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La Scienza da
sempre si è avventurata nelle proprie ricerche per la conoscenza del nostro
mondo: lo scienziato ha iniziato a muovere i suoi primi passi al di là dei
confini della terra,verso gli altri corpi del Sistema Solare.
Da tempi immemorabili l’uomo osservava il cielo notturno e oltre alla Luna
aveva scoperto numerosi compagni di viaggio della Terra :pianeti, satelliti
e corpi minori e,con cannocchiali e telescopi, tentato di conoscerne forme e
natura.
Quando,in una giornata serena, la luce del Sole permea ogni cosa,
l’orizzonte che ci circonda appare chiuso in ogni direzione dalla volta
azzurra, impenetrabile, del cielo: oltre al disco del Sole e, a volte,
all’immagine sbiadita della Luna, sembra che non esista niente altro al di
fuori del nostro pianeta. Ma se torniamo a guardare il cielo quando il Sole
è tramontato, allora l’orizzonte si dilata all’infinito: quasi tutti gli
innumerevoli punti luminosi disseminati nella volta celeste si trovano a
distanze enormi e costituiscono una realtà estesa ben oltre lo spazio
“vicino”, entro cui la Terra e altri otto pianeti ruotano,da miliardi di
anni,intorno alla stella Sole. Lo sviluppo di tecniche di ricerca
astronomiche ha aumentato le nostre capacità di osservazione e quei punti
luminosi si sono rivelati corpi diversi tra loro per dimensioni,natura e
origine;cerchiamo di farci un’idea di questa realtà cominciando dai corpi
più diffusi nell’Universo,quei punti luminosi chiamati “stelle”,la cui
storia è frutto di una continua evoluzione nel tempo e nello spazio.
Le stelle che si vedono a occhio nudo appaiono come punti che mostrano
luminosità diversa,ma l’uso di strumenti adeguati e sempre più raffinati ci
ha permesso di riconoscere anche altre caratteristiche che diversificano le
stelle, e sono le dimensioni, la massa, temperatura, composizione chimica e
così via. Dedichiamo perciò un po’ di attenzioni a tali caratteristiche che
hanno fornito la chiave per comprendere cosa siano le stelle e quale ruolo
svolgano nella struttura dell’Universo;
Esamineremo:
- la magnitudine,apparente e assoluta;
- la stelle doppie e i sistemi multipli di stelle;
- I colori,le temperature e gli spettri stellari;
- Le stelle in fuga e le stelle in avvicinamento.
Magnitudine apparente e assoluta
la diversa luminosità delle stelle è la caratteristica che ha suggerito, fin
dai tempi di Ipparco di Nicea e di Tolomeo, di suddividere le stelle in
classi sulla base del loro splendore, introducendo, sei ordini di grandezze:
la prima grandezza per le più luminose, la sesta per le più deboli. Oggi il
termine “grandezza” è sostituito da magnitudine: una stella di magnitudine 2
è 2,5 volte più luminosa di una con magnitudine pari a 3. Una volta scelte
alcune stelle ben precise come standard di riferimento per la luminosità e
dopo aver effettuato numerosissime misure, ci si è resi conto che alcuni
corpi celesti, risultavano più luminosi di quelle già inseriti nella prima
classe; si è passati, perciò, ad usare anche la magnitudine zero e quelle
negative: ad esempio la stella SIRIO raggiunge nella scala delle magnitudini
-1,47, la Luna piena -12,7 e il Sole -26,8.
Le misure di cui abbiamo parlato finora si riferiscono alla magnitudine
apparente,misura della luminosità apparente ovvero quella rilevabile dal
punto di osservazione, e della magnitudine assoluta ,misura della luminosità
intrinseca di una stella senza tener conto delle condizioni in cui si trova
l’osservatore.
Stelle doppie e sistemi di stelle
L’astronomo inglese Goodricke, verso la fine del ‘700, scoprì che la stella
ALGOL splendeva di meno ogni 2 giorni e 21 ore; egli imbocco subito la via
giusta, deducendone che Algol è in realtà un sistema di due stelle che
ruotano una intorno all’altra, in un piano tale che, viste dalla terra, si
eclissano a vicenda a intervalli regolari: quando una delle due stelle viene
“occultata”, la sua luce viene intercettata e noi osserviamo una diminuzione
della luminosità complessiva del sistema. Oggi conosciamo decine di migliaia
di stelle doppie: in alcuni casi è possibile distinguere al telescopio i due
componenti di un sistema (binarie visibili), altre volte una stella in
apparenza singola si riconosce come doppia per le variazioni di luminosità
ora descritte (variabili a eclissi); sono noti anche sistemi multipli con 3
o più stelle associate.
Le stelle binarie vengono studiate attentamente perché dall’analisi delle
loro orbite è possibile risalire alla loro massa; dall’analisi dei periodi
di occultamento è invece possibile ricavare il diametro delle stelle.
Colori, temperature e spettri stellari
Pare impossibile che l’uomo possa stabilire la composizione chimica delle
stelle e di altri oggetti celesti così lontani; lo studio dei corpi luminosi
e lontani avviene in buona parte con esami spettroscopici, con l’impiego di
questi strumenti, un qualunque raggio luminoso da origine ad uno spettro,
cioè ad una striscia formata da bande con tutti i colori dell’iride (dal
rosso al blu), oppure da una serie di righe luminose. Gli spettri sono una
specie di impronte digitali dei vari elementi chimici e costituiscono un
potente strumento di indagine, poiché con uno spettroscopio è possibile
ottenere anche lo spettro di corpi lontanissimi. Esaminando le posizioni e
gli spessori delle righe negli spettri possiamo determinare gli elementi o i
composti cimici del corpo da cui proviene la luce, o delle masse gassose
attraversate dalla luce stessa. In realtà la questione non è così semplice
perché il “tipo spettrale” dipende dalla temperatura del corpo emittente e
le stelle non hanno tutte la stessa temperatura, come rivelano in prima
approssimazione i differenti colori con cui ci appaiono, strettamente legati
alle temperature superficiali delle singole stelle.
All’analisi spettroscopica, le diverse temperature delle stelle si traducono
in pratica in differenti tipi spettrali, le stelle vengono perciò
classificate in una serie di classi spettrali, ordinate in funzioni di
valori decrescenti della temperatura. La classe spettrale O, per esempio,
comprende le stelle a più alta temperatura superficiale, di colore bianco
azzurro, mentre la classe M raccoglie le stelle più fredde di colore rosso;
il nostro sole appartiene ad una classe intermedia con stelle di colore
giallo con temperatura di 5.000 – 6.000 K. Le analisi spettrali hanno messo
in evidenza una notevole uniformità nella composizione chimicha delle
atmosfere stellari, cioè della parte più esterna dell’ammasso di materia di
cui è formata una stella. Per la maggior parte tale materia è costituita di
idrogeno (H: 80%) e di elio (He: 19%), mentre la parte rimanete comprende
tutti gli altri elementi chimici.
Stelle in fuga e stelle in avvicinamento
Le stelle si muovono nel firmamento, ma nella maggiro parte dei casi il loro
movimento è per noi impercettibile a causa della grande distanza. Il
movimento di una stella viene studiato controllando la posizione dell’astro
rispetto a stelle circostanti e ripetendo l’osservazione a lunghi intervalli
di tempo. È ovvio che la velocità di una stella che si sposta può essere
stimata con sufficiente approssimazione se la direzione del movimento è
perpendicolare alla linea che unisce l’occhio dell’osservatore alla stella
stessa. Ma alcuni corpi si allontanano o si avvicinano a noi: in questo caso
(velocità radiali) le stime sono fornite ancora una volta dalla
spettroscopia attraverso l’applicazione dell’effetto Doppler (in una
sorgente di luce, per esempio una stella, che si allontana velocemente da
noi, aumenta la lunghezza d’onda della luce che viene emessa, perciò la luce
dei corpi stellari appare più rossa o più blu di quanto sia in realtà).
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Sirio

stelle doppie
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