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L'UNIVERSO ASTRONOMICO

 

 

 

 

L'astronomia e l'astrofisica studiano i movimenti reali e apparenti dei corpi celesti, i meccanismi che portano alla loro formazione e i cambiamenti che es-si subiscono nel tempo.

La fonte più importante di informazioni sui corpi ce-lesti sono le radiazioni elettromagnetiche (raggi gam-ma, raggi X, luce visibile, radiazioni infrarosse e on-de radio) che essi emanano, assorbono o riflettono, unico dato che possiamo rilevare e studiare diretta-mente dalla Terra.

In particolare si è rivelato prezioso lo studio degli spettri di emissione e di assorbimento e lo studio del-le leggi che regolano l'emissione di un corpo nero.

- Gli spettri di emissione si ottengono facendo pas-sare attraverso una fenditura e scomponendo con un prisma il fascio di luce visibile o di altre radiazioni elettromagnetiche provenienti da una sorgente. Gli spettri di emissione emessi da un corpo nero (un corpo che assorbe tutte le radiazioni) portato all'in-candescenza sono continui, mentre gli spettri emes-si da un gas rarefatto riscaldato sono discontinui (righe o bande colorate su un campo nero). Lo spet-tro di emissione di un elemento è formato da un in-sieme di righe caratteristiche e sempre uguali.

- Gli spettri di assorbimento si ottengono facendo passare la luce bianca proveniente da una sorgente attraverso un gas rarefatto (che assorbe una parte delle radiazioni) e scomponendola successivamente mediante un prisma. Presentano righe scure su uno spettro colorato continuo. Le righe scure dello spet-tro di assorbimento dipendono dalla natura chimica del gas interposto tra sorgente e prisma e dalle con-dizioni fisiche in cui si trova il gas.

- L'emissione di radiazioni di un corpo nero incan-descente è descritta da due leggi.

Legge di Wien: la lunghezza d'onda a cui avviene il massimo dell'irraggiamento è inversamente propor-zionale alla temperatura assoluta di un corpo nero.

Legge di Boltzman: la quantità di energia emessa in 1 5 e da I m2 di superficie è proporzionale alla temperatura assoluta, elevata alla quarta potenza.

il colore di un corpo nero è indice della sua tempe-ratura assoluta. Si passa dal rosso (3000 K), all'aran-cio, giallo, bianco-azzurro (2500 K).

Le stelle sono sorgenti luminose che emettono come i corpi neri uno spettro di radiazioni continue. Gli spettri che si ottengono dalle stelle sono tuttavia spet-tri di assorbimento perché la radiazione continua che emettono dalla regione centrale viene in parte assor-bita dall'involucro esterno, costituito da gas rarefatti

e relativamente freddi. L'assorbimento è selettivo e dipende dalla natura chimica dei gas presenti e dalle condizioni fisiche in cui si trovano, in particolare dal-la temperatura.

Le righe degli spettri perciò forniscono indicazioni circa la composizione chimica (abbastanza omoge-nea) e la temperatura assoluta dell'involucro esterno delle stelle. Esiste inoltre una relazione tra il tipo di spettro della stella e il suo colore. Le stelle con mag-giore temperatura superficiale sono blu, le stelle più fredde sono rosse.

Analizzando gli spettri è possibile anche stabilire se esistono moti relativi delle stelle rispetto alla Terra. Gli spettri delle stelle in moto relativo rispetto alla Terra mostrano infatti un effetto Doppler, cioè lo spo-stamento delle righe di assorbimento verso il rosso (se la stella si sta allontanando dalla Terra) o verso il blu (se la stella si sta avvicinando alla Terra).

Lo studio delle stelle viene effettuato analizzando i da-ti disponibili: posizione e moti apparenti sulla sfera celeste, distanza, magnitudine, colore e spettri, massa. La sfera celeste è una sfera immaginaria cava sulla quale sono sospesi, a una distanza apparentemente si-mile, i corpi celesti. I corpi visibili sono galassie (in-siemi di stelle), stelle (emettono luce propria) e Sole, pianeti (corpi opachi in movimento intorno al Sole), Luna e satelliti dei pianeti (corpi opachi in movimen-to intorno ad un pianeta>.

I movimenti osservabili delle stelle e del Sole sulla sfera celeste sono apparenti e dipendono dal moto di rotazione e di rivoluzione della Terra. Il moto appa-rente dei pianeti dipende dalla combinazione tra il moto di rotazione e rivoluzione terrestre e il loro mo-to di rivoluzione intorno al Sole. Il moto apparente della Luna dipende dal moto della Terra e dal moto della Luna intorno alla Terra.

La posizione degli astri può essere determinata me-diante due sistemi di coordinate:

- coordinate altazimutali, altezza sul piano dell'os-servatore e azimut, distanza angolare tra il circolo verticale passante per l'astro e la direzione del sud (misurato in senso orario).

- coordinate equatoriali, declinazione, distanza an-golare della stella dal piano equatoriale celeste, e ascensione retta, distanza angolare tra il meridiano celeste dell'astro e il meridiano passantè per il pun-to gamma.

La distanza delle stelle può essere determinata per le

stelle più vicine mediante il fenomeno della parallas-se, spostamento apparente annuo provocato dal moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole, o con me-todi più complessi. La distanza dei corpi celesti si mi-sura in unità astronomiche (distanza media Terra-So-le), in parsec (distanza alla quale un corpo presenta una parallasse di 1" di arco), in anni luce (distanza percorsa dalla luce in un anno).

La magnitudine è la misura della luminosità di una stella rispetto a una scala di riferimento. Si può misu-rare in due modi:

- magnitudine apparente, cioè la magnitudine di un astro osservata dalla Terra, dipende dalla lumino-sità della stella e dalla sua distanza dalla Terra;

- magnitudine assoluta, cioè la magnitudine apparen-te che una stella avrebbe alla distanza di 10 parsec dalla Terra.

La magnitudine assoluta si ricava dalla magnitudine apparente conoscendo la distanza della stella dalla Ter-ra e permette di confrontare lo splendore delle stelle.

Conoscendo la magnitudine assoluta e confrontando-la con quella del Sole (unica stella della quale si può misurare in qualche modo l'energia emessa) è possi-bile ricavare la luminosità assoluta della stella, cioè la quantità di energia totale emessa nell'unità di tem-po. Dalla luminosità si ricava poi il raggio della stel-la, conoscendo la sua temperatura superficiale.

Colore e analisi dello spettro permettono di stabilire la temperatura supeificiale della stella. In particolare analizzando gli spettri è possibile suddividere le stel-le in classi spettrali. Le stelle di una stessa classe presentano le stesse righe di assorbimento sullo spet-tro e hanno la medesima temperatura superficiale.

La massa di una stella può essere misurata solo nei sistemi di stelle legate da reciproca attrazione gravita-zionale. Per le stelle in fase stabile esiste una relazio-ne indicativa tra massa e luminosità: le stelle più lu-minose sono le più grandi.

I dati relativi alla classe spettrale (temperatura super-ficiale) e alla luminosità delle stelle permettono di co-struire il diagramma H-R. Nel diagramma H-R si evidenziano una sequenza principale (stelle stabili), un gruppo di giganti rosse e un gruppo di nane bian-che. Il diagramma H-R descrive il cammino evoluti-vo delle stelle.

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