Cosa sono le stelle e di cosa sono fatte

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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)

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.
 

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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.
 

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