Vita da stelle
A.Greco 2005
La Via Lattea
Stelle doppie
LO SPOSTAMENTO VERSO IL
ROSSO
•
Già nel 1912 Slipher aveva
osservato che le righe degli
spettri
di
emissione
della maggior parte delle
galassie presentavano un
caratteristico
spostamento
verso
lunghezze
d’onda
maggiori (spostamento verso
il rosso o redshift). Questo
fenomeno
,che
viene
interpretato sulla base dell’
effetto Doppler, mostrava
che la maggior parte delle
galassie si sta lentamente
allontanando dalla nostra.
Effetto Doppler
•
Effetto Doppler In fisica, variazione apparente della lunghezza d’onda, o
della frequenza, di un’onda sonora o luminosa quando la sorgente
emittente si allontana o si avvicina all’osservatore. L’effetto, che prende il
nome dal fisico austriaco Christian Johann Doppler, è dovuto al fatto che
le onde percepite dall’osservatore si susseguono con frequenza maggiore
se la sorgente è in avvicinamento e con frequenza minore nel caso
contrario. Così, se una sorgente che emette un suono di altezza costante
si muove verso l’osservatore, questi percepisce un suono più acuto,
mentre se essa si allontana egli percepisce un suono più grave. Il
fenomeno si osserva, ad esempio, quando si ode il fischio di un treno
dalla banchina di una stazione oppure da un altro treno. Analogamente, le
linee dello spettro di un corpo luminoso, come una stella, risultano
spostate verso il violetto, se esso si sta avvicinando alla Terra, e verso il
rosso se si sta allontanando; misurando questo spostamento è possibile
calcolare il moto relativo della stella rispetto al nostro pianeta ( Red
Shift). L’analisi degli spettri della radiazione proveniente da corpi celesti
portò a risultati estremamente importanti in astrofisica, quali ad esempio
la scoperta di stelle doppie non distinguibili neanche mediante strumenti
ad alta risoluzione. L’effetto Doppler costituisce inoltre la base della
teoria dell’espansione dell’universo.
La radiazione stellare
Una piccola stella gialla...
I colori del Sole
LO SPETTRO SOLARE
•
Nello
spettro
continuo,
dovuto
a
emissioni
da
parte
di
solidi
incandescenti e di liquidi o gas molto
densi, non sono distinguibili le righe
relative a ciascuna lunghezza d'onda; ne
risulta
un'immagine
simile
all'arcobaleno. Nel caso che il corpo sia
un emettitore ideale, ossia un corpo
nero, la distribuzione dell'intensità nelle
varie lunghezze d'onda dipende solo
dalla sua temperatura. La legge di
Stefan-Boltzmann afferma che l'energia
totale irradiata nell'unità di tempo da un
corpo nero è proporzionale alla quarta
potenza della temperatura assoluta.
Nello spettro emesso dai vapori caldi di
una data sostanza può prevalere un
singolo colore risultante. Lo spettro in
questi casi consiste di diverse righe,
ciascuna
relativa
a
una
diversa
lunghezza
d'onda,
separate
l'una
dall'altra
da
regioni
di
completa
oscurità.
Passaggio di Venere
A. Greco2004
NASCE UNA STELLA
•
Una stella nasce da una nube di gas e
polveri
relativamente
fredda,
con
densità migliaia di volte maggiore di
quella
della
circostante
materia
interstellare. La contrazione di questo
gas, e il suo conseguente riscaldamento,
continua finché esso si trasforma in una
protostella
che
emette
radiazioni
elettromagnetiche
nella
banda
dell'infrarosso. La temperatura interna
cresce ulteriormente fino a raggiungere
un valore di circa 10.000.000 °C,
sufficiente perché si inneschino le
reazioni
nucleari
che
trasformano
l'idrogeno e il deuterio (il cosiddetto
idrogeno
pesante)
in
elio,
con
conseguente emissione di una grande
quantità di energia nucleare. In questo
stadio la contrazione si arresta e la
stella vive una fase di stabilità.
IL SOLE
•Le reazioni di fusione dell'idrogeno in
elio del Sole hanno luogo nel nucleo,
dove la densità dei gas è circa 150
volte superiore a quella dell'acqua e la
temperatura arriva a 14 milioni °C. Il
calore sviluppato nel nucleo si
propaga
per
irraggiamento
nello
strato radiativo, la cui densità è circa
uguale a quella dell'acqua e la
temperatura è di 2,5 milioni °C. Nello
strato convettivo la propagazione del
calore
avviene
grazie
al
rimescolamento dei gas che qui hanno
una densità pari a un decimo di quella
dell'acqua e una temperatura di 2
milioni °C. Le turbolenze dello strato
convettivo emergono sulla fotosfera
conferendole un aspetto maculato e
brulicante. Qui la temperatura scende
a circa 5700 °C e la densità a un
milionesimo di quella dell'acqua.
•
LE MACCHIE SOLARI
La
superficie
della
fotosfera
appare
costellata
di
aree
scure
variabili
per
forma e per numero,
nelle quali si distingue
una
zona
centrale
(ombra), circondata da
una regione di bordo
leggermente
più
luminosa (penombra).
Queste
strutture
prendono il nome di
macchie
solari
e
rappresentano
dei
"punti freddi" della
fotosfera. Nel 1908
l'astronomo
George
Ellery Hale scoprì che
le macchie solari sono
sede di intensi campi
magnetici. Le macchie
solari
compaiono
generalmente
a
coppie,
con
campi
magnetici di polarità
opposta.
Dapprima
aumentano di numero,
per poi diminuire, con
un ciclo regolare che
dura circa 11 anni, già
noto almeno dall'inizio
del XVIII secolo.
La memoria degli alberi
Le protuberanze
BRILLAMENTI
LA CORONA
IL VENTO SOLARE
LE AURORE BOREALI
Immagini:
The Hubble Heritage project
Unione Astrofili Italiani
GAT Tradate
Royal Observatory
Anglo Australian Observatory
ESO
Animazioni:
NASA
Colonna sonora:
The memory of trees - ENYA