Le stelle sono corpi celesti luminosi, che appaiono puntiformi per l’enorme distanza che le separa da noi. L’astrofisica è il settore dell’astronomia che studia l’evoluzione dei corpi celesti e dell’universo, utilizzando la moderna fisica quantistica e la teoria della relatività. Per determinare la distanza di pianeti e stelle relativamente vicine, il metodo più usato è quello della parallasse trigonometrica. Si definisce angolo di parallasse, l’angolo sotto il quale, dalla stella, si vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre e parsec (parallasse – secondo) un angolo di 1”. Si determina la distanza di una stella in base alla relazione: distanza(in parsec) = 1/parallasse ( in secondi). L’Unità astronomica è la distanza media Terra-Sole (circa 150 milioni di chilometri). L’anno luce è la distanza percorsa dalla luce in un anno. La luminosità apparente di una stella è la quantità di energia radiante, proveniente da essa, che attraversa un’unità di superficie terrestre. Dipende da due fattori: la quantità di luce effettivamente emessa dalla stella e la sua distanza dal nostro pianeta. Se si conosce la distanza d di una stella, si può determinare la sua luminosità assoluta L, ossia la quantità di energia irradiata da una stella nell’unità di tempo. Nella scala delle magnitudini apparenti, le stelle sono suddivise in sei classi di grandezza in base alla loro luminosità, come viene percepita ad occhio nudo. La magnitudine assoluta è la magnitudine apparente che le stelle avrebbero se fossero collocate tutte alla stessa distanza, di 10 parsc, dalla Terra: M = m +5 -5log d. In alcuni casi, come quello delle Cefeidi, che variano con regolarità la loro luminosità e perciò sono dette variabili pulsanti, è possibile ricavare la loro magnitudine assoluta, e dal confronto con la magnitudine apparente, determinarne la distanza. Un corpo incandescente emette radiazioni elettromagnetiche di diversa frequenza (Legge di Wien). La frequenza per la quale si ha il massimo di emissione è direttamente proporzionale alla temperatura assoluta. In base alle caratteristiche delle righe dei loro spettri, le stelle sono state suddivise nelle classi p tipi spettrali O, B, A, F, G, K, M dalle più calde alle più fredde. Il Diagramma H-R rappresenta “un’istantanea” dell’evoluzione stellare. La maggior parte delle stelle (circa il 90%) si dispone lungo una fascia obliqua, detta sequenza principale. Le stelle in basso a destra sono fredde e poco luminose (nane rosse), quelle in alto a sinistra sono molto luminose e molto calde (giganti blu). Le stelle che non appartengono alla sequenza principale sono raggruppate in due zone. In alto a destra si trovano le giganti e le supergiganti rosse, fredde, ma di notevole luminosità assoluta, in basso a sinistra le nane bianche, molto calde e di piccole dimensioni. Esistono altri tipi di stelle, quali le variabili pulsanti e le variabili esplosive come novae e le supernovae, che presentano un temporaneo ed enorme aumento di splendore. Esistono inoltre le stelle binarie, cioè coppie di stelle che ruotano l’una intorno all’altra e che si distinguono in binarie visuali, astronomiche, spettroscopiche e binarie a eclisse. Esistono nebulose luminose e nebulose oscure, come i globuli di Bock.
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