Magnitudine stellare e classificazione delle stelle

Materie:Appunti
Categoria:Geografia Astronomica

Voto:

1.3 (3)
Download:575
Data:30.05.2005
Numero di pagine:7
Formato di file:.doc (Microsoft Word)
Download   Anteprima
magnitudine-stellare-classificazione-stelle_1.zip (Dimensione: 9.51 Kb)
trucheck.it_magnitudine-stellare-e-classificazione-delle-stelle.doc     46.5 Kb
readme.txt     59 Bytes


Testo

MAGNITUDINE STELLARE:
Termine usato in astronomia per indicare la luminosità, apparente o reale, di un oggetto celeste. La magnitudine apparente (indicata con m) quantifica la luminosità di una stella così come viene apprezzata da Terra, mentre la magnitudine assoluta (indicata da M) misura la luminosità propria della stella, che dipende dalle dimensioni e dalla temperatura superficiale e non dalla sua distanza dal nostro pianeta.
MAGNITUDINE APPARENTE
Nel II secolo d.C. l'astronomo alessandrino Tolomeo divise tutte le stelle visibili in sei ordini di grandezza (in latino, magnitudo): le più brillanti vennero classificate nel primo ordine, quelle al limite della visibilità a occhio nudo vennero incluse nel sesto, mentre alle altre vennero assegnati valori intermedi. Dopo l'introduzione del telescopio, all'inizio del XVII secolo, vari astronomi estesero questo sistema alle stelle più deboli, con modalità differenti; e oggi la magnitudine viene misurata anche per mezzo dei fotometri fotoelettrici, montati su telescopi.
Nel XIX secolo fu adottato un sistema standard, secondo il quale una stella di una data magnitudine è 2,512 volte più brillante di una stella di una magnitudine di un ordine superiore; ad esempio, una stella di seconda magnitudine è 2,512 volte più brillante di una di terza. Il vantaggio di questo particolare rapporto tra le magnitudini sta nel fatto che esso consente di conservare quasi esattamente il sistema di Tolomeo; inoltre, poiché 2,512 è la radice quinta di 100, una differenza di cinque magnitudini corrisponde a una variazione di 100 volte nella luminosità: una stella di prima magnitudine è quindi 100 volte più brillante di una di sesta, la quale, a sua volta, è 100 volte più brillante di una di undicesima e così via. Il valore della magnitudine di alcune centinaia di stelle, riportato nel Bonner Durchmusterung, un catalogo stellare compilato intorno al 1860 dall'astronomo tedesco Friedrich Wilhelm August Argelander, è stato preso come riferimento per le calibrazioni successive.
Ci si è resi conto però, con strumenti accurati come i bolometri e i radiometri, che alcuni corpi celesti risultavano più luminosi dei quelli inseriti nella prima classe, potendo ormai misurare differenze dell'ordine del centesimo di magnitudine. Così, alla stella di prima magnitudine Aldebaran alla quale è stata assegnata con precisione una magnitudine 1,1, precede ad esempio Altair, pure di prima magnitudine ma leggermente più luminosa, con magnitudine 0,9; si è perciò passati ad usare anche la magnitudine zero e per le stelle più brillanti si è dovuti addirittura utilizzare magnitudine negativa: Sirio, la più brillante del cielo, ha magnitudine -1,6. Il Sole ha magnitudine -26,7 essendo, apparentemente, 10 miliardi di volte più luminoso di Sirio.
Mentre per i corpi più deboli osservabili a occhio nudo che dovrebbero arrivare a magnitudine 6,5, si è arrivati per mezzo di apparecchiature sempre più sensibili, a percepire immagini di stelle a magnitudine 27 o addirittura 30, cioè 2,5 miliardi di volte meno luminose delle stelle più deboli visibili ad occhio nudo.

MAGNITUDINE ASSOLUTA
La magnitudine assoluta è definita come la luminosità che una stella avrebbe se fosse posta a una distanza standard dalla Terra, fissata a 10 parsec, cioè 32,6 anni luce, ove il nostro Sole apparirebbe appena visibile ad occhio nudo. Classificare le stelle in base alla magnitudine assoluta consente agli astronomi di confrontare le loro luminosità intrinseche. Il Sole ha magnitudine assoluta pari a 4,7. Per calcolare la magnitudine assoluta, partendo da quella apparente, è necessario conoscere la distanza della stella, che in realtà può essere misurata solo per un certo numero di corpi celesti; esiste però una caratteristica delle stelle, gli”spettri”, che consente di suddividerle in classi dove è stato possibile stabilire che le stelle appartenenti alla medesima classe hanno in media la stessa luminosità intrinseca.
Tra l’altro bisogna ricordare che non tutte le stelle hanno una magnitudine costante, in alcune la luminosità si indebolisce e si accresce ad intervalli regolari; si tratta delle variabili pulsanti o variabili intrinseche, che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia. Tra queste ricordiamo le variabili di tipo Cafèidi (simili a quelle della costellazione di Cafeo) grandi e gialle, che cambiano di splendore con periodi regolari compresi tra i 2 e i 50 giorni.
CLASSIFICAZIONE DELLE STELLE
Il principale criterio di classificazione delle stelle si basa sull’analisi degli spettri, attraverso l’uso di spettroscopi, dove un qualunque raggio luminoso dà origine ad uno spettro. Gli spettri sono come impronte digitali che forniscono informazioni di vario genere e per questo sono ritenuti un’importante strumento di indagine. Esaminandoli è possibile risalire alla composizione chimica del corpo da cui proviene la luce, inoltre questi, che registrano le radiazioni elettromagnetiche emesse dagli astri, sono continui, con righe di assorbimento sovrapposte, dove la temperatura differenziata dai diversi colori ottenuti, svolge un ruolo fondamentale per risalire e perciò classificare le diverse classi spettrali. . La presenza delle righe di assorbimento si deve al fatto che la radiazione, allontanandosi dal nucleo dove viene prodotta, attraversa gli involucri più esterni della stella, subendo un assorbimento selettivo da parte degli atomi presenti. Nel 1885 l'astronomo Edward Charles Pickering iniziò uno studio fotografico sistematico degli spettri stellari, permettendo un’importante scoperta: essi possono essere ordinati in una sequenza continua sulla base dell'intensità relativa delle linee di assorbimento. Le variazioni osservate nella sequenza forniscono indizi sull'età delle stelle e sul loro stadio di evoluzione.
Le diverse classi della sequenza spettrale sono indicate con le lettere O, B, A, F, G, K, ed M (Oh, be a fine girl, kiss me), mostrano una notevole uniformità nella composizione chimica dove la maggior parte della materia è costituita da idrogeno (80%) e da elio (19%), mentre meno dell’1% comprende tutti gli altri elementi chimici che conosciamo. A seconda del tipo di spettro, ogni stella viene contrassegnata con l’indice della classe spettrale corrispondente. Un indice numerico compreso tra 0 e 9 permette di distinguere piccole differenze all’interno di una stessa classe.

Classe O
Comprende stelle il cui spettro contiene essenzialmente le righe dell'elio, dell'ossigeno e dell'azoto (oltre che dell'idrogeno). Tali stelle, le più calde in assoluto, appaiono di colore blu e vantano temperature superficiali di 20.000-40.000 K.
Classe B
In questo gruppo le righe dell'elio raggiungono la massima intensità nel tipo B2 e si indeboliscono progressivamente nei tipi successivi. L'intensità delle righe dell'idrogeno aumenta progressivamente con il procedere dei tipi. Appartengono a questa classe stelle di colore bianco-azzurro e di temperatura superficiale pari a circa 15.000 K. Una stella celebre di classe B è Epsilon Orionis, la stella centrale della “cintura” di Orione.
Classe A
Comprende le cosiddette stelle a idrogeno, il cui spettro è dominato dalle righe di assorbimento di questo elemento. Tali stelle appaiono di colore bianco e hanno temperature di circa 9000 K. Un esponente tipico del gruppo è Sirio, l’astro più luminoso della volta celeste.
Classe F
Comprende stelle nelle quali sono particolarmente intense le righe H e K del calcio e le linee caratteristiche dell'idrogeno. Il loro colore è bianco-giallo e la temperatura superficiale circa 7000 K. Appartiene al gruppo la stella Delta Aquilae.
Classe G
Comprende stelle con righe H e K del calcio molto evidenti e linee dell'idrogeno meno intense; sono presenti nello spettro anche le righe di alcuni metalli, e in particolare del ferro. Per queste stelle la temperatura superficiale si aggira intorno ai 5500 K e il colore è giallo. Poiché il Sole appartiene a questo gruppo, le stelle di classe G sono spesso dette stelle di tipo solare.
Classe K
Comprende stelle con intense righe del calcio e di altri metalli e luce violetta meno intensa che nelle classi precedenti. La temperatura superficiale tipica di questa classe è di circa 4000 K, il colore è giallo-arancione. Il gruppo è ben rappresentato dalla stella Arturo, della costellazione di Boote.
Classe M
Gli spettri di questa classe sono dominati da bande dovute alla presenza di molecole di ossidi di metalli, in particolare dell'ossido di titanio. L'estremo violetto dello spettro è meno intenso di quello delle stelle K. Appartengono a questa classe stelle di colore rosso e temperatura superficiale relativamente bassa, pari a circa 3000 K. La stella Betelgeuse, o Alpha Orionis, è un esempio tipico di questo gruppo.

Classi spettrali delle stelle
TIPO
SPETTRALE
TEMPERATURA EFFETTIVA
COLORE DELLA STELLA
CARATTERISTICHE PRINCIPALI
O
> 25 000 K
stella blu
È uno stadio caratterizzato dall’osservazione nello spettro fotosferico delle righe dell’elio, dell’ossigeno e dell’azoto (oltre a quelle dell’idrogeno). Corrisponde a stelle estremamente calde, molto luminose, che emettono una radiazione molto intensa alle lunghezze d’onda ultraviolette.
B
11 000 K –
25 000 K
stella bianca-blu
In questo gruppo, le righe dell’elio raggiungono la massima intensità nel tipo B2, per poi attenuarsi progressivamente. L’intensità delle righe dell’idrogeno aumenta regolarmente in tutte le suddivisioni della classe. Le stelle di tipo B sono rappresentate tipicamente dalla stella Epsilon (ε) Orionis.
A
7 500 K –
11 000 K
stella bianca
Gruppo che comprende le stelle cosiddette a idrogeno, ovvero quelle il cui spettro è dominato appunto dalle righe di assorbimento dell’idrogeno. Una stella tipica di classe A è Sirio, la stella più luminosa della volta celeste.
F
6 000 K –
7 500 K
stella bianca-gialla
Gruppo che riunisce le stelle il cui spettro mostra un’intensità molto elevata delle righe H e K del calcio e delle righe dell'idrogeno. Una stella tipica di questa categoria è Delta (δ) Aquilae.
G
5 000 K –
6 000 K
stella gialla di tipo solare
Gruppo che comprende stelle il cui spettro mostra righe H e K del calcio ben visibili, mentre meno evidenti sono le righe dell’idrogeno. Sono anche presenti gli spettri di numerosi metalli, in particolare del ferro. Il Sole appartiene a questo gruppo: infatti le stelle di classe G sono spesso chiamate stelle solari.
K
3 500 K –
5 000 K
stella arancio-gialla
Gruppo che comprende le stelle i cui spettri mostrano righe intense per il calcio e per altri metalli. Al confronto con le altre classi, la luce violetta dello spettro di queste stelle è meno intensa di quella rossa. Questo gruppo è rappresentato tipicamente dalla stella Arturo.
M
< 3 500 K
stella rossa
Gruppo che comprende stelle il cui spettro è dominato da bande dovute alla presenza di molecole di ossidi di metalli, in particolare dell’ossido di titanio. L’estremo violetto dello spettro luminoso è meno intenso che in quello delle stelle di classe K. Tipica di questo gruppo è la stella Betelgeuse, o Alpha Orionis.
Tutte queste sono le classi che vengono inserite in un diagramma: il Diagramma H-R

Esempio