = il gas è molto rarefatto con una
temperatura che aumenta moltissimo. Qui si
formano le protuberanze che sono emissioni di
getti d’idrogeno a milioni di gradi, causate dai
campi magnetici
Corona = è la parte più esterna dell’atmosfera
solare, visibile solo durante un’eclisse totale. E’
un guscio di gas estremamente rarefatto da cui
origina il vento solare, fatto di particelle
radioattive (raggi ɣ, raggi X, protoni veloci) e
radiazioni di varia lunghezza d’onda, come i raggi
UV, i raggi infrarossi e la luce visibile
Il campo magnetico terrestre devia il vento
solare. Ai poli, tale campo è più debole ed il vento
solare riesce ad ionizzare le particelle gassose
della ionosfera dando luogo alle aurore boreali
ANNOLUCE = Unità di misura delle distanze astronomiche. Rappresenta la distanza percorsa
dalla luce, che viaggia a 300000 km/sec, in un anno, vale a dire 9.460.800.000.000 km
PARSEC = altra unità di misura e corrisponde a 3.26 anniluce
La stella più vicina a noi, dopo il Sole, è Proxxima Centauri, con una distanza di 4.22 anniluce
STELLE
Gli spettroscopi permettono di ottenere molte altre informazioni sulle stelle,oltre la loro
composizione, come la loro rotazione, se si stanno dilatando o meno, se si tratta di una stella
singola o di un sistema doppio.
Classificazione delle stelle
CLASSE
O
B
A
F
G
K
M
COLORE
Blu azzurro
Bianco azzurro
Bianco
Bianco giallo
Giallo
Arancio
Rosso
TEMPERATURA
Tra 28000 e 50000 °C
Tra 9600 e 28000° C
Tra 7100 e 9600° C
Tra 6000 e 7100° C
Tra 5000 e 6000° C
Tra 3000 e 5000° C
< 3000°C
Diagramma Hertzsprung-Russell
Il diagramma Hertzsprung-Russell (dal nome dei due astronomi che lo idearono; in genere
abbreviato in diagramma H-R) è uno "strumento" teorico che mette in relazione la temperatura
effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle. La temperatura
effettiva e la luminosità sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche
intrinseche della stella (massa, età e composizione chimica)
A cosa serve :Il diagramma H-R ed il diagramma Colore-Magnitudine vengono utilizzati per
comprendere l'evoluzione e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari
Come funziona :Da un primo esame del diagramma H-R si osserva immediatamente come le stelle
tendano a posizionarsi in regioni ben distinte: la struttura evolutiva predominante è la diagonale
che parte dall'angolo in alto a sinistra (dove si trovano le stelle più massicce, calde e luminose)
verso l'angolo in basso a destra (dove si posizionano le stelle meno massicce, più fredde e meno
luminose), chiamata la sequenza principale. In basso a sinistra si trova la sequenza delle nane
bianche, mentre sopra la sequenza principale, verso destra, si dispongono le giganti rosse e le
supergiganti.
Betelgeuse, stella posizionata in alto a sinistra nella costellazione di Orione, dista 700 AL, è una
gigante rossa con una massa 10 volte quella del Sole, ma una bassissima densità
Le Nane rosse sono le stelle più comuni, ma a occhio nudo non si vedono. Ogni tanto hanno
violentissime esplosioni, come dei flash, che le rendono luminose e brevissimi periodi. Hanno vita
molto lu. La stella collassa immediatamente su se stessa e ciò comporta un aumento della
temperatura sinnga, anche 40 miliardi di anni.
Le Nane brune (temperatura superficiale di 1500/1600° C) non emanano lune e sono visibili solo
con telescopi a raggi IR (infrarossi). Sono stelle “abortite”, troppo piccole per innescare la reazione
nucleare, e sono molto comuni
La fine di una stella
La morte di una stella dipende dalla sua massa
NANE ROSSE
SOLE e stelle di
media grandezza
STELLE CON
MASSA 4/5 volte
quella del Sole
STELLE CON
MASSA 8/10
volte quella del
Sole
Una volta esaurito l’idrogeno, iniziano a contrarsi e ciò provoca un
riscaldamento sino a diventare una Nana blu (un gas quando viene
compresso aumenta la sua temperatura). Poi si spegne lentamente
Una volta terminato l’idrogeno, si innesca una nuova reazione di fusione
che trasforma l’elio in Berillo e poi in carbonio. Queste reazioni sono più
energetiche e portano la stella a dilatarsi, tanto che il Sole arriverà alla
nostra orbita, diventando una Gigante rossa. Quando anche tutto l’elio
si è consumato, la parte interna collassa e quella esterna viene espulsa
con violenza dando luogo ad una nebulosa. La parte collassata
diventerà una nana bianca, grande come la Terra, con una densità
elevatissima, e, simile ad un grosso tizzone che si sta raffreddando,
diventerà una Nana rossa e poi nera. Poiché nella Nana bianca c’è
Carbonio, la forte pressione dovuta al collassamento trasforma il
nucleo in un enorme diamante grande quanto la Luna.
Le reazioni nucleari di fusione vanno oltre il Carbonio per produrre
Ossigeno. Con questa reazione l’energia sprigionata è tale da far
esplodere la stella in una Super Nova di Tipo 1: si forma una nebulosa
senza alcun residuo al suo interno
In queste stella la fusione del Carbonio è più “tranquilla”, la stella si
espande e prosegue le reazioni nucleari generando via via atomi sempre
più pesanti sino ad arrivare alla formazione del Ferro. Qui la reazione si
ferma perché essa non produce più energia; la stella collassa e ciò
provoca un aumento della temperatura sino a 1 miliardo di gradi che fa
STELLE CON
MASSA 11 volte
quella del Sole
incendiare la parte più esterna: si forma la Super Nova di Tipo 2 con
un’esplosione è visibile ad occhio nudo.
Quello che resta è una stella di neutroni ( o pulsar) con un diametro di
circa 30 km ed una densità elevatissima; gli elettroni ed i protoni si
fondono per dare luogo ai neutroni ( da qui il nome) e l’emissione di
radiazioni e notevolissima, con espulsione di getti di raggi ɣ
L’evoluzione è uguale alla precedente sino alla formazione della stella di
neutroni, ma si va oltre: il Buco Nero. Questo è una sfera del diametro di
5/7 km fatto di materia concentratissima e densità così elavata da
generare una forza di gravità alla quale nemmeno la luce può sfuggire e
tale da deformare la curvatura dello spazio intorno. Assorbe la meteria
circostante ed emette lampi di raggi ɣ con flussi della lunghezza anche
di 600 AL.
Al centro della nostra galassia, la Via Lattea, c’è un grande Buco Nero