La struttura stellare
I parametri fondamentali per caratterizzare una stella sono la magnitudine, la temperatura superficiale, il colore, il raggio e la massa.
La magnitudine stellare
Osservando il cielo a occhio nudo, ci si rende conto che non tutte le stelle appaiono luminose allo stesso modo; ciò permette di classificarle in base alla cosiddetta magnitudine apparente.
La scala delle magnitudini stellari fu introdotta dal matematico e astronomo greco Ipparco (150 a.C.), il quale classificò le stelle in 6 categorie, o classi di magnitudine (apparente), ponendo le stelle più luminose nella 1a classe (1a magnitudine) e quelle appena visibili a occhio nudo nella 6a classe.
Oggi la magnitudine apparente, m, di un astro viene misurata con una formula che si accorda con la vecchia classificazione di Ipparco:
m2 − m1 = − 2,5 log F/F1
dove compaiono la differenza fra le magnitudini m1 e m2 di due stelle e il logaritmo del rapporto dei due rispettivi flussi luminosi, F1 e F2, che riceviamo.
Quella delle magnitudini apparenti è una scala relativa, che non fa riferimento a unità assolute di energia luminosa: è perciò necessario scegliere come riferimento una stella campione (per convenzione è stata scelta la Stella Polare, alla quale è assegnata magnitudine apparente uguale a 2).
Grazie all'ausilio di nuovi strumenti astronomici, le classi si sono moltiplicate e per gli oggetti celesti più luminosi, rispetto alla prima classificazione, vengono oggi assegnate magnitudini negative.
Poiché la luminosità di una stella diminuisce proporzionalmente al quadrato della distanza, per poter confrontare tra loro le luminosità effettive di due stelle dovremmo poterle osservare tutte alla medesima distanza. Si definisce magnitudine assoluta la magnitudine apparente di una stella se fosse posta alla distanza standard di 32,6 anni luce (10 parsec) (tab. 2.1).
La magnitudine apparente viene misurata attraverso un dispositivo detto fotometro, o tramite l'annerimento di una lastra fotografica esposta per un dato tempo. Misurata la magnitudine apparente, conoscendo la distanza della stella si può, con una semplice formula, risalire alla magnitudine assoluta, oppure, conoscendo la magnitudine assoluta, si può calcolare la distanza.
Il colore e la temperatura
Le stelle mostrano colori diversi l'una dall'altra; nella costellazione di Orione, per esempio, Betelgèuse è rossa, mentre Rigel è bianco-azzurra. Questo fenomeno è spiegato dalla legge di Wien, secondo la quale la lunghezza d'onda, cioè il colore, della luce emessa da un corpo dipende dalla temperatura del corpo stesso. All'aumentare della temperatura di un corpo, diminuisce la lunghezza d'onda delle radiazioni luminose che esso emette in prevalenza e si passa perciò dal rosso al blu. Una stella che emette luce rossa (lunghezza d'onda maggiore) è più fredda rispetto a una stella che emette luce blu.
Tutti questi dati ci sono forniti dalla spettroscopia stellare . Attraverso l'analisi degli spettri di 225 000 stelle si è giunti a formulare una classificazione secondo dieci tipi, o classi, spettrali (che inizialmente erano sette), ordinati in funzione della temperatura superficiale decrescente e distinti con lettere dell'alfabeto: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. Le varie classi sono suddivise in sottoclassi, indicate da numeri (2, 8, 0); per esempio, il Sole è una stella di classe spettrale G2.
I corpi con temperature inferiori ai 3500 °C emettono radiazioni nella banda del rosso (M); verso i 6000 °C la radiazione è giallastra (F, G), mentre stelle con temperature superiori ai 25 000 °C producono una luce bianco-azzurra (O).
La massa e il raggio
Le masse stellari non possono essere misurate direttamente, ma possono essere calcolate misurando gli effetti gravitazionali che una stella produce su un'altra, con la quale costituisca un sistema binario, formato cioè da due stelle che ruotano intorno al comune baricentro per effetto di una mutua attrazione gravitazionale (analogamente al sistema Terra-Luna). Per riuscire a stimare la massa anche per altre stelle, si ricorre alla relazione statistica tra massa e luminosità dedotta dal fisico e astronomo inglese A. Eddington (1924).
Il raggio di una stella è una grandezza molto difficile da misurare. Solo per il Sole l'osservazione fornisce direttamente il diametro angolare (32'); tutte le altre stelle appaiono come punti luminosi (infatti, le loro dimensioni sono inferiori alla risoluzione angolare dei telescopi da Terra).
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