Le stelle
Lic. Classico “D. A. Azuni”
SASSARI
Prof. Paolo Abis
Cosa è una stella?
Vista da fuori:
una palla di gas
incandescente
Prof. Paolo Abis
Cosa è una stella?
• Si definisce stella un corpo celeste che brilla di luce propria.
• Una stella, in termini semplici, è un'enorme sfera di gas
caldissimo, chiamato plasma, che genera energia nel suo interno
attraverso un processo di fusione nucleare.
Tale processo trasforma l’idrogeno in un gas più pesante che si
chiama Elio.
Prof. Paolo Abis
una stella è un corpo celeste
autogravitante
Prof. Paolo Abis
Equilibrio idrostatico
E’ il perfetto equilibrio fra le due forze che
mantiene la stella stabile per miliardi di anni.
•
•
Se il tasso di produzione di
energia
rallenta
il
centro
comincia a raffreddarsi, la
pressione dei gas diminuisce, e
ciò provoca il prevalere della
forza di gravità.
Quando questo avviene,
la stella si contrae.
•
Prof. Paolo Abis
Questa contrazione genera una
pressione
altissima,
la
compressione fa aumentare la
temperatura tanto da incrementare
la produzione di energia e…
la stella si espande.
Guardiamoci dentro
Prof. Paolo Abis
Guardiamoci dentro
Prof. Paolo Abis
Il Sole
• Il sole E’ una sfera costituita per il 99% di gas (idrogeno
ed elio). Nonostante la sua natura gassosa ha una
densità di 1,4 volte quella terrestre. Infatti esercita una
enorme forza di gravità che schiaccia i gas verso il
centro con una pressione di molti miliardi di atmosfere
(per un confronto: la pressione dell'aria che gonfia i
pneumatici tanto da sostenere l'automobile E’ intorno alle
2/3 atmosfere).
• Questa pressione da ai gas nella parte interna la natura di
un fluido.
Prof. Paolo Abis
Il Sole
Il Sole è composto da diversi
strati: il nucleo, una zona
intermedia nella quale l'energia
prodotta nel nucleo viene
trasportata verso l'esterno, e la
fotosfera (che è la parte visibile
del Sole). Inoltre ci sono due
strati di gas al di sopra della
fotosfera, chiamati cromosfera e
corona. La corona solare è uno
strato di gas caldissimo, alla
temperatura di milioni di gradi,
che circonda il Sole e arriva fino
a una distanza di milioni di
chilometri dalla fotosfera.
Prof. Paolo Abis
Sorgenti di Energia
Quale può essere la sorgente di energia dalle
stelle ?.
Si sa che reazioni di Fusione Nucleare sono in grado
di produrre un’enorme quantità di energia.
Prof. Paolo Abis
Le Reazioni Nucleari
La carica positiva di un atomo (protoni+neutroni) è confinata
entro un nucleo di ~10-13cm.
Affinché possa avvenire
Neutroni una reazione di Fusione
nucleare è necessario
che due atomi si
avvicinino fino ad una
distanza di ~10-13cm.
Protoni
Elettroni
Prof. Paolo Abis
Le Reazioni Nucleari
A questa distanza però le forze di repulsione sono molto forti
e quindi bisogna accelerare le particelle in modo da riuscire
superare queste forze ovvero la Barriera Coulombiana.
10-13
Prof. Paolo Abis
Le Reazioni Nucleari
La barriera Coulombiana può essere superata quando la
temperatura e/o la densità del gas sono molto elevate.
Ovvero quando l’accelerazione dovuta all’energia termica è
sufficientemente elevata o quando gli atomi sono costretti
a stare molto vicini fra loro.
Le prime reazioni nucleari che avvengono sono quelle per le
quali la Barriera Coulombiana è più bassa, cioè quando la
temperatura e/o la densità necessarie non sono molto elevate.
Prof. Paolo Abis
Le Reazioni Nucleari
Nell’interno di una stella questo si verifica facilmente.
La temperatura al centro del Sole: T= 15.000.000°C
Tterra = 20°C ~ 293K
T ~ 4.4x107 °C
La densità al centro del Sole: r= 220 miliardi di atmosfere
ratmosphere = 1.293x10-3 gr cm-3
Prof. Paolo Abis
Le Reazioni Nucleari
Vediamo quanta energia può essere prodotta da una reazione
nucleare, e se questa è sufficiente a giustificare il tempo di
vita di una stella (almeno 4Gyr nel caso del Sole).
Ad esempio la fusione di 4
nuclei di Idrogeno (1H) in un
nucleo di Elio (4He):
4 1H  4He
Bruciamento dell’H
Prof. Paolo Abis
Le Sorgenti Nucleari
In questa reazione c’è però un difetto di massa:
 Il peso atomico del 1H è mH=1.00797
 Il peso atomico del 4He è mHe=4.0026
Dm= 4mH - mHe = 0.0293
(4 1H  4He)
E = mc2
Dove va questa massa?
… Si trasforma in Energia !!
Prof. Paolo Abis
Le Sorgenti Nucleari
Quando la temperatura e/o la densità nel centro
aumentano allora è possibile che avvengano
reazioni di fusione fra nuclei la cui Barriera
Coulombiana è più grande.
Es.: fusione dell’He, fusione del Carbonio (12C),
etc.
Ogni reazione nucleare produrrà altra energia e
la stella potrà continuare a “vivere” senza
collassare su se stessa.
Prof. Paolo Abis
L‘energia del sole
• Il Sole è una piccola stella di colore
giallo, ha un diametro di quasi 1
milione 400mila chilometri, cioè
quasi 110 volte quello della Terra.
La temperatura al suo interno è
altissima: oltre 15 milioni di gradi!
• Nel nucleo del Sole, l'idrogeno
viene fuso per formare elio, in un
processo detto fusione nucleare.
L'energia creata nel nucleo del Sole
attraverso questo processo viene
prima trasportata fino alla sua
superficie visibile, poi emessa nello
spazio, dove si propaga sotto forma
di luce.
He
Prof. Paolo Abis

Cosa possiamo misurare di una stella ?
• Quantità di luce (luminosità o magnitudine)
• Colore (differenza di magnitudine nei vari colori)
• Spettro (quanta energia viene emessa alle varie lunghezza d’onda)
• Velocità, distanza

Da cui possiamo ricavare
• Luminosità assoluta (corretta per la distanza della stella)
• Temperatura
• Composizione chimica (elementi chimici presenti nella stella)
• Massa
Prof. Paolo Abis
Composizione delle stelle
• «Vedere» la luce
•
La luce visibile è una forma di radiazione
che il nostro occhio è in grado di percepire.
Questa radiazione è formata da onde
elettromagnetiche.
•
La gamma di tutte le onde elettromagnetiche
costituisce lo spettro elettromagnetico.. Le
onde vi sono classificate in base alla frquenza e
la lunghezza d’onda.
Prof. Paolo Abis
Spettro
elettromagnetico
Prof. Paolo Abis
La luce bianca e’
scomposta da un prisma in
differenti colori
Prof. Paolo Abis
Lo spettro di una sorgente luminosa può avere una natura
continua (come ad esempio il sole od una lampadina ad
incandescenza)
Oppure una natura discreta (come le lampade a neon, sodio,
mercurio, etc.)
Prof. Paolo Abis
Spettro di assorbimento
Spettro di emissione
Prof. Paolo Abis
Spettro continuo
Spettri di emissione
Spettro di assorbimento
Prof. Paolo Abis
Lo spettro delle stelle
• Tornando alle stelle: se ne rileviamo lo spettro e
vogliamo sapere se su quella stella c'è idrogeno, basterà
confrontare le righe dello spettro dell'idrogeno con quelle
della stella, se ci sono tutte possiamo stare sicuri che su
quella stella c'è l'idrogeno.
• Ovviamente lo spettro delle stelle sarà la risultante della
somma degli spettri dei vari elementi che la
compongono. Le righe di assorbimento dello spettro
possono essere più o meno scure e questo indica con
quale proporzione ciascun elemento è presente nella
stella. In genere comunque si ha una uniformità nella
composizione stellare mentre quello che cambia è la
temperatura.
Prof. Paolo Abis
Spettri stellari
• ALPHA LYRAE - VEGA (Alpha LYR)
• Le righe dello spettro indicano
la composizione della stella
Prof.- Paolo
Abis
• BETA LYRAE
SHELIAK
(Beta LYR)
Spettro di assorbimento
Le analisi spettrali hanno permesso di determinare la
composizione chimica delle atmosfere stellari :
• Idrogeno 80%
• Elio 19%
Prof. Paolo
• Altri elementi chimici
1 Abis
%
Classificazione delle stelle
La catalogazione delle stelle si basa principalmente
sull'energia emessa. Infatti, l'energia prodotta dal nucleo
stellare viene irraggiata sotto forma di luce e calore le cui
lunghezze d'onda dipendono sostanzialmente dalla
temperatura superficiale e dalla composizione chimica
della materia.
Le stelle infatti sono di un
colore
che
dipende
direttamente
dalla
loro
temperatura superficiale. Come
criterio di catalogazione si
usano allora la temperatura ed
il colore delle stelle che
portano alla creazione di 6
gruppi, o classi spettrali,
indicati da lettere dell'alfabeto:
Classe
Spettrale
Tipo di Stella
Temperatura in
Gradi
0-B
Bianco Azzurre
10000 - 60000
A
Bianche
7500 - 10000
F
Bianche
6000 - 7500
G
Gialle
5000 - 6000
K
Arancio
3500 - 5000
M
Rosso
meno di 3000
Prof. Paolo Abis
Classe spettrale
• Le stelle sono state classificate in classi spettrali con le
lettere: O B A F G K M, ciascuna accompagnata da
numeri da 0 a 9. (il metodo anglosassone permette di ricordare
la scala "OBAFGKM" attraverso l'acronimo scherzoso di "Oh, Be A
Fine Girl, Kiss Me").
• Il colore è indice della temperatura della stella e
costituisce uno dei fattori della classificazione stellare.
• Ovviamente nella classificazione non compaiono le stelle
variabili.
Prof. Paolo Abis
Il Colore e la temperatura
Il colore delle stelle può essere molto variabile. Le
stelle non sono tutte bianche come immaginiamo
guardando il cielo.
Il colore di una stella è una indicazione della sua
temperatura.
• Una stella giovane, come il sole, è relativamente calda
(6 000 oC).
• Una stella rossa, è relativamente fredda (3 000 oC).
• Una stella blu è estremamente calda (20 000 à 35 000 oC).
Prof. Paolo Abis
Il Colore e la temperatura
• Lo spettro di una stella dipende dalla
temperatura. Più una stella é calda, più la
sua luce è blu
Stelle più
calde
Prof. Paolo Abis
Stelle più
fredde
Star
Colors
Red
Orange
Yellow
White
Blue
Prof. Paolo Abis
Star
Temperatures
3000 K
4000 K
5000 K
6000 K
7000 K
10,000 K
15,000 K
Prof. Paolo Abis
30,000 K
Magnitudine stellare
• La luminosità di una stella viene
accuratamente misurata con appositi
fotometri fotoelettrici ed in base a tali
misurazioni viene definita la sua
magnitudine
Prof. Paolo Abis
Magnitudine stellare
• Con il termine magnitudine (dal latino
Magnitudo,inis = grandezza)
si intende la misura della quantità di luce che
arriva da un corpo celeste (stelle, galassie,
nebulose...).
• Questa quantità di luce dipende da molti fattori
come la distanza dell'astro, la sua grandezza, la
sua temperatura ecc.
Prof. Paolo Abis
Magnitudine stellare
• La scala con cui sono misurate le magnitudini
affonda le sue radici nella pratica ellenistica
di dividere le stelle visibili ad occhio nudo in
sei magnitudini.
• Le stelle più luminose erano dette di prima
magnitudine (m = +1), quelle brillanti la metà
di queste erano di seconda magnitudine, e
così via fino alla sesta magnitudine (m = +6),
al limite della visione umana (senza un
telescopio o altri aiuti ottici).
• Questo metodo piuttosto semplice di indicare
la luminosità delle stelle fu reso popolare da
Tolomeo nel suo Almagesto, e si pensa che
sia stato inventato da Ipparco di Nicea.
Prof. Paolo Abis
Claudio Tolomeo,
precursore della geografia
Magnitudine stellare
• Hipparco (II secolo A.C.)
– Definisce sei categorie di magnitudini: Prima
magnitudine per le stelle brillanti che si vedono
appena tramonta il sole; Sesta magnitudine per le
stelle che si vedono appena
• Norman Pogson (1856)
– Ha definito la legge che definisce il sistema di
magnitudini basandosi sul flusso
magnitudine = -2.5 log(flusso) + costante
Prof. Paolo Abis
Il sistema delle magnitudini
• Magnitudine apparente
– Scala logaritmica della luminosità delle
stelle
• Magnitudine assoluta
– Magnitudine apparente di una stella se
fosse a 10 parsecs di distanza dalla terra
Prof. Paolo Abis
Magnitudine apparente
La magnitudine apparente
(m) di una stella, pianeta o
di un altro oggetto celeste è
una misura della sua
luminosità apparente;
cioè, non si prendere in
considerazione la distanza
dell'oggetto dal punto
d'osservazione.
Le stelle A e B hanno “in
apparenza” la stessa luminosità.
Tuttavia, la stella A in realtà è molto
più piccola e meno luminosa della
stella B.
Prof. Paolo Abis
dA
dB
Nota:
Più brillante è una stella e più è
piccola la sua magnitudine (fino ad
essere addiritutra negativa)
–
–
–
–
Sole = mag. -26.75
Luna piena = mag. –12
Vega = mag. 0
Stella più debole visibile ad occhi nudo= mag.
+ 6.5
– limite dello Hubble Space Telescope = mag. +
27
Prof. Paolo Abis
Scala delle magnitudini
La scala delle magnitudini è rovescia:
• astri con magnitudine
maggiore sono meno luminosi.
L'occhio umano riesce a vedere, nelle
migliori condizioni di osservazione, fino
alla magnitudine 5 per un totale di ~9000
stelle.
• Le stelle di prima magnitudine sono 2.5
volte più luminose di quelle di seconda,
quelle di seconda sono 2.5 volte più
luminose di quelle di terza e così via.
• Una differenza di 5 nella scala delle
magnitudini corrisponde ad un fattore
100.
Prof. Paolo Abis
Magnitudine stellare
+6.43
+5.65
+2.84
+5.43
+3.59
Le Pleiadi un ammasso aperto nella costellazione del Toro
Prof. Paolo Abis
Magnitudine assoluta
Si definisce magnitudine assoluta M di
una stella la magnitudine che essa
avrebbe se venisse posta a 10 parsec
di distanza (32,6 a.l.)
Quale è la magnitudine assoluta del sole ?
m = -26.
M = +4.82
Pertanto, se il sole fosse a tale distanza dalla
terra risulterebbeProf.
appena
Paolo Abis visibile
Sorpresa !!
Prof. Paolo Abis
I Diagrammi HR
La scoperta più importante in campo astronomico risale al
1913, quando il danese Enjar Hertzsprung e l’americano Henry
Norris Russell, indipendentemente l’uno dall’altro,
confrontarono in un diagramma le due proprietà principali
delle stelle:
 Temperatura (colore o tipo-spettale)
 Luminosità (magnitudine assoluta)
Russell
Hertzsprung
Prof. Paolo Abis
I Diagrammi HR
Magnitudine (MV)
Se si conoscono il colore (ex. B-V) e la magnitudine assoluta
nel visuale (MV) di un certo numero di stelle possiamo
costruire un diagramma Colore-Magnitudine
Questo diagramma è noto come Diagramma di HertzsprungRussell o Diagramma H-R (HRD),
Colore (B-V)
Prof. Paolo Abis
I Diagrammi HR
L/L
Il diagramma HR può essere letto anche come un diagramma
che lega la luminosità e la temperatura effettiva della stella:
la luminosità del Sole: L=3.83x1033 erg/sec
Temperatura (K)
Prof. Paolo Abis
Prof. Paolo Abis
Il diagramma Hertzsprung-Russel (H-R)
• Il diagramma H-R rappresenta la:
Luminosità delle stelle in funzione della loro
temperatura e del loro colore.
• Questo digramma dimostra che esiste una relazione fra
colore, temperatura, luminosità e massa.
• Conoscendo la relazione che esiste fra luminosità e
temperatura di una stella e conoscendo la sua posizione
nel diagramma H-R, si può determinare il tipo di stella ed
il valore approssimativo della sua grandezza e della sua
massa
Prof. Paolo Abis
Il diagramma H-R
• Per poter descrivere compiutamente il
diagramma H-R si devono necessariamente
avere chiari i concetti di magnitudine assoluta e
classe spettrale di una stella.
Fissati questi concetti abbiamo tutti gli elementi
per costruirci il diagramma Hertzsprung-Russell
(o H-R).In ascissa poniamo la classe spettrale e
in ordinata la magnitudine assoluta.
Prof. Paolo Abis
Il diagramma H-R
• Benchè si pensi che nell'universo tutto sia uniforme, le stelle misurate
fino ad oggi non tendono affatto a sparpagliarsi sull'intero piano ma si
concentrano lungo la sequenza principale (MS) e in un altro grappoletto
Paolo Abis
in alto a destra (Giganti rosse)Prof.
(RG).
Diagramma H-R
Prof. Paolo Abis
Il diagramma H-R
•
•
•
Da un primo sguardo si può
notare che :
le stelle di tipo O sono più calde
e luminose di quelle di tipo M.
Questo è piuttosto intuitivo
perché sappiamo che un corpo
ad una certa temperatura
emette molta più energia, ed in
particolare luce, di uno a
temperatura molto inferiore.
Prof. Paolo Abis
Il diagramma H-R
Quello che è meno intuitivo è
perché delle stelle di tipo M,
con basse temperature intorno
ai 3500°K, abbiano una
magnitudine così bassa, cioè
siano molto luminose.
La spiegazione è la seguente:
prese due stelle di tipo M, una
brillante ed una debole, esse
devono avere la stessa
temperatura dal momento che
appartengono alla stessa classe
spettrale e la quantità di luce
emessa per unità di superficie
(metro quadro ad esempio)
deve essere identica. Quindi la
stella più luminosa è quella che
ha superficie maggiore. Infatti le
stelle di quel tipo vengono
chiamate "Giganti".
Prof. Paolo Abis
Il diagramma H-R
•
Le stelle sotto la sequenza
principale vengono chiamate,
per simmetria, "nane", ed in
particolare bianche
perché hanno una elevata
temperatura e quindi colore
tendente al bianco, e una
piccolissima superficie. Le nane
bianche hanno un'elevata
densità ed al loro collasso si
trasformano in stelle a neutroni
emettendo raggi X.
Prof. Paolo Abis
Il diagramma H-R
•
Le Giganti e Super Giganti in
genere sono dette Rosse, sempre
per la loro temperatura. Le stelle di
recente formazione, in alto a
sinistra nel diagramma, sono
caratterizzate da alte temperature e
magnitudine molto negativa.
• Il Sole è una stella "nana"
Prof. Paolo Abis
Il diagramma H-R
•
altri tipi stellari sono: le
"nane brune" con massa
inferiore a quella del Sole che
per questo motivo non sono
state in grado di innescare
reazioni nucleari e quindi sono
considerate “stelle mancate”.
Prof. Paolo Abis
Cosa si può capire dal diagramma
H-R
Luminosità
Concludendo, ogni punto nel diagramma HR è caratterizzato
dall’avere temperatura (Teff), luminosità e raggio ben
definiti.
Il Diagramma H-R
aiuta a capire il
ciclo di vita delle
stelle.
Prof. Paolo Abis
Temperatura
L/L
Il Raggio delle Stelle
il raggio del Sole: R=7x1010
Temperatura (K)
Prof. Paolo Abis
cm
La Massa delle Stelle
Per le stelle della Sequenza Principale:
Prof. Paolo Abis
La Massa delle Stelle
L/L
quindi nel diagramma HR possiamo individuare i luoghi di
uguale raggio e massa in funzione di Teff e L/L
M=20M
M=1M
M=0.5M
Temperatura (K)
Prof. Paolo Abis
M=0.08M