Cosa sono le stelle e di cosa sono fatte

Riassunto di geografia astronomica sulle stelle: cosa sono le stelle, di che cosa sono fatte le stelle, la luminosità delle stelle e le classi di magnitudine, l'analisi spettrale della luce delle stelle, l'effetto Doppler e gli spettri delle stelle, il volume e la massa delle stelle e il diagramma di Hertzsprung-Russell (2 pagine formato doc)

Appunto di ps13

COSA SONO LE STELLE

Alla scoperte delle stelle.
Studiare le stelle
Le stelle sono dei corpi celesti sferici dotati di una massa considerevole e al loro interno producono energia tramite reazioni di fusione nucleare e emettono quest’energia attraverso radiazioni elettromagnetiche.
Questa definizione di stella si fonda sull’analisi dei dati relativi alla distanza, luminosità, massa, composizione chimica, temperatura interna e superficiale.
• Le stelle ci appaiono come corpi puntiformi perché si trovano a distanze enormi dal sistema solare, e per questo non possiamo rilevare la dimensione la distanza e la forma di questa stella;
• La vita delle stelle ha una durata lunghissima, ad esempio il sole è attivo da circa 5 miliardi di anni.
Tutte le informazioni che noi riusciamo a comprendere sulle stelle le dobbiamo alle radiazioni elettromagnetiche che esse emettono. Le distanze tra i corpi celesti possono essere espresse utilizzando tre unità di misura:
• L’unita Astronomica(UA) è uguale alla distanza media tra Terra-Sole
• L’anno Luce(al) è la distanza percorsa dalla luce nel vuoto in 1 anno solare
• Il Parsec(pc) è la distanza alla quale un corpo celeste ha una parallasse p di 1’’ d’arco.
 

LE STELLE ASTRONOMIA

Osservando le stelle a occhio nudo, vediamo che queste hanno intorno a se un debole alone provocati dalla diffusione e rifrazione atmosferica.
Gli studiosi hanno studiato un modo per determinare la distanza delle stelle dalla terra. Questo metodo è l’effetto di parallasse. La parallasse indica lo spostamento apparente, rispetto a uno sfondo lontano, di un oggetto visto da due punti di osservazione diversi. (fai esempio con oggetto piccolo). Lo spostamento dell’oggetto però è soltanto apparente, ed è causato dallo spostamento della posizione dell’osservatore, e a questo spostamento viene dato il nome di effetto parallasse. E anche con le stelle avviene tale effetto, ce però prende il nome di effetto di parallasse annua a causa del moto di rivoluzione. Dopo aver osservato nuovamente la stella a 6 mesi di distanza, notiamo che la stella ha effettuato un piccolo movimento ellittico. Tramite quest’ellissi possiamo calcolare la distanza della stella dalla Terra. Unendo i due punti di osservazione con la stella si viene a formare un triangolo, l’angolo che si forma dal vertice della stella è chiamato angolo di parallasse annua(p). E una volta venuto a conoscenza dell’angolo di parallasse possiamo calcolare la distanza della stella dalla terra d=(1UA*206'265)/p oppure d(in parsec)= 1/p
 

Origini delle stelle: riassunto

DI CHE COSA SONO FATTE LE STELLE

La luminosità delle stelle e le classi di magnitudine. Le stelle hanno una luminosità differente, e la luminosità di queste stelle dipende da due fattori: la quantità di luce che emettono e la loro distanza dal pianeta. Gli astronomi misurano la luminosità delle stelle con la scala delle magnitudini, la cui origine si ha con Ipparco, il quale differenziò le stelle visibili in 6 classi chiamate magnitudini apparenti. Alla 1° classe appartenevano le più luminose, all’ultima le meno luminose. Nel 19° secolo Pogson scoprì che l’occhio umano era sensibile alla variazione della luminosità a secondo di una scala logaritmica che varia da un livello all’altro di 2,512.(1>6 di 100 volte). La formula per calcolare la magnitudine apparente è m=m0-2,5 log L/L0. m= magnitudine della stella in esame; m0= la magnitudine della stella presa come punto di riferimento; L/L0= è il rapporto tra le rispettive luminosità. Però la magnitudine apparente è notevolmente modificata dalla distanza della stella, perciò per calcolare la magnitudine assoluta(M) si deve usare la seguente formula: M=m+5-5log d(pc). Una volta venuti a conoscenza della magnitudine assoluta possiamo calcolare la Luminosità vera (L): L=4∏*r2 σ T4 (L=cost*S*T4). R= raggio della superficie emittente, T= temperatura assoluta; σ=costante di Stefan (5,67*108 J/m2k4 s).
Esistono delle stelle che variano la luminosità in modo regolare, queste stelle sono le Cefeidi.