La stella più vicina a noi, dopo il Sole, è Proxxima Centauri, con una distanza di 4.22 anniluce

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1 SOLE DATI Forza di gravità del Sole = 28 volte quella terrestre Temperatura superficiale = 5800 C Periodo medio di rotazione = giorni. Si parla di periodo medio perché non essendo un corpo solido ha una velocità di rotazione maggiore all equatore e minore ai poli Anno galattico = 225 / 250 milioni di anni. E il tempo impiegato a compiere una rivoluzione attorno al centro della nostra galassia. La sua distanza dal centro è pari a anni luce (AL). Dalla nascita della Terra il Sole ha compiuto circa 20 giri completi COMPOSIZIONE Il Sole è formato per il 74% da idrogeno (H) e pe il 25% da elio (He) Pur essendo formato da gas, non si può dire che sia un corpo allo stato gassoso ma di plasma. Esso è costituito da un insieme di particelle con cariche elettriche positive (ioni) e negative (elettroni) e rappresenta il 99% dell'universo, come conseguenza dell'elevata temperatura esistente nei corpi celesti, che porta alla ionizzazione degli atomi. La formazione di questo stato della materia è possibile solo se il materiale di partenza è sotto forma gassosa e viene portato a temperature comprese tra 3000 C e C. Il plasma si trova all'interno del Sole, nei gas interstellari, nei nuclei delle galassie. Spettrografia del Sole. Le bande scure permettono di individuare gli elementi che compongono il corpo celeste STRUTTURA Nucleo Qui avviene la reazione di fusione nucleare a temperature di circa 14 milioni di gradi. Due atomi di deuterio (isotopo dell idrogeno con un neutrone nel nucleo) fondono insieme per dare origine ad una atomo di elio e nella reazione si sprigiona una grande quantità di energia sottoforma di raggi ɣ Zona radioattiva Porzione con temperature che scendono dai 9 ai 2 milioni di C. Qui il calore si propaga per irraggiamento ed il percorso casuale delle radiazioni e particelle fa degradare l'energia abbattendo gran parte dei raggi ɣ e generando le radiazioni visibili. I fotoni (particelle di energia luminosa) impiegano anni ad attraversare la zona radioattiva Zona convettiva L'area è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati sottostanti; di conseguenza, energia e calore non possono essere trasferiti per irraggiamento, ma attraverso moti convettivi. La materia più calda e meno densa viene portata in superficie, dove cede parte della propria energia termica; una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa.a differenza dello strato sottostante, dunque, nella zona convettiva la materia è in costante movimento Fotosfera La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, si tratta del primo strato visibile, dal quale l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi

2 Atmosfera nello spazio. È sede di fenomeni come le macchie solari e i flare (protuberanze). All'osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione, ovvero della parte superficiale delle micro celle convettive che recano materia più fredda e, quindi, di colore più scuro.sempre sulla fotosfera si possono vedere le macchie solari che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" (dell'ordine dei 4500 K). Si tratta di regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la convezione (visibile nel resto della superficie sotto forma di granulazione) risulta inibita dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie. La temperatura superficiale si aggira sui 5800 C Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l'atmosfera solare e sono: la cromosfera e la corona Cromosfera = il gas è molto rarefatto con una temperatura che aumenta moltissimo. Qui si formano le protuberanze che sono emissioni di getti d idrogeno a milioni di gradi, causate dai campi magnetici Corona = è la parte più esterna dell atmosfera solare, visibile solo durante un eclisse totale. E un guscio di gas estremamente rarefatto da cui origina il vento solare, fatto di particelle radioattive (raggi ɣ, raggi X, protoni veloci) e radiazioni di varia lunghezza d onda, come i raggi UV, i raggi infrarossi e la luce visibile Il campo magnetico terrestre devia il vento solare. Ai poli, tale campo è più debole ed il vento solare riesce ad ionizzare le particelle gassose della ionosfera dando luogo alle aurore boreali ANNOLUCE = Unità di misura delle distanze astronomiche. Rappresenta la distanza percorsa dalla luce, che viaggia a km/sec, in un anno, vale a dire km PARSEC = altra unità di misura e corrisponde a 3.26 anniluce La stella più vicina a noi, dopo il Sole, è Proxxima Centauri, con una distanza di 4.22 anniluce STELLE Gli spettroscopi permettono di ottenere molte altre informazioni sulle stelle,oltre la loro composizione, come la loro rotazione, se si stanno dilatando o meno, se si tratta di una stella singola o di un sistema doppio.

3 Classificazione delle stelle CLASSE COLORE TEMPERATURA O Blu azzurro Tra e C B Bianco azzurro Tra 9600 e C A Bianco Tra 7100 e 9600 C F Bianco giallo Tra 6000 e 7100 C G Giallo Tra 5000 e 6000 C K Arancio Tra 3000 e 5000 C M Rosso < 3000 C Diagramma Hertzsprung-Russell Il diagramma Hertzsprung-Russell (dal nome dei due astronomi che lo idearono; in genere abbreviato in diagramma H-R) è uno "strumento" teorico che mette in relazione la temperatura effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle. La temperatura effettiva e la luminosità sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella (massa, età e composizione chimica)

4 A cosa serve :Il diagramma H-R ed il diagramma Colore-Magnitudine vengono utilizzati per comprendere l'evoluzione e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari Come funziona :Da un primo esame del diagramma H-R si osserva immediatamente come le stelle tendano a posizionarsi in regioni ben distinte: la struttura evolutiva predominante è la diagonale che parte dall'angolo in alto a sinistra (dove si trovano le stelle più massicce, calde e luminose) verso l'angolo in basso a destra (dove si posizionano le stelle meno massicce, più fredde e meno luminose), chiamata la sequenza principale. In basso a sinistra si trova la sequenza delle nane bianche, mentre sopra la sequenza principale, verso destra, si dispongono le giganti rosse e le supergiganti. Betelgeuse, stella posizionata in alto a sinistra nella costellazione di Orione, dista 700 AL, è una gigante rossa con una massa 10 volte quella del Sole, ma una bassissima densità Le Nane rosse sono le stelle più comuni, ma a occhio nudo non si vedono. Ogni tanto hanno violentissime esplosioni, come dei flash, che le rendono luminose e brevissimi periodi. Hanno vita molto lu. La stella collassa immediatamente su se stessa e ciò comporta un aumento della temperatura sinnga, anche 40 miliardi di anni. Le Nane brune (temperatura superficiale di 1500/1600 C) non emanano lune e sono visibili solo con telescopi a raggi IR (infrarossi). Sono stelle abortite, troppo piccole per innescare la reazione nucleare, e sono molto comuni La fine di una stella La morte di una stella dipende dalla sua massa NANE ROSSE SOLE e stelle di media grandezza STELLE CON MASSA 4/5 volte quella del Sole STELLE CON MASSA 8/10 volte quella del Sole Una volta esaurito l idrogeno, iniziano a contrarsi e ciò provoca un riscaldamento sino a diventare una Nana blu (un gas quando viene compresso aumenta la sua temperatura). Poi si spegne lentamente Una volta terminato l idrogeno, si innesca una nuova reazione di fusione che trasforma l elio in Berillo e poi in carbonio. Queste reazioni sono più energetiche e portano la stella a dilatarsi, tanto che il Sole arriverà alla nostra orbita, diventando una Gigante rossa. Quando anche tutto l elio si è consumato, la parte interna collassa e quella esterna viene espulsa con violenza dando luogo ad una nebulosa. La parte collassata diventerà una nana bianca, grande come la Terra, con una densità elevatissima, e, simile ad un grosso tizzone che si sta raffreddando, diventerà una Nana rossa e poi nera. Poiché nella Nana bianca c è Carbonio, la forte pressione dovuta al collassamento trasforma il nucleo in un enorme diamante grande quanto la Luna. Le reazioni nucleari di fusione vanno oltre il Carbonio per produrre Ossigeno. Con questa reazione l energia sprigionata è tale da far esplodere la stella in una Super Nova di Tipo 1: si forma una nebulosa senza alcun residuo al suo interno In queste stella la fusione del Carbonio è più tranquilla, la stella si espande e prosegue le reazioni nucleari generando via via atomi sempre più pesanti sino ad arrivare alla formazione del Ferro. Qui la reazione si ferma perché essa non produce più energia; la stella collassa e ciò provoca un aumento della temperatura sino a 1 miliardo di gradi che fa

5 STELLE CON MASSA 11 volte quella del Sole incendiare la parte più esterna: si forma la Super Nova di Tipo 2 con un esplosione è visibile ad occhio nudo. Quello che resta è una stella di neutroni ( o pulsar) con un diametro di circa 30 km ed una densità elevatissima; gli elettroni ed i protoni si fondono per dare luogo ai neutroni ( da qui il nome) e l emissione di radiazioni e notevolissima, con espulsione di getti di raggi ɣ L evoluzione è uguale alla precedente sino alla formazione della stella di neutroni, ma si va oltre: il Buco Nero. Questo è una sfera del diametro di 5/7 km fatto di materia concentratissima e densità così elavata da generare una forza di gravità alla quale nemmeno la luce può sfuggire e tale da deformare la curvatura dello spazio intorno. Assorbe la meteria circostante ed emette lampi di raggi ɣ con flussi della lunghezza anche di 600 AL. Al centro della nostra galassia, la Via Lattea, c è un grande Buco Nero