associazioni

Nel 1947 l’astronomo russo Viktor Amazaspovich Ambartsumyan scoprì gruppi di giovani stelle sparse in regioni così ampie del cielo che difficilmente sarebbe stato possibile identificarle solo sulla base della loro apparenza; queste associazioni possono avere poche decine di elementi; una di esse è stata trovata attorno alla stella ζ Persei, e altre nella regione di Orione dove ce ne sono molte.

Le associazioni sono gruppi di giovani stelle, esse sono usualmente identificate sulla base di appartenenza a stelle molto brillanti della sequenza principale, o sulla appartenenza alla classe T Tauri; a seconda del caso si parla di associazione OB o di associazione T Tauri. Le stelle più massive della classe O stanno sulla sequenza principale solo per pochi milioni di anni, e pertanto, necessariamente, le loro associazioni sono giovani; le T Tauri sono ancora più giovani, e si trovano nella fase di contrazione per raggiungere poi la sequenza principale; studi sui moti interni delle associazioni mostrano che esse si stanno rapidamente disperdendo, ci sono così poche stelle nelle associazioni, che la loro gravità non riesce a tenerle legate per tempi lunghi; i moti osservati dicono che pochi milioni di anni fa quelle stelle erano molto vicine tra loro.

Grandi quantitativi di materia interstellare, nebule di gas e polveri, spesso si trovano unite a queste associazioni, fornendo informazione sulla relazione tra formazione stellare e mezzo interstellare; osservazioni nell’infrarosso hanno mostrato che le stelle ora in formazione, o giovanissime stelle, si sono formate all’interno di nubi stellari dense; le associazioni sono fortemente concentrate nei bracci della spirale, nel piano della Via Lattea; la regione di Orione, sia quella in direzione di Cefeo, mostrano tre generazioni di associazioni, di cui le più vecchie sono molto estese, e le più giovani molto dense.

ammassi: main sequence fitting

la "Main Sequence Fitting" è utile per determinare le distanze utilizzando il diagramma HR nel caso di ammassi di stelle, perché esse sono legate gravitazionalmente, quindi tutte situati alla stessa distanza; è noto che il 90 % delle stelle del cluster sono sulla sequenza principale.

la posizione della sequenza principale misurata avrà forma standar, ma in generale una luminosità diversa da un diagramma di riferimento; qualsiasi differenza di posizione tra le sequenze principali deve essere dovuto alla distanza del cluster.

La posizione verticale della sequenza principale cluster dovrà essere regolata in senso verticale per sovrapporsi con la sequenza principale di stelle molto più vicine; l'entità della regolazione verticale è proporzionale alla distanza dell'ammasso.

ammassi aperti

essi contengono da poche decine a qualche migliaio di stelle; l’energia cinetica dei singoli membri, la rotazione differenziale della Galassia, le perturbazioni gravitazionali esterne, tendono a disperdere gradualmente gli ammassi aperti, tuttavia, molti di essi sono quasi permanenti; le Pleiadi, per esempio, risalgono a molte centinaia di milioni di anni fa, ma tuttavia sono un ammasso piuttosto denso.

le distanze degli ammassi stellari – e anche delle associazioni – possono essere ottenute per via fotometrica o spettroscopica misurando le loro stelle più brillanti; per gli ammassi più vicini, in particolare per le Iadi, si può usare il metodo della “parallasse cinematica”, basata sul fatto che le stelle in un ammasso hanno la stessa distanza/velocità media rispetto al Sole.

i moti propri delle Iadi sono mostrati in figura; tutte risultano dirette nello stesso punto, a figura mostra come questa convergenza possa essere interpretata come un effetto prospettico, se è vero che tutti membri dell’ammasso hanno la stessa velocità rispetto all’osservatore.

ammassi aperti: diagramma HR

ammassi globulari

essi comprendono usualmente circa 100.000 stelle, la distribuzione è sferica e simmetrica, le densità centrali sono circa 10 volte maggiore di quelle di un ammasso aperto; le stelle in un globulare sono tra le più vecchie della Galassia, pertanto sono di grande importanza per lo studio della evoluzione stellare; ci sono tra i 150 e i 200 globulari nella Via Lattea.

il diagramma colore-magnitudine di un tipico globulare è mostrato in figura. la sequenza principale contiene solo deboli stelle rosse; c’è un importante ramo delle giganti ed è ben visibile un ramo orizzontale asintotico; la sequenza principale è più piccola di quella degli ammassi aperti, perché l’abbondanza di metalli è molto minore nei globulari.

le stelle del braccio orizzontale hanno magnitudini assolute note, calibrate principalmente col metodo delle variabili RR Lyrae; poiché le stelle del braccio orizzontale sono brillanti, esse possono essere osservate anche in ammassi distanti, e usando esse è possibile determinare con sicurezza la distanza dei globulari.

ammassi globulari: diagramma HR

nella figura il diagramma di M3

anno-luce

L'anno luce (ly o al) è un'unità di misura della lunghezza, definita come la distanza percorsa dalla radiazione elettromagnetica (luce) nel vuoto nell'intervallo di un anno.

Esso è comunemente utilizzato in astronomia per esprimere le distanze con (e fra) oggetti celesti posti al di fuori dal Sistema Solare, cioè per distanze su scala galattica. Un'altra unità dello stesso ordine di grandezza spesso utilizzata dagli astronomi è il parsec, che corrisponde a circa 3,26 anni luce.

Un anno luce corrisponde a circa 9 461 miliardi di chilometri o circa 63 241 volte la distanza fra la Terra e il Sole (nota come unità astronomica). L'anno luce è quindi una distanza enorme su scala umana.

asteroide

Un asteroide (a volte chiamato pianetino o planetoide) è un piccolo corpo celeste simile per composizione ad un pianeta terrestre e generalmente privo di una forma sferica; ha in genere un diametro inferiore al chilometro, anche se non mancano corpi di grandi dimensioni, giacché tecnicamente anche i corpi particolarmente massicci recentemente scoperti nel Sistema solare esterno sono da considerarsi asteroidi.

Si pensa che gli asteroidi siano residui del disco protoplanetario che non sono stati incorporati nei pianeti, durante la formazione del Sistema. La maggior parte degli asteroidi si trova nella fascia principale, e alcuni hanno degli asteroidi satelliti. Hanno spesso orbite caratterizzate da un'elevata eccentricità. Asteroidi molto piccoli (in genere frammenti derivanti da collisioni), con le dimensioni di un masso o anche meno (secondo l'Unione Astronomica Internazionale, corpi di massa compresa fra 10-9 e 107 kg), sono conosciuti come "meteoroidi". Gli asteroidi composti per la maggior parte di ghiaccio sono conosciuti invece come comete. Alcuni asteroidi sono il residuo di vecchie comete, che hanno perso il loro ghiaccio nel corso di ripetuti avvicinamenti al Sole, e sono adesso composti per lo più di roccia.

La maggior parte degli asteroidi orbitano tra Marte e Giove, ad una distanza compresa tra 2 e 4 UA dal Sole, in una regione conosciuta come Fascia principale. Questi oggetti non poterono riunirsi a formare un pianeta, a causa delle forti perturbazioni gravitazionali del vicino pianeta Giove; queste stesse perturbazioni sono all'origine delle cosiddette lacune di Kirkwood, zone vuote dalla fascia dove gli asteroidi non possono orbitare, in quanto si troverebbero in risonanza orbitale con Giove e ne verrebbero presto espulsi.

atmosfera planetaria

I gas costituenti un'atmosfera planetaria subiscono una costante dispersione verso lo spazio cosmico, favorita dall'irraggiamento solare e ostacolata dalla forza di gravità esercitata dalla massa del pianeta; l'atmosfera viene inoltre rifornita di nuovi gas dalle eventuali eruzioni vulcaniche che possono aver luogo sulla superficie del pianeta. Dunque i pianeti più grandi e/o geologicamente attivi e/o più distanti dal Sole tendono a mantenere più facilmente un'atmosfera. Il pianeta Mercurio, essendo di dimensioni ridotte (quindi con attrazione gravitazionale debole) e trovandosi a ridotta distanza dal Sole (quindi esposto a un irraggiamento più intenso) attualmente presenta solo delle tracce di atmosfera.

La presenza di ossigeno libero è prerogativa unica dell'atmosfera della Terra, mentre in tutte le altre atmosfere di pianeti del sistema solare studiate finora non se ne è trovata traccia. Un'atmosfera planetaria che contenga ossigeno gassoso in grosse quantità non è chimicamente in equilibrio: infatti l'ossigeno è un gas estremamente reattivo, che nel tempo si combina completamente con le rocce e gli altri composti della superficie, ossidandoli e sparendo dall'atmosfera. La sua presenza (e persistenza) sulla Terra è conseguenza dell' attività biologica di piante, che lo producono in grandi quantità come sottoprodotto della fotosintesi: per questo motivo si considera la presenza di ossigeno gassoso in quantità apprezzabili nell'atmosfera di un dato pianeta come indicatore della presenza di vita su di esso.

   - l'atmosfera di Venere include CO₂ 96,4%, N 3,5%, O₂ tracce
   - l'atmosfera di Marte include CO₂ 95%, N 2,6%, Argon 1,6%, O₂ 0,13%

atmosphera di Marte - NASA

   - l'atmosfera di Plutone include N 99,685%, CH₄ 0,25, CO 0,05÷0,075

atmosfera stellare

Per atmosfera stellare si intende la regione gassosa più esterna di una stella, che circonda i suoi strati più interni (il nucleo, la zona radiativa e convettiva) e la sua superficie (la fotosfera). L'atmosfera stellare più studiata è quella del Sole, la stella più vicina. La composizione dei gas atmosferici varia a seconda del tipo e dell'età della stella. Il componente prevalente è l'idrogeno, con una percentuale minoritaria di elio; gli elementi più pesanti, come l'ossigeno, il boro, il carbonio e così via, sono presenti in piccole percentuali o in tracce, e sono contenuti in massima parte negli strati interni della stella.

La cromosfera è lo strato più basso e più freddo dell'atmosfera stellare. La base della cromosfera è costituita dal limite ottico della stella (la fotosfera), cioè il punto in cui il gas che la compone smette di essere trasparente alla luce. Non è visibile direttamente, a causa dell'estrema luminosità della fotosfera sottostante, ma si può vedere durante le eclissi o con speciali strumenti, i coronografi, che filtrano la luce stellare lasciando passare solo la lunghezza d'onda dell'idrogeno a. La cromosfera è anche sede di intense eruzioni, in corrispondenza al comparire di macchie stellari nella fotosfera, che liberano una energia pari a circa 1021 joule sotto forma di luce, raggi ultravioletti, raggi gamma e onde radio. Il suo aspetto è quello di una prateria in fiamme: si vede una serie infinita di lingue di fuoco dette spicole, che ondeggiano incessanti e si estendono verso l'alto per circa 7.000 km. Nella sua parte bassa, la temperatura è inferiore a quella della fotosfera sottostante, ma dai 500 km di quota in su comincia a salire, fino a raggiungere e superare il milione di gradi nella parte più alta, al confine con la corona.

Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di K tipico della corona; tale forte incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine ben definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle formazioni della cromosfera come le spicule ed i filamenti, ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto lontano.

La corona è composta di gas estremamente rarefatto (con una densità media di qualche microgrammo per metro cubo) e caldissimo: la temperatura dei gas coronali può andare da uno ad alcuni milioni di gradi. Il motivo di una temperatura tanto alta è tuttora sconosciuto, anche se probabilmente è celato nell'interazione dei campi magnetici stellari con il gas, che in queste condizioni è completamente ionizzato e in forma di plasma. Si estende dal limite della cromosfera fino allo spazio esterno, e la sua forma risente del campo magnetico solare e di quello, molto intenso, delle macchie solari: è sferica e molto estesa nei periodi di alta attività del sole e si restringe in modo irregolare nei periodi di sole calmo (niente macchie solari). Come la cromosfera, non è possibile vederla direttamente, ma bisogna attendere una eclissi o usare degli strumenti particolari: quando è visibile, ha una luminosità circa uguale a quella della luna piena.

Data la sua enorme temperatura, la corona perde continuamente materia, che si disperde nello spazio esterno dando origine al vento solare. Anche nella corona l'effetto delle macchie solari provoca eruzioni, i flare (o brillamenti) le cosiddette protuberanze, getti di gas e materia verticalmente alla superficie della stella che si estendono per centinaia di migliaia di chilometri.

β+ decay --- β- decay

nel caso di cattura di neutroni, un nucleo di massa A può essere trasformato in un nucleo di massa maggiore A+1; il nuovo nucleo formato potrebbe essere instabile, e dà origine ad un decadimento β+ in cui un protone è trasformato in un neutrone, un elettrone e un antineutrino elettronico; nel caso di un decadimento β- un neutrone dà origine ad un protone, un positrone e un neutrino.

β stability valley

la massa del nucleo (un mix di protoni e neutroni) di un elemento è legata alla sua energia interna dalla relazione di Einstein; essa determina la sua stabilità; il nucleo (cioè l'elemento) più stabile, a parità di nucleoni, è quello con massa minore; nella famiglia degli atomi con 127 nucleoni, solo il nucleo iodio-127 è stabile; se rappresentiamo l'eccesso di energia di massa del nucleo in funzione del numero di protoni del nucleo, la curva ha l'apparenza di una valle; il numero di protoni cresce da sinistra verso destra, e corrispondentemente decresce il numero di neutroni; le energie sono normalizzate a quella dello iodio-127, che è assunta pari a zero.

binaria a eclissi

In astronomia, una binaria ad eclisse è una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche. Tra gli esempi più famosi c'è la stella Algol (ß Persei), chiamata la stella del diavolo dagli arabi, che con tutta probabilità avevano notato la sua variabilità.

Il periodo dell'orbita di una binaria ad eclisse può essere determinato dallo studio della curva di luce, e la luminosità relativa delle due stelle può essere trovata.

brillamento

I brillamenti delle stelle creano delle spettacolari protuberanze solari ed emettono fasci di vento solare energetico; in particolare la radiazione emessa da questi fenomeni nel Sole può rappresentare un pericolo per le navi spaziali al di fuori della magnetosfera terrestre, e che interferisce con le comunicazioni radio sulla Terra. I brillamenti sono spesso associati alle macchie solari e sono probabilmente causati dal rilascio di energia in occasione del fenomeno di riconnessione delle linee di campo magnetico.

La riconnessione magnetica è un processo fisico che avviene in plasma fortemente conduttivi, in cui la topologia magnetica viene riarrangiata e l'energia magnetica è convertita in energia cinetica, energia termica e accelerazione delle particelle. La scala temporale a cui il fenomeno avviene è intermedia tra quella piuttosto lenta della diffusione del campo magnetico e quella molto più veloce delle onde di Alfvén.

Un brillamento solare fotografato dal Solar Dynamics Observatory. NASA

La frequenza dei brillamenti varia: da molti al giorno quando il Sole è particolarmente "attivo", a circa uno alla settimana quando invece è "quieto". Essi impiegano molte ore o anche giorni per "caricarsi", ma l'eruzione solare vera e propria impiega pochi minuti per rilasciare la sua energia. Le onde d'urto risultanti viaggiano lateralmente attraverso la fotosfera e verso l'alto attraverso la cromosfera e la corona, a velocità dell'ordine di 5 000 000 chilometri all'ora (ovvero 1 389 km/s, contro i circa 300 000 km/s della velocità della luce).

I brillamenti solari sono classificati in cinque classi di potenza a seconda della loro luminosità nei raggi X, misurata a Terra in Watt/m2 e nella banda tra 0,1 e 0,8 nm. In ordine crescente di potenza sono A, B, C, M e X. Ogni classe è dieci volte più potente di quella precedente, con la più potente X pari a un flusso di 10-4 W/m2, ed è ulteriormente suddivisa linearmente in 9 classi, numerate da 1 a 9.

L'attività solare di routine si trova compresa tra le classi A e C, mentre la classe M è raggiunta solo in prossimità e durante il massimo del ciclo undecennale del Sole. I brillamenti X si concentrano quasi esclusivamente nei periodi di picco dell'attività e sono quindi relativamente rari, poche decine per ogni ciclo solare. Brillamenti come quello del 4 novembre 2003 sono ancora più rari, e avvengono solo poche volte per secolo, come l'evento di Carrington. La regione di macchie solari 486 che produsse il brillamento del 2003 era la più turbolenta mai osservata.

buco coronale

i "coronal holes" sono aree dove la corona solare è più scura, più fredda e in cui la densità del plasma è minore della media; durante i minimi di attività solare (ciclo undecennale) i "coronal holes" si trovano principalmente verso le regioni polari, possono essere ovunque nei periodi di massima attività.

buco nero

è un oggetto molto massivo, relativamente piccolo [un buco nero di massa solare avrebbe un orizzonte degli eventi di 3 km], in cui la velocità di fuga è numericamente superiore alla velocità della luce; la luce che è al suo interno non può dunque uscire, ma viene curvata nuovamente verso l'interno; è caratterizzato da tre parametri, la massa, la carica, la velocità di rotazione; si manifesta per i suoi effetti gravitazionali, per le forti radiazioni del gas accelerato che vortica, precipitando, nelle vicinanze del suo orizzonte degli eventi; il buco nero Sgr A* fornisce, a parità di massa, una luminosità 40 volte maggiore di quella del Sole, ne dà traccia la grande luminosità data dal di gas vorticante che sta per entrare in esso

butterfly diagram

Le osservazioni delle macchie solari includono il loro numero, e anche l'informazione della dimensione e della posizione; il grafico mostra le loro, si vede come esse compaiano dapprima alle medie latitudini, per spostarsi poi progressivamente verso l'equatore.

campo classico -- concetto di

Dice David Blanco Maserna: « Faraday interpretò le figure composte dalla limatura di ferro come una radiografia che rilevava una nuova specie di ingranaggi occulti: i campi. Come alternativa all'azione a distanza e ai mediatori materiali, i campi si sarebbero presto convertiti in una valida possibilità per chiarire il meccanismo delle interazioni fondamentali. » da "Il bosone di Higgs" pag. 20 - ed. Una passeggiata nel COSMO

Guarndando attorno al magnete, è chiaro che lì deve esserci qualcosa, è altrettanto chiaro che per vederlo devo mettere una particella di prova (limatura), che me lo manifesti in modo tangibile (interazione). Esso passa attraverso molti materiali, carta, plastica legno, vetro, non è pensabile esattamente come materia. E' qualcosa di diverso ancora, che forse oggi - semplificando molto - potremmo tradurre con la locuzione "una forma di energia".

E' altrettanto chiaro - dalla esperienza - che se invece di una particella di prova metto un pezzo di ferro massiccio (calamita a ferro di cavallo), altero la struttura del campo. Quindi il campo è modificato dalla distribuzione della materia.

Un campo che ci è familiare: le isobare delle previsioni meteo (in nero) - ad ogni punto è assegnato un valore - in colore i "fronti" - (fonte DWD)

campo magnetico interstellare

La direzione e l'intensità del campo magnetico interstellare sono difficili da stimare in modo affidabile; misure dirette sono impossibili dal momento che il campo magnetico della Terra e del Sole sono molto più potenti; usando varie sorgenti è possibile tuttavia dedurne l'esistenza e la sua intensità; stime più precise della intensità del campo magnetico possono essere dedotte dalla rotazione del piano di polarizzazione della radiazione radio proveniente da sorgenti lontane, questa rotazione è proporzionale alla intensità del campo magnetico e alla densità di elettroni; questo e altri sistemi danno un valore di 10^-10-10^-9 Tesla; questo valore è un milionesimo del campo nel sistema solare.

campo quantistico -- concetto di

« Un campo quantistico non attribuisce un numero a ogni punto dello spazio, come i valori della temperatura o della pressione [...] Ciò che assegna a ogni punto dello spazio è un numero infinito di numeri, una funzione [...] Si tratta di una funzione statistica che fornisce informazioni sulla probabilità che il campo abbia, in un dato punto e momento, una determinata energia. » David Blanco Maserna "Il bosone di Higgs" pag. 41 - ed. Una passeggiata nel COSMO

La funzione probabilità è una punteggiata, una per ogni "evento" dello spazio-tempo. L'energia, come ci dice la fisica quantistica, è discreta, cioè può variare di singoli pacchetti, non è una funzione continua. Spontandosi da un evento all'altro dello spazio-tempo, la distribuzione di probabilità cambia.

Non è possibile una esperienza diretta col campo, conosciamo solo la distribuzione statistica, che è un ente matematico. Si può certamente fare una misura, ma il suo risultato può essere un valore arbitrario. Il campo quantistico può esse pensato come una sovrapposizione di tutti gli stati possibili, a fronte di una misura uno solo di questi viene evidenziato. Non è caos assoluto, la statistica dice cosa succede per grandi numeri. Il sistema solare è circa così da quando l'umanità è sorta sulla Terra, a livello macroscopico ciò che vediamo appare secondo i canoni della fisica classica. Facendo molte misure, quindi, si converge al valore più probabile. Fare molte misure significa in concreto anche dilatare il tempo di osservazione. La seguente relazione di Heisemberg ci mostra come ciò possa migliorare la conoscenza della energia del campo:

« Così come nell'elettromagnetismo classico a ogni punto dello spazio si assegnano due frecce [vettori] (due campi, uno elettrico e un altro magnetico), nell'universo della relatività quantistica si assegnano combinazioni complete di funzioni statistiche [...] Quante specie di campi coesistono? I fisici ne hanno individuato più di una ventina. Esiste un campo di neutroni e uno di fotoni, uno per ogni tipo di quark e il neutrino e così via dicendo. » David Blanco Maserna "Il bosone di Higgs" pag. 48 - ed. Una passeggiata nel COSMO

candela standard

Una candela standard è un oggetto astronomico che ha una luminosità conosciuta. Questo accade per particolari oggetti, in momenti particolari della loro esistenza, in cui le caratteristiche fisiche sono ben note.

Conoscere la luminosità di un oggetto è spesso fondamentale per poter trovare le distanze degli oggetti nell'astronomia extragalattica e nella cosmologia. Confrontando questa luminosità conosciuta (o la sua quantità logaritmica equivalente, la magnitudine assoluta) con la luminosità osservata (la magnitudine apparente), la distanza dell'oggetto può essere calcolata come:

dove D è la distanza espressa in kpc (kiloparsec, 103 parsec, ˜ 3.261,47086 anni luce), m è la magnitudine apparente e M è la magnitudine assoluta (entrambe nella stessa banda spettrale e a riposo). Il logaritmo è espresso in base 10.

carbon flash

Il Carbon-Flash (detonazione del carbonio) è un processo che avviene in una nana bianca (stella degenere) facente parte di un sistema binario stretto, tale da consentire ad essa di attrarre gravitazionalmente gli strati più esterni della stella compagna. Il fenomeno è la violenta ignizione dei processi di fusione del carbonio che costituisce la nana bianca, che culmina nella catastrofica esplosione dell'oggetto in supernova di tipo Ia. L'ignizione avviene solitamente quando la nana bianca arriva a possedere, grazie alla materia acquisita, una massa pari al limite di Chandrasekhar, equivalente ad 1,44 masse solari.

Le simulazioni computerizzate mostrano che la fusione procede secondo una serie di gusci turbolenti in espansione che manifestano l'instabilità di Rayleigh-Taylor. Tale turbolenza rende frastagliato il fronte di fusione; si viene così ad originare una rapida ignizione delle reazioni nucleari, nota come "fiamma termonucleare", che raggiunge esplosivamente la superficie dell'astro, provocandone l'esplosione in supernova.

ciclo di attività solare

il "ciclo di attività magnetica del Sole" consiste nella variazione periodica di attività della stella (livello di radiazione, eiezioni, macchie solari, flares ...); il ciclo ha una durata media di 11 anni; a questa attività è legata la formazione della aurore boreali.

cometa

Una cometa è un corpo celeste relativamente piccolo, simile a un asteroide ma composto prevalentemente di ghiaccio. Nel Sistema solare, le orbite delle comete si estendono oltre quella di Plutone. Le comete che entrano nel sistema interno, e si rendono quindi visibili dalla Terra, sono frequentemente caratterizzate da orbite ellittiche. Spesso descritte come "palle di neve sporche", le comete sono composte per la maggior parte di sostanze volatili ghiacciate, come biossido di carbonio, metano e acqua, mescolate con aggregati di polvere e vari minerali. La sublimazione delle sostanze volatili quando la cometa è in prossimità del Sole causa la formazione della chioma e della coda.

Cometa di Halley - 1910

conduzione

d'inverno sappiamo che parte del calore fornito dalla caldaia se ne va attraverso le pareti [che sono relativamente fredde]; ciò avviene per conduzione

contrazione verso la sequenza principale

quando una nube si contrae, l'energia potenziale gravitazionale è rilasciata e trasformata in energia termica del gas e in radiazione; l'opacità è piccola, quasi tutta l'energia va nello spazio circostante, la temperatura non aumenta

convezione

quando la pentola bolle, l'acqua è in perenne movimento, quella riscaldata dalla fiamma sale in superficie, cede il calore e ridiscende, e così via; il calore è trasmesso per convezione, le particelle calde si spostano fisicamente

corona della Via Lattea

all'inizio del 1956 Lyman Spitzer mostrò che la Via Lattea era circondata da un grande inviluppo di gas caldissimo; due decadi dopo il satellite Copernicus (il cui programma era diretto da Spitzer) ha trovato evidenza di questo tipo di gas, chiamatpo "gas coronale galattico"; il satellite ha osservato le righe di emissione, l'ossigeno ionizzato cinque volte, l'azoto ionizzato quattro volte, il carbonio ionizzato tre volte; queste righe richiedono temperature elevate (100.000-1.000.000 K); la elevata temperatura è anche segnalata dall'allargamento delle righe spettrali.

il gas si estende per migliaia di parsec, la sua densità è dell'ordine di 10^-3 atomi/cm³ (sul disco galattico abbiamo 1 atomo/cm3); nei primi anni 1980 il satellite IUE ha rilevato una simile corona nella Grande Nube di Magellano e nella galassia a spirale M100; le esplosioni di supernova sono probabilmente la sorgente sia del gas coronale sia della sua energia.

corona solare

La corona solare è la parte più esterna dell'atmosfera del Sole. Si estende per milioni di chilometri ed è visibile, assieme alla cromosfera, con l'ausilio di un apposito strumento, il coronografo; è formata da gas (soprattutto idrogeno) e vapori provenienti dagli strati sottostanti dell'atmosfera solare; essendo estremamente calda (fino a milioni di gradi Celsius), la materia in essa contenuta è sotto forma di plasma.

la cromosfera gradualmente si trasforma in corona, essa si può vedere al meglio durante le eclissi di Sole, appare come un alone di luce che si estende verso l'esterno di alcuni raggi solari; la luminosità della corona è circa uguale a quella della Luna piena, e pertanto è difficile distinguere la luminosa fotosfera; la parte più intensa della corona, la corona K, ha uno spettro continuo formato dalla dispersione della luce fotosferica da parte degli elettroni; ancora più all'esterno, ad alcuni raggi solari dalla superficie, c'è la corona F che ha uno spettro che contiene le rughe di assorbimento di Fraunhofer, la luce della corona F è luce solare dispersa dalla polvere.

un continuo rifornimento di energia è necessario per mantenere la temperatura della corona; essa proviene sotto forma di onde sismiche di tipo acustico o magneto-idrodinamico generate dalla superficie del Sole tramite la convezione; il calore sarebbe dunque generato nella corona come in un ordinario bulbo lumimnoso.

cromosfera

La cromosfera (letteralmente sfera di colore) è un sottile strato dell'atmosfera del Sole, subito sopra la fotosfera, spesso 10.000 chilometri; occorrono speciali strumenti per poter vedere la cromosfera del sole, a causa della fortissima luminosità della fotosfera sottostante, ma il suo colore rossastro può essere osservato durante un'eclissi totale oppure in luce filtrata, come l'H-alpha; le spicule, lunghe dita di gas luminoso che si protendono dalla fotosfera, salgono fino alla cima della cromosfera e poi ricadono più in basso, nel giro di circa 10 minuti.

curva di luce

grafico che rappresenta il modo in cui la luminosità di un oggetto cambia al variare del tempo

diagramma HR Hertzsprung-Russel

è un grafico dove sull'asse orizzontale sta la temperatura di una stella T [o il colore, o il tipo spettrale, queste grandezze sono tra loro equivalenti], sull'asse verticale sta la magnitudine assoluta della stella M [è una potenza e si potrebbe esprimere in Watt]

distanze stellari

effetto Zeeman

L'effetto Zeeman è un fenomeno che consiste nella separazione delle linee spettrali a causa di un campo magnetico esterno. Si osserva che ciascuna riga si scinde in più righe molto vicine, a causa dell'interazione del campo magnetico con i momenti angolare e di spin degli elettroni.

elettrone

particella elementare fondamentale, carica negativamente con 1,6022 10^-19 Coulomb, massa a riposo pari a 9,1094 10^-31 kg

elio-sismologia

L'eliosismologia è lo studio di come le onde di pressione si propagano sul Sole. Queste onde vengono misurate tramite lo spostamento Doppler del materiale solare visibile. I cambiamenti nella propagazione delle onde di pressione attraverso il Sole ne rivelano le strutture interne e permettono agli astrofisici di sviluppare profili estremamente dettagliati delle condizioni interne del Sole; l'eliosismologia può essere impiegata anche per individuare le macchie solari, sulla faccia del Sole non visibile dalla Terra; nonostante il nome, l'eliosismologia è lo studio delle onde di pressione e non dell'attività sismica del Sole - che non esiste; il nome deriva dalla pratica simile di studiare le onde sismiche terrestri per determinare la composizione dell'interno della Terra.

emissioni radio solari

il Sole emette onde radio con lunghezza d'onda tra i centimetri e i decametri, sia nei periodi di quiete, che in quelli di maggiore attività

tipo I: è una emissione intensa tra i 50 e 300 MHz

tipo II: è una emissione intensa nella zona dei 300 MHz che decade dolcemente nellarco di decine di minuti a lunghezze d'onda dell'ordine di 10 MHz

tipo III: è una emissione intensa che decadono velocemente (una questione di secondi) ad una frequenza di 0,5 MHz

tipo IV: è una emissione continua, a larga banda tra i 30 e i 300 MHz

queste emissioni sono associate alla presenza di "flares intensi", e iniziano 10-20 minuti dopo il massimo del "flare", possono durare anche ore

energia potenziale gravitazionale

nei grossi orologi a pendolo tiriamo verso l'alto i pesi, che con la loro successiva discesa forniranno all'orologio l'energia per funzionare; questo tipo di energia accumulata [dove nulla si muove, se non la usiamo] si dice di tipo potenziale [complementare ad essa c'è l'energia cinetica, quella di una veloce palla di cannone, che quando urta distrugge dissipando la sua energia di movimento]; le particelle distanti dal centro di una nebula o di una stella sono come una "molla carica", esse sono pronte a cadere, perdendo dunque energia potenziale, che si trasforma in parte in energia di moto, in parte in surriscaldamento del gas circostante

faculae

le facole fotosferiche consistono in una serie di punti luminosi, detti "punti facolari", del diametro di circa 200 km; la comparsa di una facola preannuncia frequentemente attività stellare più intensa costituita da macchie o brillamenti; la vita media di un punto facolare è piuttosto lunga e si attesta intorno ai 100 giorni, pur con delle sensibili diminuzioni di luminosità.

le facole si osservano più facilmente negli strati più esterni del disco solare, dove la luminosità di fondo è minore; sono pertanto presenti anche nella corona, con il nome di "condensazioni coronali"; pure si osservano delle facole nella cromosfera (strato atmosferico più basso e quindi più luminoso), denominate con maggior precisione come "plage" o, a volte, "floculi".

fascia di Kuiper

La fascia di Kuiper è una regione del sistema solare che si estende dall'orbita di Nettuno (30 UA) fino a 50 UA dal Sole.

Si tratta di una fascia costituita da corpi minori del sistema solare, esterna rispetto all'orbita dei pianeti maggiori, simile alla fascia principale degli asteroidi, ma 20 volte più estesa e da 20 a 200 volte più massiccia, inoltre, mentre la fascia principale è costituita in gran parte da asteroidi di natura rocciosa, gli oggetti della fascia di Kuiper sono composti principalmente da sostanze volatili congelate, i così detti "ghiacci", come ammoniaca, metano e acqua.

La maggior parte dei KBO (Kuiper Belt Object), come si è visto usando la spettroscopia, sono costituiti da ghiacci ed hanno la stessa composizione chimica delle comete, e, come nelle comete, è evidente la presenza di composti organici. Gli studi a partire dalla metà degli anni 1990 hanno dimostrato che la fascia di Kuiper è dinamicamente stabile, e che il vero luogo di origine delle comete (quelle che attraversano il sistema solare, a causa di intabilità indotte) sia da ricercare nel disco diffuso, una zona dinamicamente attiva creatasi dallo spostamento verso l'esterno di Nettuno (ipotesi di Nizza) avvenuto 4,5 miliardi anni fa.

L'origine e la struttura della fascia di Kuiper non sono stati ancora completamente chiariti. Non riesce a spiegarle neanche la "ipotesi di Nizza", che suppone la formazione dei pianeti gassosi vicino al Sole, con susseguente allontanamento a causa della interazione con l'abbondante (allora) materiale interplanetario.

flares

un "solar flare" è un improvviso flash di luminosità sui bordi del Sole, spesso esso è unito a colossali emissioni coronali note come CME; sono emesse nubi di elettroni, ioni e atomi attraverso la corona verso lo spazio; i flares riguardano tutta al atmosfera solare (fotosfera, cromosfera, corona) e consistono di particelle relativistiche; producono radiazione a tutte le lunghezze d'onda, dalle onde radio ai raggi gamma; la maggior parte dell'energia è fuori dal campo visibile, perchiò possono essere osservate solo con particolari strumenti.

flash spectrum

durante una eclisse lo spettro cromosferico è detto "flash spectrum"; è uno spettro a emissione con più di 3000 righe identificate, le più luminose delle quali sono quelle dell'idrogeno, dell'elio e di alcuni metalli.

formazione di protostelle

la massa della Via Lattea è di circa 10¹¹ masse solari, e poiché ha una età di 10¹⁰ anni, il tasso di formazione stellare deve essere di 10 masse stellari all’anno; dal momento che la vita di una stella O è attorno al milione di anni, una migliore stima può essere fatta sulla base del numero attuale delle stelle O; in accordo a ciò si è concluso che il tasso di formazione è oggi di 3 masse solari all’anno.

le osservazioni sembrano indicare che le stelle non si formano individualmente, ma in grandi gruppi, le stelle giovani si trovano negli ammassi aperti e in associazioni ampie, che contengono tipicamente poche centinaia di stelle che si sono formate contemporaneamente; si ritiene che la formazione di una stella possa iniziare in una nube di poche migliaia di masse solari e di diametro di 10 pc, la nube inizia a contrarsi, ma non si scalda perché l'energia liberata esce via per radiazione, come la densità aumenta, la massa di Jeans diminuisce, allora si formano nuclei separati di condensazione, che si contraggono indipendentemente: essi sono denominati "frammenti".

la formazione di stelle si osserva bene all'infrarosso, dal momento che la temperatura delle nubi che si condensano e delle protostelle è dell'ordine di 100-1000 K e la radiazione infrarossa può uscira anche dalle nubi più dense.

fotosfera

per una stella (e.g. il Sole) la fotosfera è la regione in corrispondenza della quale essa diventa opaca; in altre parole, non è possibile osservare la zona al di sotto della fotosfera; poiché le stelle sono delle sfere di gas, non hanno una superficie solida; ma esiste comunque una profondità sotto alla quale il gas non è più trasparente ai fotoni, e questa profondità fornisce la superficie visibile alla stella.

fusione nucleare

Nel nucleo del Sole è possibile che due nuclei di idrogeno inonizzato (protoni) si urtino, superando la repulsione elettromagnetica, si uniscono formando un nucleo di massa maggiore (nucleo di elio), di energia di poco inferiore a quella degli elementi presi separatamente.

L'energia mancante è emessa sotto forma di radiazione. In meccanica classica, data la pressione e la temperatura del nucleo del Sole, il fenomeno non sarebbe possibile, ma quantisticamente parlando ha una probabilità di accadere. Dato l'enorme numero di costituenti, ciò si traduce in una robusta emissione - pressoché stabile - che tiene accesa la stella.

La fusione di elementi fino ai numeri atomici 26 e 28 (ferro e nichel) è una reazione esotermica, cioè emette energia, essendovi una perdita di massa; per numeri atomici superiori la reazione è endotermica, assorbendo energia per la costituzione di nuclei atomici di massa maggiore. Per la formazione degli elementi più pesanti del ferro saranno necessarie particolari condizioni, capaci di fornire l'energia necessaria.

galassia

Una galassia è un grande insieme di stelle, sistemi, ammassi ed associazioni stellari, gas e polveri (che formano il mezzo interstellare), legati dalla reciproca forza di gravità. Si hanno molte tipologie, si va dalle galassie più piccole (nane), contenenti poche decine di milioni di stelle, alle galassie giganti, che hanno anche mille miliardi di stelle, orbitanti attorno ad un comune centro di massa.

Le galassie sono state storicamente categorizzate secondo la loro forma apparente, ossia sulla base della loro morfologia visuale. Ci sono le galassie ellittiche, quelle a spirale, quelle con forma irregolare o insolita (galassie peculiari). La loro strana forma è solitamente il risultato degli effetti delle interazioni mareali con le galassie vicine, o dalla fusione di due galassie, che dà spesso origine ad intensi fenomeni di formazione stellare (starburst).

La rotazione delle galassie, che non risponde alle leggi di Keplero, ha innescato l'ipotesi della massa oscura.

galassia attiva

In una galassia attiva una frazione dell'energia - comparabile con quella emessa da stelle normali, polveri e gas - viene emessa da oggetti compatti. Questa energia può essere emessa come onde radio, raggi infrarossi, luce visibile, luce ultravioletta, raggi X, raggi gamma. Per questo si usa l'abbreviazione AGN (Active Galactic Nuclei) - tutte le galassie attive sembrano essere alimentate da una regione posta al loro centro.

Alcune di queste regioni emettono getti di materia che possono essere molto lunghi (molti a.l.). In tutti i casi è il nucleo, con i suoi intensissimi campi magnetici rotanti, ad essere la fonte di energia per i getti. I nuclei galattici attivi sono le più luminose tra le fonti persistenti di radiazione elettromagnetica nell'universo.

gamma ray burts

sono impulsi molto brevi e stretti di raggi gamma, non hanno cotroparti ottiche, né X; da satellite, e dal Compton Gamma Ray Observatory sappiamo che sono distribuiti in modo uniforme nel cielo (non è così per le stelle di neutroni note); sappiamo oggi che quelli che durano poco più di 2 secondi sono dovuti ad esplosioni di stelle massive alla fine della loro vita, specificatamente si tratta di supernovae di tipo Ib.

la natura dei sistemi che danno origine ai gamma ray bursts che durano meno di 2 secondi è ancora difficile da decifrare; potrebbere essere quella di sistemi binari di due stelle di neutroni, o di una stella di neutroni e un buco nero; quando, perdendo energia, si fondono e producono il gamma ray burst.

gas degenere

In una descrizione meccanica quantistica, in caso di materia molto compressa, le particelle sono limitate a volumi pressoché finiti, possono assumere solo un insieme discreto di energie, detti stati quantistici. Quando l'energia termica delle particelle è trascurabile (energia cinetica bassissima), tutti gli stati quantistici energetici più bassi vengono riempiti. Questo stato è definito degenerazione completa.

La pressione di degenerazione non dipende dalla temperatura ma solo dalla densità dei fermioni. La pressione della degenerazione mantiene le stelle dense in equilibrio (nana bianca, stella di neutroni).

gas interstellari

la massa del gas nello spazio è centinaia di volte più estesa di quella delle polveri; sebbene il gas sia più abbondante, esso è meno facile da osservare perché non causa estinzione; nella regione ottica può essere osservato solo sulla base di poche righe spettrali; nel 1904 Hohannes Hartmann osservò che alcune righe spettrali di certe binarie non erano procurate da effetto Doppler dovuto ai moti delle stelle; concluse che questi tipi di righe di assorbimento erano dovute a nubi di gas nello spazio tra la Terra e quelle stelle.

gas interstellari: idrogeno atomico

osservazioni nell’ultravioletto forniscono una via eccellente per studiare l’idrogeno neutro interstellare; la riga più intensa è la a dell’idrogeno della serie di Lymann; le prime osservazioni di queste righe furono fatte da un razzo  già nel 1967; la densità media del gas interstellare tra il Sole e Arcturus è di 0,02-0,1 atomi/cm³, il Sole pertanto è immerso in una zona quasi vuota di mezzo interstellare (normalmente la densità è 10 volte tanto); nel grafico le densità sono in atomi/cm³, S è il Sole.

gas interstellari: la riga di 21 cm dell'idrogeno

gli spin degli elettroni e dei protoni dell’atomo neutro di idrogeno possono essere sia paralleli che anti-paralleli; la transizione da uno stato all’altro dà origine a righe spettrali di lunghezza d’onda 21,049 cm; usualmente questa riga è di emissione, e a causa della abbondanza dell’idrogeno è osservabile in ogni direzione del cielo; la riga può essere anche in assorbimento, quando la luce da una sorgente brillante (es. quasar) passa attraverso una nube interposta, che sua volta emette anche a questa lunghezza d’onda.

gas interstellari: regioni H II

in molte zone dello spazio compare l’idrogeno ionizzato, specialmente attorno a stelle di tipo O, che emettono fortemente nell’ultravioletto; se l’idrogeno è molto, apparirà come una nebula ad emissione nella regione HII.

gas interstellari: righe proibite

sebbene idrogeno e elio siano i massimi costituenti delle nebule, le loro righe di emissione non sempre sono le più intense; nel 1927 Ira S. Browen scoprì alcune righe dette “proibite” dell’ossigeno ionizzato e dell’azoto ionizzato (O⁺, O⁺⁺, N⁺); sono dette proibite perché estremamente difficili da ottenere in laboratorio, necessitando di densità bassissime, difficilmente disponibili.

gas perfetto

è un gas con una legge semplice che lega tra loro pressione, volume e temperatura; P V = costante T

granulazione

la granulazione della superficie del Sole; i granuli sono prodotti dal flusso del gas in regime convettivo, il loro diamentro tipico è di 1000 km.

Hayashi track

nel diagramma HR è la linea delle stelle completamente convettive; le stelle alla sua destra non possono essere in equilibrio e collasseranno con scala temporale dinamica

Helium Flash

Nelle stelle giganti rosse di massa compresa tra 0,8 e 2 M_sole, quando l'idrogeno nel nucleo si esaurisce, l'elio del "core" si compattata in materia degenere. Quando la sua temperatura rggiunge 10⁸ Kelvin, inizia la fusione dell'elio. Questa è una reazione che rilascia energia, ma il nucleo - essendo degenere - aumenta la temperatura senza espandersi. L'aumento di temperatura velocizza la fusione, e a maggior ragione aumenta la temperatura. Si tratta di un fenomeno a retroazione positiva. In pochi secondi il "core" emette 10¹¹ L_sole (pari alla luminosità della Via Lattea). Questo è lo "Helium Flash".

L'esplosione è assorbita dagli strati esterni al "core". Il fenomeno non è così manfesto all'esterno della stella.

Anche la pressione aumenta. Quando supera il limite che consente al "core" di essere degenerato, all'improvviso si applica - in concreto - la legge del gas perfetto. Ora il volume diventa nuovamente correlato con Tc e Pc, inizia una rapida espansione, il "core" si raffredda, la fusione dell'elio può procedere in modo stabile.

irraggiamento

d'inverno, spesso, le nostre chiese sono riscaldate da grigle al calor rosso, scaldate dal gas; appena sono spente, è subito freddo; il calore si trasmette per irraggiamento, non c'è trasporto fisco di molecole.

limb brightening

il "limb brightening" può essere osservato a determinate lunghezze d'onda in oggetti circondati da gas tenui caldissimi, come per esempio la corona solare; esso è particolarmente evidente nell'ultravioletto e nelle onde radio tra il centimetro e il millimetro.

limb darkening

Il fenomeno dello "oscuramento al bordo" è la diminuzione dell'intensità luminosa proveniente da una stella o da un altro corpo celeste in prossimità del perimetro del disco visibile; è il risultato di due concause:

1) la densità della stella decresce al crescere della distanza dal centro

2) la temperatura della stella decresce al crescere della distanza dal centro

l'effetto è facilmente riscontrabile con una semplice foto nel visibile.

limite di Chandrasekhar

Il limite di Chandrasekhar, o massa di Chandrasekhar, si applica a una nana bianca non rotante, formata di materia degenere, è il limite superiore di massa perché possa essere sostenuta dalla pressione di degenerazione degli elettroni. Il suo valore corrisponde a 3·1030 kg, una massa pari a circa 1,44 volte quella del Sole. Questo limite fu calcolato per la prima volta dal fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar a cui fu successivamente intitolato.

limite di Oppenheimer-Wolkoff

Il limite di Tolman–Oppenheimer–Volkoff - TOV limit - (o anche LOV Landau–Oppenheimer–Volkoff limit) è il limite superiore di massa per una stella degenere di neutroni. Esso è stimato circa in 3 masse solari, corrispondenti ad una stella originaria tra 15 e 20 masse solari.

In una stella di neutroni meno massiccia del limite, il peso della stella è equilibrato da interazioni tra neutroni (tra lor repulsivi) su breve distanza, mediata dalla forza forte, e anche dalla pressione di degenerazione quantistica dei neutroni, che impediscono il crollo. Se la sua massa è al di sopra del limite, la stella crollerà ad una forma più densa (e.g. buco nero).

limite di Roche

Il limite di Roche è la distanza minima dal centro di un corpo celeste al di sotto della quale un secondo corpo celeste minore che vi orbita attorno e che si mantenga coeso solo grazie alla propria forza di gravità, si frammenta per effetto delle forze di marea, cioè per la distorsione indotta dalla differenza di forza di gravità che agisce sulla parte del corpo celeste minore più vicina al corpo celeste maggiore, rispetto a quella più lontana.

Il caso di Marte e le sue due lune:

Fobos e Deimos percorrono orbite prograde quasi circolari, assai prossime al piano equatoriale di Marte. Fobos completa la sua orbita in 7,65 h, un tempo inferiore al periodo di rotazione del pianeta stesso - caso unico nel sistema solare; Deimos in circa 30 h. Entrambi sono in rotazione sincrona con il pianeta ed in virtù di ciò rivolgono sempre la stessa faccia verso la superficie marziana. Fobos, inoltre, subisce una accelerazione stimata in 1,270 × 10-3 °/anno, che determina una costante riduzione della sua orbita e che potrebbe portare la luna a precipitare sul pianeta in un tempo compreso fra trenta e cinquanta milioni di anni.

Quando Fobos, avvicinatosi maggiormente alla superficie, supererà il limite di Roche, sarà dostrutto dagli effetti mareali. Deimos invece subisce una lenta decelerazione che dovrebbe allontanarlo dal pianeta, ma in tempi estremamente più lunghi.

linea della neve - "Frost Line"

In astronomia e in planetologia, la locuzione "frost line" (nota anche come "limite della neve") identifica la particolare distanza dalla giovane stella centrale all'interno di una nebulosa protoplanetaria in cui la temperatura è sufficientemente bassa da permettere ai composti contenenti idrogeno, come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, di raggiungere lo stato solido. La temperatura si attesta su valori prossimi a 150 Kelvin. La posizione della frost line di un determinato sistema planetario varia a seconda della luminosità della stella; nel sistema solare la frost line si trova a circa 2,7 UA, tra Marte e Giove, nel mezzo della cintura degli asteroidi.

Loop Prominences

le "prominences" sono grandiosi filamenti di gas, luminosi, che si estendono all'esterno del Sole, spesso con una forma ad anello ["loop"]; sono ancorati alla superficie della fotosfera e si estendono nella corona; il plasma della "prominence" è centinaia di volte più freddo e denso di quello della corona, il fenomeno si estende sulla scala temporale di un giorno, ma in casi particolari può permanere fino a qualche mese.

macchie solari

una macchia solare appare come un foro irregolare nella superficie solare; l'interno della macchia è denominato "dark umbra", e attorno ad esso una parte meno oscura la "dark penumbra"; si può notare, osservando vicino al bordo, che sono leggermente depresse rispetto alla superficie; la temperatura in una macchia solare è circa 1500 K sotto quella della superficie, ciò spiega perché appaiono nere.

magnitudine apparente m

è la luminosità di una stella vista dalla Terra; da sola non basta per dire quanto vale la luminosità intrinseca.

magnitudine assoluta M

è la magnitudine apparente che una stella avrebbe alla distanza di 10 parsec (32,6 anni-luce).

magnitudine bolometrica

è una magnitudine misurata su tutto lo spettro elettromagnetico; in figura un bolometro per astronomia, è fatto di un materiale la cui resistenza varia in funzione delle onde elettromagnetiche incidenti.

magnitudine fotografica

è una magnitudine misurata usando una emulsione standard, la quale è più sensibile dell'occhio umano alla parte blu e violetta dello spettro.

magnitudine visuale

è la luminosità apparente di un oggetto per l'occhio umano (una stella ricca di infrarossi, anche se potente, alla vista appare debole); se ricevo tutta la radiazione della stella, e la passo in un filtro con profilo fotopico, invece che il valore bolometrico ottengo quello visuale.

minimo di Maunder

Il minimo di Maunder è il nome dato al periodo che va circa dal 1645 al 1715 che fu caratterizzato da una attività solare molto scarsa, ovvero una situazione in cui il numero di macchie solari divenne estremamente basso; è così chiamato dal nome dell'astronomo solare Edward Walter Maunder, che visse tra Ottocento e Novecento, il quale scoprì la mancanza di macchie solari in quel periodo studiando le cronache dell'epoca; durante un periodo di 30 anni durante il minimo di Maunder, gli astronomi osservarono solamente circa 50 macchie, invece delle normali 40.000 o 50.000.

minimo di Spörer

il "Spörer Minimum" è un periodo di 90 anni di bassa attività solare, da circa il 1460 fino al 1550; esso avvenne prima della osservazione delle macchie solari, ed è stato dedotto dalla proporzione di carbonio-14 negli anelli degli alberi, parametro strettamente legato alla attività solare; prende il nome dall'astronomo tedesco Gustav Spörer.

modelli di atmosfere stellari

le atmosfere stellari consistono di quegli strati di una stella in cui ha origine la radiazione che è trasmessa a chi osserva; in ordine ad interpretare gli spettri stellari, necessita la capacità di calcolare la struttura della atmosfera e della radiazione emergente da essa.

nelle stelle oggi osservabili ci sono molti fattori, come la rotazione e il campo magnetico, che complicano il problema del computo della struttura della atmosfera; di solito ci si accontenta di considerare il problema classico di trovare la struttura, cioè la distribuzione della pressione e delle temperature in profondità, in una atmosfera statica, non magnetizzata; in questa semplificazione il modello della atmosfera è completamente specificato una volta assegnata la composizione chimica, la gravità alla superficie “g” e il flusso di energia dall’interno della stella, o in modo equivalente, la temperatura effettiva T_e.

molecole interstellari

le prime molecole interstellari furono scoperte negli anni 1937-38 negli spettri di assorbimento di alcune stelle; l’idrogeno molecolare è di gran lunga la più abbondante molecola interstellare, seguita dal monossido di carbonio; nella figura la distribuzione del monossido di carbonio ¹³C¹⁶O presso la Nebulosa di Orione.

molecole interstellari: idrogeno molecolare

la rilevazione e lo studio dell’idrogeno molecolare è stata una delle migliori conquiste della astronomia UV; le osservazioni hanno mostrato che una frazione significativa dell’idrogeno interstellare è di tipo molecolare, questa frazione cresce molto per nubi densi a grande estinzione; in nubi con estinzione maggiore di una magnitudine, quasi tutto l’idrogeno è molecolare.

l'idrogeno molecolare è difficile da rilevare all'infrarosso, così la molecola più usata per determinare la presenza di H₂ è la CO (monossido di carbonio); il rapporto tra la luminosità di CO e la massa di H₂ è ritenuto costante, con qualche riserva su alcune galassie; nella immagine una porzione di η Carinae.

molecole interstellari: molecole biatomiche, transizione elettronica della molecola CO

corrisponde ad una variazione nella nube di elettroni della molecola; assomigliano a quelle di un singolo atomo, e le loro righe stanno nella regione ottica o in quella ultravioletta.

molecole interstellari: molecole biatomiche, transizione rotazionale della molecola CO

sono le più importanti, corrispondono a variazioni rotazionali della molecola; per esempio, il solfuro di carbonio CS ritorna allo stato base nel giro di poche ore emettendo un fotone a lunghezze d'onda millimetriche.

molecole interstellari: molecole biatomiche, transizione vibrazionale della molecola CO

sono legate alla variazione di energia vibrazionale della molecola, le corrispondenti righe stanno nella regione infrarossa.

molecole interstellari: spettroscopia radio

la spettroscopia radio è un immenso passo avanti nello studio delle nubi interstellari; ancora nei primi anni 1960 non si credeva che ci potessero essere molecole più complesse di quelle biatomiche nello spazio, perché sarebbero comunque state distrutte dalla radiazione ultravioletta; da allora molte molecole complesse sono state scoperte.

molecole interstellari: tabella 15.4 delle molecole interstellari

nebule oscure

le osservazioni di altre galassie mostrano che le polveri sono concentrate nei rami delle spirali, in particolare il bordo interno; si hanno anche nubi isolate, che appaiono come zone povere di stelle dette nebule oscure (es. Sacco di Carbone, Testa di Cavallo …); nella figura la Coalsack Nebula.

nebule oscure: diagramma di Wolf

l’estinzione dovuta ad una nebula oscura può essere rappresentata con un diagramma di Wolf, come da figura:

nebule oscure: temperatura della polvere

oltre che creare diffusione, i grani della polvere assorbono anche la radiazione; l’energia è re-irradiata nell’infrarosso, che corrisponde alla temperatura dei granuli (10-20 K); nelle vicinanze della stella illuminante si possono raggiungere anche i 100-600 K.

nebulose a riflessione

se una nube di polveri è nei pressi di una stella luminosa, essa ne disperderà la luce, che rifletterà in varie direzioni; talora queste nubi appaiono come brillanti nebulose a riflessione (es. Pleiadi, Cintura di Orione …).

nebulose a riflessione: relazione di Hubble

nel 1922 Edwin Hubble pubblicò una fondamentale investigazione sulle nebulose luminose della Via Lattea; poté così stabilire una relazione interessante tra la dimensione angolare della nebula e la sua magnitudine apparente:  5 log(R) = -m + costante; pertanto, il diametro di una nebulosa a riflessione è maggiore della luminosità della stella più brillante che la illumina.

nebulose planetarie

regioni brillanti di gas ionizzato non si verificano solo in corrispondenza con stelle appena formate, ma anche attorno a stelle negli ultimi stadi evolutivi; le nebulose planetarie sono strutture di gas attorno ad una piccola, calda stella blu; a causa della evoluzione stellare si possono avere instabilità che possono condurre allo stadio della combustione dell'elio, alcune stelle si mettono a pulsare, altre espellono in modo violento tutta l'atmosfera nello spazio, tutto attorno la nebulosa planetaria si espande; nella foto la Catseye Nebula.

neutrino

particella con carica nulla, massa molto piccola, interagisce con le altre particelle solo tramite la interazione debole

neutron capture

La cattura di neutrone è una reazione nucleare in cui un nucleo atomico e uno o più neutroni si scontrano e si fondono per formare un nucleo più pesante, con emissione di neutrini. Poiché i neutroni non hanno carica elettrica, possono entrare in un nucleo più facilmente che protoni caricati positivamente, che vengono respinti elettrostaticamente.

La cattura di neutroni svolge un ruolo importante nella nucleosintesi cosmica di elementi pesanti. Nelle stelle può procedere in due modi: come un processo rapido (r-process) o un processo lento (s-process). I nuclei di massa superiori a 56 non possono essere formate da reazioni termonucleari (cioè mediante fusione nucleare), ma possono essere formate dalla cattura di neutroni.

neutrone

particella presente in tutti i nuclei atomici, eccetto l'idrogeno, carica nulla, massa di poco superore a quella del protone; fuori del nucleo è instabile e decade in un protone, un elettrone e un antineutrino

nube di Oort

La nube di Oort è una zona teorica di planetesimi prevalentemente ghiacciati che circonda il Sole tra 50.000 e 200.000 AU (0,8 e 3,2 a.l.) È suddivisa in due regioni: la "inner Oort cloud" a forma di disco e una "outer Oort cloud" a struttura sferica.

Il limite esterno della nube di Oort definisce il confine della eliosfera. Essa è debolmente legata al Sistema Solare, quindi è facilmente influenzata dalla forza gravitazionale delle stelle della Via Lattea che transitano nelle vicinanze. Queste forze occasionalmente destabilizzano le comete dalle loro orbite e le inviano verso il sistema solare interno. La nube di Oort è ritenuta essere la fonte di tutte le comete a lungo termine (e.g. cometa di Halley).

numero di Zürich delle macchie solari

il numero di Wolf delle macchie solari [o numero di Zürich] è una quantità che misra il numero di macchie o di gruppi di macchie del Sole; tiene conto sia delle macchie singole che dei gruppi di macchie, in modo da compensare troppo forti variazioni in presenza di macchie piccole.

oggetto Herbig-Haro

Gli oggetti di Herbig-Haro sono una categoria di nebulose a emissione debolmente luminose visibili all'interno o ai margini delle regioni di formazione stellare; si formano quando del gas ionizzato (spesso allo stato di plasma), espulso sotto forma di getti in corrispondenza dei poli di stelle in fase di formazione, collide con nubi più dense di gas e polveri a velocità supersoniche; le onde d'urto generate dalla collisione eccitano gli atomi del gas, che si illumina per il fenomeno della triboluminescenza.

Si calcola che tali fenomeni abbiano una durata relativamente breve: l'esistenza degli oggetti di HH giungerebbe infatti ad alcune decine o al massimo a qualche centinaia di migliaia di anni, al termine dei quali si disperdono nel mezzo interstellare sotto l'azione del vento prodotto dalle stelle di nuova formazione.

opacità

La opacità κ_ν dice quanto effettivamente il mezzo blocca la radiazione; la opacità è zero nel vuoto perfetto e può approssimarsi a infinito se la sostanza diventa davvero scura; se I è l'intensità di radiazione si ha: dI_ν = κ_ν ρ I_ν ds. L'opacità è κ_ν, funzione della frequenza (o equivalentemente della temperatura tramite il corpo nero) della radiazione in oggetto. Per le onde radio i muri sono trasparenti, non per la luce visibile.

opacità di Rosseland

« Nello studio della struttura interna delle stelle si fa uso del principio dell’equilibrio termodinamico locale, per cui è possibile ricavare gli stati di ionizzazione ed eccitazione degli atomi della termodinamica statistica. Di conseguenza si possono calcolare i processi di assorbimento che intervengono nella propagazione dei fotoni e quindi della opacità κ_ν: tali processi sono assorbimenti per transizioni tra stati legati (bound-bound), assorbimenti tra stato legato e libero (bound-free), assorbimento tra stato libero e libero (free-free) e diffusione elettronica (diffusione Thompson). In generale l’opacità sarà pertanto:

Per avere espressioni applicabili al calcolo come funzioni delle sole variabili termodinamiche e composizione chimica (escludendo quindi la frequenza), si usa la cosiddetta media di Rosseland che assume che il campo di radiazione sia descritto dalla legge del corpo nero B_ν(T). Il coefficiente di assorbimento medio di Rosseland è definito da:

[ E' la sopra segnatura di κ_R che indica il trattarsi di una media ] » (da Attilio Ferrari "Stelle, galassie e universo - fondamenti di astrofisica" - 2011 - Springer)

oscillazione dei neutrini

L'oscillazione dei neutrini è un fenomeno quantomeccanico per cui un neutrino, creato di un certo tipo [sapore], può assumerne uno diverso al passare del tempo; la probabilità di misurare uno specifico sapore (che può essere elettrone, muone o tauone) varia periodicamente durante la propagazione del neutrino; il fenomeno è stato predetto da Bruno Pontecorvo nel 1957 e osservato sperimentalmente per la prima volta in ambito astrofisico nel 1998 (grazie all'osservatorio Super-Kamiokande), e in seguito tramite esperimenti di laboratorio (come OPERA, che sfrutta neutrini prodotti al CERN e inviati ai Laboratori Nazionali del Gran Sasso).

Il fenomeno di oscillazione implica che la massa dei neutrini sia non nulla, fatto non previsto dal Modello standard della fisica delle particelle. Il meccanismo di generazione della massa dei neutrini è tuttora un problema aperto e dibattuto.

Oxigen Flash

In stelle con masse intorno a 10 M_sole, il carbonio o l'ossigeno possono fondere esplosivamente, come l'elio in stelle relativamente meno massive. Si può dunque avere un flash di carbonio o di ossigeno. Questo è molto più potente del flash dell'elio e può far esplodere la stella come una supernova.

In stelle di massa maggiore il "core" rimane non degenere, e la fusione dell'ossigeno procede in modo non catastrofico, mentre il nucleo si contrae e diventa più caldo. Si inizia con la fusione del cabonio, ad essa segue la fusione dell'ossigeno, infine quella del silicio.

paradosso di Algol

In astronomia, il paradosso di Algol si riferisce alla situazione apparentemente paradossale in cui si trovano a volte le componenti di una stella binaria che sembrano essersi evolute in modo difforme da quanto prevedono le più affermate teorie scientifiche sull'argomento. Tali teorie predicono che la velocità di evoluzione di una stella dipenda dalla sua massa: tanto più una stella è massiccia, tanto più rapida sarà la sua evoluzione e, quindi, tanto minore sarà il tempo da essa trascorso nella sequenza principale, prima di evolvere in una subgigante o gigante.

Nel caso di Algol (ß Persei) e di alcune altre stelle binarie viene osservato l'opposto: la stella meno massiccia è già giunta allo stadio di subgigante, mentre quella più massiccia si trova ancora nella sequenza principale. La situazione sembra paradossale in quanto le componenti di una stella binaria di solito nascono approssimativamente nello stesso tempo e quindi hanno età simili. Pertanto la stella più massiccia dovrebbe essere quella più evoluta.

Il paradosso è risolto dal fatto che in binarie come queste vi è un trasferimento di materia da una stella all'altra. La stella più massiccia al termine della sua permanenza nella sequenza principale, comincia ad aumentare di dimensioni. Se essa si trova in un sistema binario stretto, può fuoriuscire dal suo lobo di Roche, cioè i suoi strati più esterni subiscono un'attrazione gravitazionale dalla compagna maggiore di quanto sia quella fornita dalla stella stessa. Il processo di trasferimento altera la normale evoluzione che le due componenti avrebbero avuto se fossero state stelle singole: questo trasferimento ha infatti come risultato che la stella inizialmente meno massiccia diviene quella più massiccia. In alcune binarie simili ad Algol è possibile osservare il trasferimento di gas da una stella all'altra.

pianeta del sistema solare

Nel 2006 l’Unione Astronomica Internazionale (IAU), ha stabilito una nuova definizione di pianeta:

   a) è un corpo celeste in orbita attorno al Sole,
   b) con massa sufficiente affinché la sua gravità gli faccia assumere una forma di equilibrio idrostatico (quasi sferica),
   c) che ha ripulito lo spazio intorno alla sua orbita.

Un corpo celeste che possiede le proprietà a) e b), ma non la c) e che non è un satellite, è classificato come pianeta nano. Tutti gli altri oggetti che orbitano attorno al Sole, e non sono pianeti, pianeti nani o satelliti, sono classificati come «piccoli corpi del Sistema solare». In base a questa definizione Plutone è un pianeta nano, categoria cui appartengono, in ordine decrescente di massa, Haumea (scoperto nel 2004), Eris (2005), Plutone, Mamemake (2004) e Cerere.

pianeta nano

vedi la voce "pianeta del sistema solare"

plage

un insieme di "plage", dalla parola francese per spiaggia, è un insieme di "patches" brillanti che stanno attorno alle macchie solari, e si vedono bene nella riga H-alfa; sono associate a campi magnetici e si trovano nella cromosfera.

plasma

gas fortemente ionizzato e, nel complesso, elettricamente neutro: in concreto, un sistema costituito da ioni positivi e negativi, liberi, con uguali concentrazioni, più eventualmente molecole neutre in non elevata concentrazione - Treccani. La corona solare, cioè la parte più esterna della sua atmosfera, è un classico esempio di plasma.

polvere interstellare

la prima evidenza certa della esistenza della polvere interstellare fu ottenuta attorno al 1930; prima di allora si era generalmente ritenuto che lo spazio fosse completamente vuoto e che la luce si propagasse in esse senza attenuazione; nel 1930 Robert Trumpler pubblicò il suo studio sulla distribuzione spaziale degli ammassi aperti, in cui le magnitudini assolute M delle stelle più luminose erano stimate sul loro tipo spettrale; con questo, potendo misurare la magnitudine apparente, era nota la distanza, e con essa anche la dimensione dell’ammasso.

sistematicamente gli ammassi più lontani apparivano più grandi di quelli vicini, ma ciò ragionevolmente non poteva essere vero; Trumpler concluse che lo spazio non fosse completamente trasparente, ma che la luce di una stella fosse attenuata dal materiale interposto.

polvere interstellare: estinzione

l’attenuamento dovuto al mezzo interposto fu detto “estinzione”; ad esempio, la luce che proviene dal centro galattico è attenuata di 30 magnitudini su una distanza di 9 pc, pertanto il centro galattico non è percepibile nel visibile; l’estinzione è dovuta ai grani di polvere, che hanno un diametro prossimo a quello della lunghezza d’onda della luce.

polvere interstellare: assorbimento

nell’assorbimento l’energia raggiante è trasformata in calore, che quindi viene re-irradiato al lunghezze d’onda corrispondenti alla temperatura delle particelle.

polvere interstellare: diffusione

nella diffusione la direzione di propagazione della luce cambia, conducendo ad una riduzione di intensità nella direzione originale di propagazione.

polvere interstellare: fattore di efficienza dell'estinzione

diciamo C_ext il valore del fattore di efficienza dell’estinzione, esso vale: C_ext = Q_ext p a²  dove a è il raggio della particella, p a²  la sezione.

polvere interstellare: Mie scattering

definiamo x = 2 p a / l (l = lunghezza d’onda), paragoniamo cioè la lunghezza d’oda col raggio della polvere; se x é confrontabile con 1 si ha “Mie scattering”

polvere interstellare: Rayleight scattering

definiamo x = 2 p a / l (l = lunghezza d’onda), paragoniamo cioè la lunghezza d’oda col raggio della polvere; se x << 1 si ha “Rayleight scattering”

polvere interstellare: reddening

è l’arrossamento dovuto all’estinzione (da non confondere col redshift), dovuto al fatto che l’estinzione è maggiore alle lunghezze d’onda minori (es. blu).

polvere interstellare: zone of avoidance

il piano galattico è molto ricco di polveri, pertanto in quella direzione il numero di galassie osservabili è piccolo; nella direzione dei poli galattici si ha abbondanza di galassie osservabili; questa zona “oscura” è detta “avoidance”

polvere interstellare: opacità nel piano galattico

nella Via Lattea la polvere interstellare è essenzialmente confinata i uno strato molto sottile, circa 100 pc nel piano galattico, che quindi risulta molto opaco.

pressione del gas degenere

è proporzionale al numero di particelle, e inversamente al volume occupato (non dipende cioè dalla temperatura).

pressione di un gas

è proporzionale all'energia delle particelle, e inversamente al volume occupato.

pressione di radiazione

è proporzionale all'energia dei fotoni, e inversamente al volume occupato.

protone

particella presente nei nuclei atomici, carica positiva di 1,6022 10^-19 Coulomb, massa di 1,6726 10^-27 kg.

protostella

ad una sufficientemente avanzata contrazione della nube stellare aumenta la densità, aumenta l'opacità, pertanto l'energia esce dalla stella con difficoltà, la maggior parte rimane al suo interno, allora la temperatura aumenta.

« Una nuvola [di gas] in condizioni di quasi equilibrio è una protostella, che deriva la propria luminosità dalla contrazione gravitazionale controllata su tempi scala di Kelvin. Ha una struttura di tipo convettivo perché il trasporto radiativo è poco efficiente in condizioni di opacità grande e debole flusso radiativo per un corpo nero di temperature di poche migliaia di gradi. [...] Hayashi ha mostrato che protostelle, cioè strutture stellari di equilibrio interamente convettive con atmosfera radiativa, esistono soltanto per temperature effettive alla sinistra di una linea del diagramma HR [detta traccia limite di Hayashi] » - Attilio Ferrari "Stelle, galassie e universo - Fondamenti di astrofisica" - Springer.

p-process

Il processo p è un processo di nucleosintesi che si verifica all'interno del nucleo stellare durante l'esplosione di una supernova. Tale processo è responsabile della creazione di nuclei di atomi più pesanti del ferro contenenti un elevato numero di protoni [rispetto ai neutroni]. Tali nuclei - al momento - sono stati osservati solo nel sistema solare.

Pulsar

La maggior parte delle stelle di neutroni sono osservate come pulsar. Sono stelle di neutroni che emettono impulsi di radiazione ad intervalli molto regolari, che in genere vanno da millisecondi a secondi. Hanno campi magnetici molto forti che fanno fuoriuscire getti di particelle lungo i due poli magnetici. Queste particelle accelerate producono fasci di luce molto potenti. Spesso il campo magnetico non è allineato con l'asse di rotazione. Quando il fascio attraversa la nostra linea di vista, vediamo un impulso. - credit NASA

radiazione di sincrotrone

« Nelle regioni di formazione stellare della nostra galassia si osservano spesso getti di materia altamente collimati provenienti da stelle giovani, in alcuni casi evidentemente associati a dischi di accrescimento (vedi le immagini di Hubble). Tramite simulazioni numeriche di getti supersonici magnetizzati (in figura una mappa di densità in scala logaritmica) ed al confronto con le osservazioni (sono necessari anche modelli per l'emissione nelle varie righe spettrali) è possibile investigarne alcune proprietà, tra cui la forma del campo magnetico in prossimità del disco e l'eventuale velocità di rotazione del getto stesso.

HH 46/47 è un oggetto di Herbig-Haro situato nei pressi della Nebulosa di Gum, nella parte occidentale della costellazione delle Vele

Per la simulazione numerica di tali getti fortemente supersonici [relativamente a quell'ambiente là] è necessario usare tecniche capaci di trattare la formazione e la propagazione di onde d'urto, ovvero i cosidetti schemi shock capturing. All'interno del nostro gruppo vengono sviluppate anche tecniche numeriche originali per la simulazione di onde d'urto in presenza di campi magnetici. » - Università degli studi Firenze - Arcetri Space & Astrophysical Plasmas

radiazione elettromagnetica

La radiazione elettromagnetica è la radiazione dell'energia nel campo elettromagnetico. Si tratta di un fenomeno che si manifesta sia come ondulatorio, sia come corpuscolare:

a)	il fenomeno ondulatorio è dato da un'onda nel campo elettrico e nel campo magnetico, descritta matematicamente come soluzione delle equazioni di Maxwell secondo la teoria dell'elettrodinamica classica. Essa si propaga nel vuoto sempre a velocità "c" (costante globale).
b)	la natura corpuscolare, o quantizzata, può essere descritta invece come un flusso di fotoni, che nel vuoto viaggiano alla velocità della luce. Il fotone è stato riconosciuto come mediatore associato all'interazione elettromagnetica dal Modello standard.

La radiazione elettromagnetica può propagarsi nel vuoto, come ad esempio lo spazio interplanetario, in mezzi poco densi come l'atmosfera, oppure in strutture guidanti come le guide d'onda. Le applicazioni tecnologiche che sfruttano la radiazione elettromagnetica sono svariate. Il trasporto di informazioni (radio, TV, telefono, Web), o di energia (fornetto a microonde), o come indagine in Astronomia, Astrofisica.

raggi cosmici

le particelle e i nuclei atomici che raggiungono la Terra, provenienti dallo spazio, sono detti raggi cosmici, essi si trovano nello spazio interstellare con una densità di energia dello stesso ordine di grandezza della radiazione proveniente dalle stelle; i raggi cosmici sono importanti per la ionizzazione e il riscaldamento del gas interstellare; i raggi cosmici sono carichi, pertanto la direzione di propagazione è costantemente cambiata dal campo magnetico.

il principale costituente dei raggi cosmici (circa 90%) è costituito da nuclei di idrogeno o protoni, il secondo costituente (circa 9%) è costituito da nuclei di elio o particelle α, le rimanenti particelle sono elettroni e nuclei più massivi dell'elio; apparentemente una gran parte dei raggi cosmici hanno la loro origine in supernovae, l'onda d'urto che si forma nella espansione di un resto di supernova dà origine a particelle relativistiche.

ramo asintotico delle giganti [AGB]

Il ramo asintotico delle giganti (AGB, Asymptotic Giant Branch) è una regione del diagramma H-R popolata da stelle di dimensioni medio-piccole (0,8-8 masse solari) che bruciano elio e idrogeno in due gusci esterni al nucleo centrale degenere, composto da carbonio e ossigeno. In questa fase le stelle aumentano la propria luminosità e le proprie dimensioni, perdendo materia degli strati più esterni nello spazio a causa di forti venti stellari; in questa fase la il tasso di perdita di massa può arrivare a 10^-4 masse solari all'anno, vale a dire un migliaio di volte maggiore della perdita di massa delle giganti rosse, e 10 miliardi di volte maggiore dell'attuale perdita di massa del Sole. Solitamente nelle stelle di massa medio-piccola questa fase dura circa 100.000 anni.

red clump

Il red clump (gruppo o raggruppamento rosso) è un gruppo di stelle giganti che nel diagramma H-R occupano una zona intorno alla magnitudine +0,5 e alla temperatura di 5 000 K, quindi un po' più calde delle stelle appartenenti al ramo delle giganti rosse che hanno la medesima luminosità. Le stelle del red clump costituiscono l'estremo destro e freddo del ramo orizzontale delle giganti, stelle che hanno sperimentato il flash dell'elio e che ora stanno fondendo l'elio nei loro nuclei. Rispetto alle altre stelle del ramo orizzontale si distinguono per essere di popolazione I, ossia per avere una metallicità più elevata.

regioni X brillanti

i raggi X che riceviamo dal Sole non hanno origine sulla sua superficie, ma nella corona, che è lo strato più esterno dell'atmosfera; solo gas molto caldi possono emettere nella gamma X, e la corona, che è a milioni di gradi, è una sorgente adatta; così non è per la superficie che è appena a circa 6000 K.

resti di supernova

le stelle massive terminano la loro evoluzione con una esplosione da supernova, il collasso del nucleo stellare porta alla violenta eiezione degli strati più esterni, che formano così una nube di gas in espansione.

resti di supernova a forma irregolare

nella Crab Nebula i filamenti rossi sono visibili anche sullo sfondo brillante, la loro emissione è principalmente nella riha Ha dell'idrogeno; nei resti di strutture tipo Crab Nebula ci sono pulsar rapidamente rotanti al centro.

resti di supernova ad anello

una tipica formazione di questo tipo è Cassiopeia A oppure la Veil Nebula nel Cigno; le supernove ad anello non contengono pulsar energetiche, la loro energia proviene dalla esplosione della supernova in corso di evoluzione; dopo l'esplosione la nube si espande alla velocità di 10.00-20.000 km/s, dopo 50-100 anni dalla esplosione i resti iniziano a formare uno strato sferico, mentre il gas emesso inizia ad invadere il gas interstellare rallentando nelle zone più esterne; l'espansione procede con velocirà decrescente e si raffedda finché dopo circa 100.000 anni si mescola con il mezzo interstellare.

righe spettrali

A seconda della geometria del gas, della fonte del fotone e dell'osservatore sarà prodotta o una linea di emissione o una linea di assorbimento: se il gas è tra la fonte del fotone e l'osservatore si osserva un calo nell'intensità di luce nella frequenza del fotone incidente, poiché i fotoni riemessi saranno in direzioni diverse dell'originale: questa è una linea di assorbimento se l'osservatore vede il gas, ma non la fonte del fotone, vedrà solamente i fotoni riemessi in una stretta gamma di frequenza: questa è una linea di emissione. Le linee d'assorbimento e le linee di emissione sono estremamente atomo-specifiche, e possono essere usate per identificare facilmente la composizione chimica di tutti i mezzi che la luce può attraversare (solitamente i gas); dipendono anche delle condizioni fisiche del gas, e quindi sono largamente usate per determinare la composizione chimica di stelle e altri corpi celesti che non possono essere analizzati con altri mezzi, così come le loro condizioni fisiche.

rotazione differenziale di una stella

la rotazione differenziale è la spiegazione delle linee di campo magnetico fortemente distorte nelle zone equatoriali.

r-process

Il processo r è un processo di nucleosintesi che solitamente si verifica all'interno del nucleo di una supernova, ed è responsabile della creazione di circa la metà dei nuclei atomici ricchi di neutroni che sono più pesanti del ferro. Il processo comporta una successione di catture neutroniche rapide (da cui il nome processo r) mediante nuclei seme pesanti, tipicamente ⁵⁶Fe o altri isotopi pesanti più ricchi di neutroni.

scala di tempo dell'evoluzione stellare

i cambiamenti in una stella possono originarsi su scale di tempi assai diversi nei vari stadi evolutivi

scala di tempo nucleare: è il tempo in cui una stella irradia via tutta l'energia rilasciata da reazioni nucleari; per il Sole vale 10¹⁰ anni

scala di tempo termica: è il tempo per cui la stella radierebbe ancora se la produzione di energia cessasse di colpo; è anche il tempo necessario affinché l'energia possa procedere dal centro alla superficie; per il Sole vale 10⁶ anni

scala di tempo dinamica: è il tempo che avrebbe una stella per collassare se la pressione che contrasta cessasse di colpo; per il Sole vale 0,5 ore

a causa dell'alta temperatura, nelle stelle il gas è quasi completamente ionizzato

sequenza principale

nel diagramma HR la linea delle stelle che principalmente fondono idrogeno in elio.

sequenza principale inferiore

ad essa appartengono stelle di sequenza principale poco massive in cui è possibile solo il ciclo p-p; il nucleo rimane stabile, completamente radiativo.

sequenza principale superiore

ad essa appartengono stelle di sequenza principale massive in cui è possibile anche il ciclo CNO; il confine tra sequenza principale e principale superiore si alloca a 1,5 masse solari.

serie dell'idrogeno di Balmer

sono gruppi di righe nello spettro generate dall'idrogeno.

sorgenti di energia stellare

nel nucleo di una stella pressione e temperatura sono tali da permettere la fusione nucleare; in essa gli elementi sono trasformati in altri più pesanti; questo fenomeno è detto anche "bruciamento"; nella fusione avanza una parte di energia detta "energia di legame"; essa aumenta più sono pesanti gli elementi prodotti, fino al ferro, poi comincia a decrescere

catena protone-protone: 4 protoni fondono in un nucleo di elio, due positroni, due neutrini e radiazione

reazioni triplo alfa: 8 atomi di elio fondono in 12 di carbonio e raggi gamma

combustione del carbonio: 24 atomi di carbonio fondono in 24 di magnesio, raggi gamma ... oppure in 31 di fosforo, idrogeno ... oppure 28 di silicio, elio ... oppure zolfo, neutrone ... oppure 24 di magnesio, elio

combustione del silicio: 56 atomi di silicio fondono in 56 di nichel, raggi gamma ... oppure 56 di ferro, positroni, neutrini

la produzione di elementi ancor più pesanti richiede ingresso di energia, pertanto possono essere prodotti soltanto all'interno di reazioni termonucleari

spazio-tempo

In fisica per spaziotempo, o "cronotopo", si intende la struttura quadridimensionale dell'universo. I punti dello spaziotempo sono detti eventi e ciascuno di essi corrisponde ad un fenomeno che si verifica in una certa posizione spaziale e in un certo momento. Ogni evento è perciò individuato da quattro coordinate.

Ogni oggetto presente nell'universo influisce sullo spaziotempo e quindi su tutte quattro le dimensioni che lo compongono: per esempio, la Terra influenza le tre dimensioni dello spazio attraverso l'attrazione gravitazionale, e influisce sul tempo attraverso un rallentamento del tempo dei suoi abitanti [il tempo dei satelliti del GPS è diverso dal nostro, perché diversa è la gravità, e deve essere continuamente corretto]. Nei buchi neri il tempo viene rallentato di moltissimo; tanto che in teoria, al centro di essi, il tempo [visto da fuori dell'orizzonte degli eventi] è pressoché fermo.

La vista dell'uomo ha una rappresentazione del mondo circostante su una superficie bidimensionale, la retina. Supplisce alla terza dimensione spaziale con la deformazione prospettica, e alla capacità di misurare distanze mediante la parallasse, ottenuta avendo due occhi distanti tra loro. E la quarta dimensione? L'artificio dei nostri sensi è quello di presentarci una dopo l'altra le mappe di un atlante (fotogrammi, per capirci), così si ha la sensazione di un tempo che fluisce, anche se non è detto che sia così in realtà.

La TV, che guardiamo tutti i giorni, è uno straordinario esempio di rappresentazione bidimensionale di un mondo quadri-dimensionale (filmati, telegiornali, musica ...).

spettri, il "line profile" [o forma della riga]

le righe spettrali non sono infinitamente strette e affilate, in concreto sono un po' allargate; più fattori influenzano la forma di una riga spettrale; questa forma è chiamata "line profile".

allargamento per il principio di indeterminazione: secondo la meccanica quantistica non tutto può essere misurato con precisione allo stesso tempo; per esempio, anche in linea di principio, non vi è alcun modo per determinare la coordinata x e la quantità di moto px nella direzione dell'asse x con precisione arbitraria simultaneamente.

anche il prodotto variazione di tempo per variazione di energia è immerso in questa incertezza; una incertezza nella energia equivale ad una incertezza nella frequenza (o lunghezza d'onda della riga), fatto che si manifesta con un allargamento dello spettro della riga; una riga infinitamente sottile richederebbe una energia infinita, cosa che nella realtà fisica non accade mai.

allargamento per effetto Doppler: gli atomi di un gas si muovono tanto più velocemente quanto più alta è la temperatura del gas; la velocità causa l'effetto Doppler, la linea osservata è costituita da un insieme di linee con differenti spostamenti Doppler e la forma della linea dipende dal numero di atomi con diverse velocità.

spettri, la "Yerkes Spectral Classification"

Questo sistema è noto come MKK o Yerkes Classification (la classificazione MK è una versione modificata posteriormente). La classificazione MKK è basata su un esame minuzioso degli spettri a fessura con una dispersione di 11,5 nm/mm. È accuratamente definita sulla base di stelle standard e su criteri di specificazione della luminosità. Si distinguono sei differenti classi di luminosità:

Ia	supergiganti molto luminose
Ib	supergiganti meno luminose
II	giganti luminose
III	giganti normali
IV	sub-giganti
V	stelle di sequenza principale (stelle nane)

La luminosità di una classe è determinata dalle righe spettrali che dipendono fortemente dalla gravità alla superficie delle stelle, che è strettamente correlata alla luminosità. Le masse delle giganti e quelle delle nane sono approssimativamente simili, ma il raggio delle giganti è molto maggiore di quello delle nane. Pertanto la accelerazione di gravità
g = G M / R² alla superficie di una gigante è molto minore di quella di una nana. Di conseguenza, la densità del gas e la pressione nella atmosfera di una gigante saranno molto inferiori. Tutto questo si traduce in “luminosity effects” nello spettro stellare, che possono essere utilizzati per distinguere stelle di differente luminosità.

spettri, ampiezza equivalente di alcune importanti righe spettrali

spettri, ampiezza equivalente di una riga

L’ampiezza equivalente di una riga spettrale dipende da quanti atomi nella atmosfera si trovano in uno stato per cui possono assorbire la lunghezza d’onda in oggetto. Più atomi ci sono, più profonda e ampia è la riga spettrale. Ad esempio, una ampiezza equivalente di una riga dei metalli del Sole (Fe) è circa 10 picometri [pari a 10^-11 m]. L’ampiezza delle righe è spesso espressa in ångströms(1 Å = 10^-10 m = 0,1 nm).

Solo in righe deboli l’equivalente dipende linearmente dal numero degli atomi assorbenti. L’ampiezza equivalente in funzione dell’ammontare di atomi assorbenti è nota come “curva di crescita”.

spettri, la "Harvard Spectral Classification"

Principali caratteristiche delle varie classi:

O	Stelle blu, temperatura superficiale 20.000-35.000 K. Spettro con righe di atomi ionizzati più volte e.g. He II, C III, N III, O III, Si V, He I nel visibile, H I riga debole
B	Stelle bianco-blu, temperatura superficiale attorno ai 15.000 K. Scompaiono le righe He II, le righe He I (403 nm) sono più intense in B2, poi diventano più deboli e scompaiono in B9. La riga K del Ca II diventa visibile nel tipo B3. H I diventa più intensa. Compaiono O II, Si II e Mg II nel visibile.
A	Stelle bianche, temperatura superficiale attorno ai 9.000 K. Le righe H I sono molto intense e in A0 dominano nell’intero spettro, poi diventano più deboli. Le righe H e K di Ca II diventano intense. He I non è più visibile. Cominciano ad apparire righe di metalli non ionizzati.
F	Stelle bianco-giallo, temperatura superficiale attorno ai 7.000 K. Le righe H I diventano più deboli, H e K di Ca II diventano più intense. Compaiono molte altre righe di metalli, e.g. Fe I, Fe II, Cr II, Ti II, chiare e sempre più forti.
G	Stelle gialle (come il Sole), temperatura superficiale attorno a 5.500 K. Le righe H I diventano sempre più deboli. H e K sono molto intense, intensissime a G0. Le linee dei metalli diventano sempre più intense. G è chiaramente visibile. CN comparirà nelle stelle giganti.
K	Stelle arancio-giallo, temperatura superficiale attorno ai 4.000 K. Spettro dominato dalle righe dei metalli. Righe H I insignificanti. Ca I 422.7 nm chiaramente visibile. H, K forti come pure la banda G: Le bande TiO divengono visibili a K5.
M	Stelle rosse, temperature attorno a 3.000 K. Le bande TiO diventano sempre più intense. Ca I 422.7 nm è molto forte. Molte righe di metalli neutri.
L	Stelle rosso scuro ( o brune), temperature superficiali attorno ai 2.000 K. Le bande TiO e VO scompaiono per le prime classi di L. righe molto forti e ampie per Na I e K I.
T	Nane brune, temperatura superficiale attorno a 1.000 K. Righe di assorbimento molto forti nella banda del CH4 e di H2O.
C	Stelle di carbonio, prima denominate R e N. Stelle molto rosse con temperatura superficiale attorno a 3.000 K. Forti bande molecolari, e.g. C2, CN e CH. Assenza delle bande TiO. Righe spettrali simili ai tipi K ed M.
S	Stelle rosse di bassa temperatura (attorno a 3.000 K). Bande ZrO ben chiare. Anche altre bande molecolari, e.g. YO, LaO e TiO.

spettri, misurare gli

Il modo principale per generare uno spettro è per mezzo di un obiettivo a prisma o uno spettrografo a fessura. Nel primo caso si ottiene una fotografia dove ciascuna immagine stellare è dispersa in uno spettro. Fino a molte centinaia di spettri possono essere fotografati su una singola lastra ed utilizzati per fare classificazione spettrale.

L’ammontare di dettaglio che può essere visto in uno spettro dipende dalla sua dispersione, cioè la gamma di lunghezze d’onda per millimetro sulla lastra fotografica (o per pixel su un CCD). La dispersione di un obiettivo prismatico è di poche decine di nanometri per millimetro. Una osservazione di maggior dettaglio richiede uno spettrografo a fessura, che può raggiungere una dispersione di 1-0,01 nanometri a millimetro. La forma di dettaglio delle individuali righe spettrali può così essere studiata.

spettri, serie di Balmer

Spettri stellari tra 375 e 390 nm. Sopra, lo spettro di Vega tipo A0 (a). Sotto, lo spettro di Aldebaran di tipo K5 (b). Le righe di Balmer dell’idrogeno sono intense in Vega, in Aldebaran ci sono molte righe di metalli.

spettri, stelle peculiari

Le “early”, i.e. calde, hanno le classi spettrali caratterizzate da righe di atomi ionizzati, mentre le fredde o “late” hanno righe di atomi neutri. Nelle stelle calde le molecole sono dissociate in atomi; pertanto le bande di assorbimento delle molecole appaiono solamente in spettri di stelle fredde o “late”.

Per capire come la intensità delle righe siano legate alla temperatura, consideriamo, per esempio, le righe dell’elio neutro a 402.6 nm e a 447.2 nm. Esse sono visibili solo in spettri di stelle calde. La ragione di questo sta nel fatto che le righe dovute ad assorbimento per atomi eccitati, e per esse è richiesta una altissima temperatura per la ionizzazione. Come la temperatura della stella cresce, più atomi ci sono nel richiesto grado di eccitazione, e le righe dell’elio diventano più intense. Quando la temperatura diventa ancora più alta, l’elio comincia ad essere ionizzato e la riga dell’elio neutro comincia a scemare.

In questo modo è possibile comprendere la variazione con la temperatura di altre importanti righe, come quelle H e K del calcio. Queste righe sono dovute al calcio ionizzato una volta, la temperatura deve essere quella giusta per strappare un elettrone, ma non di più.

spicole

le spicole sono formazioni simili a fiamme che fuoriescono dalla superficie del Sole.

spostamento Doppler

lo spostamento Doppler è un fenomeno fisico che consiste nel cambiamento, rispetto al valore originario, della frequenza o della lunghezza d'onda percepita da un osservatore raggiunto da un'onda emessa da una sorgente che si trovi in movimento rispetto all'osservatore stesso; in astronomia si manifesta con uno spostamento in frequenza delle righe spettrali.

stelle

sono enormi sfere di gas, centinaia di migliaia o milioni di volte più massive della Terra; la massa del Sole è 330.000 volte maggiore di quella della Terra; una stella non compatta risponde alla equazione del gas perfetto, e può essere studiata con quattro equazioni differenziali

equilibrio idrostatico: la gravità tira il materiale verso il centro; la pressione dovuta al moto termico le si oppone; ci si situa in una configurazione di equilibrio

distribuzione di massa: è la massa contenuta in un certo raggio a partire dal centro

conservazione dell'energia: l'energia prodotta deve essere portata alla superficie e irradiata; essenzialmente quasi tutta l'energia prodotta proviene dal nocciolo caldo e denso

distribuzione di temperatura: è la temperatura in funzione del raggio; la forma di questa curva dipende dal modo in cui l'energia è trasportata (e.g. conduzione, convezione, irraggiamento)

a causa dell'alta temperatura, nelle stelle il gas è quasi completamente ionizzato

stelle binarie per contatto

sono quelle così vicine che si toccano l'un l'altra.

stelle binarie astrometriche

in esse una sola componente è visibile, ma il suo moto proprio perturbato ci mostra che una seconda componente non visibile è presente (la prima ad essere scoperta fu Sirius [Canis Major] nel 1830); nella foto Sirius e Sirius B alla sua sinistra.

stelle binarie distanti

se hanno separazioni di decine o centinaia di unità astronomiche (UA), e i loro periodi sono dell'ordine delle migliaia di anni.

stelle binarie ellissoidali

almeno una delle due componenti ha forma ellissoidale a causa delle maree procurate dalla compagna; in differenti posizioni dell'orbita l'area visibile può variare con modeste variazioni di luminosità.

stelle binarie fotometriche (o ad eclisse)

in esse, quando una stella passa davanti all'altra, causa una variazione di luminosità apparente

stelle Algol: in esse per la maggior parte del periodo la curva di luce è circa costante, ci sono due minimi di valore differente

stelle β Lyrae: in esse la magnitudine varia con continuità

stelle W UMa: in esse i minimi della curva di luce sono identici, molto arrotondati e ampi

stelle binarie ottiche

due stelle che appaiono molto vicine nel cielo, ma si trovano a distanza molto differenti dalla Terra.

stelle binarie spettroscopiche

due stelle scoperte in base ai loro spettri (o si vedono due gruppi di righe spettrali, o si osservano righe con spostamento Doppler periodico; le prime furono scoperte nel 1889, quando si trovò una serie di righe spettrali di ζ UMa o Mizar [Ursa Major] in due intervalli regolari); nella foto Mizar con la sua compagna Alcor.

stelle binarie vicine

se hanno una separazione dell'ordine di una unità astronomica (UA), e i periodi vanno da poche ore a pochi anni.

stelle binarie visuali

due stelle che possono essere viste come componenti separate (i.e. la loro separazione è maggiore di 0,1 arcoseocndi, la prima ad essere scoperta fu ζ UMa [Ursa Major] nell'anno 1830).

stelle compatte binarie X

le binarie strette in cui una stella di neutro o un buco nero si accrescono di materia della compagna, usualmente una stella di sequenza principale, sono visibili come potenti sorgenti nella gamma X; la sorgente di accrescimento è un forte vento interstellare; a causa della lora rapida evoluzione sono sistemi giovani di breve vita (tra 100.000 e 1.000.000 di anni).

stelle compatte variabili cataclismiche (tipo U Geminorum)

le variabili cataclismiche sono una classe di stelle variabili intrinseche, consistenti di una stella binaria in cui una componente è una nana bianca, mentre l'altra è una stella normale che cede gas alla compagna; la variabilità dipende dal comportamento turbolento del gas nel sistema stellare, con rapidi cambiamenti, esplosioni termonucleari e altri comportamenti estremi; la compagna della nana bianca è normalmente una nana rossa, anche se in alcuni casi si tratta di un'altra nana bianca o di una stella moderatamente evoluta (subgigante).

stelle compatte di neutroni

se la massa di una stella è abbastanza grande, la densità cresce fino a superare quella di una nana bianca; la gravità prevale sulla pressione degli elettroni degeneri, la stella si contrae a densità maggiori; alla fine la contrazione è contrastata solo dalla pressione dei neutroni degeneri; il diametro tipico di una stella di neutroni è circa 10 km, qui la superficie è solida, l'atmosfera è di pochi centimetri; queste piccolissime stelle, molto massive, ruotano molto velocemente, hanno campi magnetici molto intensi; la rotazione può essere così intensa che la stella si spacca in più pezzi, talora permangono separati, in quel caso si ha un sistema binario di due stelle di neutroni.

stelle compatte magnetar

l'energia emessa dalle pulsar comuni ha la sua origine nel rallentamento della rotazione; in alcune di esse l'ampiezza del campo magnetico è così intensa che l'energia rilasciata nel decadimento del campo assume il ruolo di sorgente principale di energia.

stelle compatte microquasar

le binarie X hanno connessioni con i modelli di galassie attive AGN; in entrambi un buco nero è circondato da un disco di accrerscimento; la differenza è che per il microquasar il buco nero è di massa stellare (non galattica).

stelle compatte nane bianche

quando la stella finisce il suo combustibile nucleare, la densità media della parte centrale aumenta, ma la temperatura non varia di molto; gli elettroni diventano degeneri, e la pressione è dovuta principalmente al gas di elettroni degeneri, essendo ora la pressione dovuta agli ioni trascurabile: la stella è diventata una nana bianca; la prima nana bianca scoperta fu Sirius B, la compagna di Sirius, il suo raggio è appena minore di quello della Terra, e la massa è simile a quella del Sole.

le nane bianche non hanno sorgenti di energia interne, irradiano nello spazio il loro calore rimanente, si raffreddano molto lentamente (ha piccola superficie e disperdono molto poco), passano da calor bianco a quello rosso, a quello nero con tempi maggiori dell'età attuale dell'universo.

stelle compatte Pulsar

le pulsar sono stelle di neutroni che emettono impulsi radio molto stretti, regolari, con periodi che vanno da 0,0016 secondi fino a 20 minuti; in esse il campo magnetico è stimato inclinato tra 45°-90° rispetto all'asse di rotazione, la rotazione lo rende come un faro la cui luce spazza lo spazio.

la pulsar meglio conosciuta è quella situata nella Crab Nebula nella costellazione del Toro; la visibilità nell'ottico è molto debole, ma alle onde radio è brillante.

stelle compatte Pulsar X

appartengono sempre a sistemi binari; i periodi delle pulsar X di grande massa sono significativamente più lunghi di quelli delle pulsar radio; nel sistema binario inizialmente la forte radiazione della pulsar evita che il gas della compagna possa cadere su di essa; come rallenta, la sua enegia diminuisce e il vento della compagna può cadere sulla sua superficie incanalandosi attraverso le zone polari del campo magnetico; colpendo la superficie emette forte radiazione X.

la durata degli impulsi va dai millisecondi a qualche secondo; le pulsar X sono stelle di neutroni.

stelle compatte X Ray Bursters

sono sorgenti variabili irregolari, con improvvisi bagliori, i cui periodi medi vanno dalle poche ore a giorni; quelli di Tipo I sono simili alle eruzioni di novae; il gas della compagna cade sulla superficie della stella di neutroni, dove l'idrogeno si converte in elio; quando il guscio che così si forma raggiunge una temperatura critica, si converte in carbonio con un improvviso "helium flash", che appare come un picco di radiazione X.

stelle compatte X Ray Novae

se gli X-ray bursters corrispondono ad una nova classica, la controparte di una nova nana è una X-ray novae; quantitativamente tra le due ci sono notevoli differenze: quelle nane hanno picchi che permangono per qualche giorno, su intervalli di tempo di qualche mese, l'aumento di luminosità nel picco è di un fattore 100.

stelle di elio

Una stella all'elio è una stella, solitamente di classe spettrale O o B, il cui spettro presenta linee spettrali dell'elio straordinariamente forti e linee spettrali dell'idrogeno più deboli del normale; questa configurazione indica che l'involucro esterno della stella è stato in gran parte perduto, lasciando scoperto il nucleo di elio. La causa di tale massiccia perdita di massa il più delle volte è rappresentata da un intenso vento stellare o dal trasferimento di materiale a una compagna.

stelle di elio estreme

Una stella all'elio estrema è una stella supergigante di piccola massa, quasi priva di idrogeno, l'elemento chimico maggiormente diffuso nell'Universo. Simili astri non possono essersi formati, come la maggior parte delle stelle, da nubi molecolari; si è quindi ipotizzato che essi siano il prodotto della fusione di due nane bianche, una all'elio, l'altra al carbonio-ossigeno; le stelle all'elio estreme formano un sottogruppo della più grande categoria delle stelle povere di idrogeno, che include anche le variabili R Coronae Borealis, le stelle Wolf-Rayet povere di idrogeno, le stelle AM CVn, le nane bianche di classe spettrale WC e le stelle di classe spettrale O o B ricche di elio.

stelle giganti

stelle con luminosità tra 10 e 1000 volte quella del Sole [con dimensione tra 10 e 100 diametri solari].

stelle giganti blu

Una gigante blu è una stella brillante (classi III o II della classificazione di Yerkes). Appartengono alle classi di temperatura O, B e alle prime sottoclassi della classe A, ossia hanno temperature superficiali dai 10.000 K in su, si pongono vicino ma comunque alla destra della sequenza principale, ossia hanno temperature leggermente inferiori alle stelle di sequenza principale aventi corrispondente luminosità.

Esse hanno inoltre atmosfere più rarefatte delle stelle di sequenza principale (SP), in conseguenza di una espansione subita dalla stella. Sono infatti stelle di grande massa evolute, che hanno abbandonato da poco la sequenza principale, si apprestano a divenire giganti, o stelle appartenenti al ramo orizzontale delle giganti, o supergiganti rosse.

Le giganti blu si suddividono in molti sottotipi:

a)	Le stelle giganti più fredde e meno luminose che sono sul ramo orizzontale, hanno massa intermedia, sono passate attraverso una fase gigante rossa e stanno ora bruciando l'elio nei loro nuclei. A seconda della massa e della composizione chimica, queste stelle si muovono gradualmente fino ad esaurire l'elio nei loro nuclei per poi ritornare verso il ramo asintotico delle giganti (AGB)
b)	Le stelle variabili RR Lyrae, di solito con tipi spettrali di A, si trovano al centro del ramo orizzontale. Le stelle più calde de quelle del "RR Lyrae gap" sono generalmente considerate giganti azzurre
c)	Talvolta le stesse stelle RR Lyrae sono chiamate giganti blu nonostante alcune di esse siano di classe F
d)	Le stelle più calde del ramo orizzontale blu (BHB), sono chiamate stelle estreme ramo orizzontale (EHB) e possono essere più calde delle stelle della sequenza principale della stessa luminosità. In questi casi sono chiamati stelle blu sub-nane (sdB) piuttosto che giganti azzurre, così denominate per la loro posizione a sinistra della sequenza principale del diagramma HR piuttosto che per la loro aumentata luminosità e temperatura rispetto a SP

stelle giganti rosse

Durante la fase di sequenza principale una stella, originariamente tra 0,3 e 8 M_sole, ha una pressione e temperatura nel nucleo sufficiente per la fusione dell'idrogeno nell'elio. Quando l'idrogeno nel nucleo finisce, la fusione non può più continuare. Mancando l'energia, il nucleo inizia a contrarsi a causa della propria gravità. Con questa contrazione aumentano la pressione e la temperatura, in modo che l'idrogeno dello strato che circonda il nucleo può ora iniziare a fondersi in un guscio intorno al nucleo. Qui riaumenta la temperatura (assieme ad un aumento della luminosità), provocando una espansione degli strati esterni, per cui la stella entra nella fase gigante rossa.

Quando la stella si espande, l'energia prodotta nel guscio viene distribuita su una superficie di gran lunga maggiore, con conseguente diminuzione della temperatura efficace (dilatazione-espansione). La luce emessa dalla stella si estende ora molto nella zona rossa dello spettro, da cui il nome gigante rossa.

Le giganti rosse sono caratterizzate da un raggio di decine o centinaia di volte più grande di quello del Sole. Il notevole aumento delle dimensioni produce una rarefazione degli strati più esterni della stella e una diminuzione della loro temperatura rispetto alle stelle di uguale massa della sequenza principale, sicché essa assume un colore arancio-rosso. Queste stelle sono di classe spettrale K o M, hanno una temperatura superficiale di 3000-4000 K, hanno un raggio 20-100 volte quello del Sole e sono da un centinaio a diverse centinaia di volte più luminose della nostra stella.

	M/M_sole	R/R_sole	Pc	Rhoc/H2O	Tc	L/L_sole	Te
Sole (Sequenza principale)	1	1	2,7*10^17	139	1,35*10^7	1	5770
Sole (Gigante rossa)	1	108	2,0*10^9	1,1*10-4	1,46*10^9	1,9*10^3	3670

Partiamo dal fatto che ci hanno sempre detto che da gigante rossa il Sole lambirà la Terra, quindi raggio pari a 108 volte quello del Sole attuale.

Modellizzazione con politropica (n=3,3 cioè stella radiativa) per ricavare Pc e Rhoc. Tc semplicemente dedotta in modo molto approssimato da letteratura.

Formula per calcolare L (Mc massa del core di elio, nella letteratura si dice Mc=0,45*M_sole). Da fisica del corpo nero formula per ricavare Te in funzione di L, R.

stelle nane bianche

« ...stelle di massa inferiore a 4 M_sole non riescono mai nel corso della loro esistenza a sviluppare una pressione e una temperatura centrale sufficiente ad innescare la combustione del carbonio e dell'ossigeno del nocciolo. Invece, quello che accade è l'espulsione degli strati più esterni della stella, che si lasciano alle spalle il nocciolo nudo, caldissimo e ricco di carbonio-ossigeno » da Mike Inglis – “L'astrofisica è facile”

Non essendo soggette alla fusione nucleare, esse non possiedono una fonte di energia autonoma che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono naturalmente sottoposte; l'unica forza che vi si oppone è la pressione degli elettroni degeneri. La fisica della materia degenere impone per una nana bianca una massa limite, il limite di Chandrasekhar (MCh), che, per un oggetto che non compie una veloce rotazione su se stesso, equivale a 1,44 M_sole. Oltre tale limite evolve in un oggetto più denso.

a sinista, la piccola sfera luminosa è la nana bianca Sirius B

stelle nane brune

Le nane brune sono oggetti substellari che occupano la gamma di massa tra 13 e 80 masse gioviane (tra circa 2,5 × 10²⁸ kg a circa 1,5 × 10²⁹ kg -- Sole = 1,9891 x 10³⁰ kg). Sotto questa gamma sono le sub-nane brune, e al di sopra sono le nane rosse più leggere (M9 V). Le nane brune possono essere completamente convettive, senza gusci né differenziazione chimica al variare della profondità.

A differenza delle stelle nella sequenza principale, le nane brune non sono abbastanza massicce da sostenere la fusione nucleare dell'idrogeno in elio nei loro nuclei. Tuttavia, si ritiene che possano fondere il deuterio e il litio. La sua presenza nello spettro in oggetti di piccola massa è pertanto un forte indizio che si tratti di una nana bruna. Esse sono classificate per classe spettrale, con tipi M, L, T e Y (M le più calde).

stelle nane rosse

Una nana rossa è una piccola e relativamente fredda stella di sequenza principale, di tipo K o M spettrale. Le nane rosse variano in massa da un minimo di 1,5 x 10²⁹ kg a circa 9,0 x 10²⁹ massa solare (Sole = 1,9891 x 10³⁰) e hanno una temperatura superficiale inferiore a 3.700 K.

Proxima Centauri, la stella più vicina al Sole, è una nana rossa (tipo M6Ve, m = 11.05). Ha una massa di 2,4 x 10²⁹ kg e un raggio di 0,14 R_sole. I modelli stellari indicano che le nane rosse inferiori a 7,0 x 10²⁹ kg sono completamente convettive, quindi l'elio prodotto dalla fusione termonucleare dell'idrogeno viene completamente mescolato in tutta la stella, evitando il suo accumulo nel nucleo, prolungando il periodo di fusione. Proxima Centauri evolve quindi lentamente, mantenendo una luminosità costante e lo stesso tipo spettrale per trilioni di anni, fino all'esaurimento del carburante. A causa dell'età relativamente breve dell'universo, non esistono nane rosse a stadi avanzati dell'evoluzione.

stelle novae

Una nova ha origine da una nana bianca. Quando questa si trova in un sistema binario stretto, può sottrarre materia alla sua compagna per mezzo della propria gravità, specialmente quando la compagna attraversa la fase di gigante rossa e riempie il suo lobo di Roche. I gas catturati consistono principalmente di idrogeno ed elio, i due elementi più abbondanti dell'Universo. I gas si depositano sulla superficie della nana bianca e lì vengono compressi e riscaldati ad altissime temperature dalla gravità della stella. Col passare del tempo, sempre più materiale si accumula finché la pressione e la temperatura raggiunte sono sufficienti ad innescare una reazione di fusione nucleare, che converte rapidamente una grossa parte dell'idrogeno in elementi più pesanti; a queste temperature, l'idrogeno brucia attraverso il ciclo CNO (da C e H risulta C e He, con emissione di energia).

L'enorme energia liberata da questo processo soffia letteralmente via il resto del gas dalla superficie della nana bianca, e produce un "lampo" molto luminoso ma di breve durata, destinato a spegnersi in pochi giorni. Questo lampo era ciò che gli antichi astronomi chiamavano "stella nova". Le novae possono emettere raggi gamma.

Rappresentazione artistica di una nana bianca che sottrae materiale a una sua compagna

stelle -- relazione massa-luminosità

La relazione osservata tra massa e luminosità è mostrata in figura, la luminosità è approssimativamente proporzionale alla potenza 3,8 della massa: L = costante M^3,8; La relazione è solo approssimata. In accordo ad essa, una stella di 10 masse solari è circa 6300 volte più luminosa del Sole, ciò corrisponde a 9,5 magnitudini.

stelle simbiotiche

Sono stelle che presentano fortissime variazioni di luminosità.

Essendo sistemi binari composti da giganti/supergiganti fredde e da una stella estremamente compatta e calda, il loro spettro durante la fase di quiescenza mostra le caratteristiche di entrambi i tipi, le bande di assorbimento della prima (come le bande molecolari TiO) e le intense righe di emissione (tra cui He II4686 Å e [O III]5007 Å) dovute all’eccitazione dei gas nebulari a causa della radiazione ultravioletta proveniente dalla nana bianca.

Durante gli outburst si libera una enorme quantità di energia (intermedia tra quella delle novae classiche e delle supernovae). Le stelle simbiotiche sono progenitori di planetarie bipolari e supernove di tipo Ia. La fase simbiotica rappresenta l'ultimo stadio della vita della binaria. Ne sono conosciute solo qualche centinaio, la maggior parte nella nostra galassia. - credit: http://quasar.teoth.it/ - "Quasar, dagli Appennini alle Stelle" - Social networl & Forum

stelle subgiganti

le stelle di sequenza principale inferiore, terminato il bruciamento dell'idrogeno, passano in modo graduale a questa fase.

stelle variabili -- classificazione

stelle variabili T Tauri

Una stella T Tauri è una stella pre-sequenza principale, vale a dire una stella nei primi stadi della propria evoluzione, che deve ancora posizionarsi sulla sequenza principale del diagramma H-R. Questo genere di stelle si trova nei pressi di molte delle nubi molecolari della nostra galassia. Furono notate per la loro variabilità ottica e le forti linee spettrali che si originano nella loro cromosfera.

Le stelle T Tauri hanno masse e temperature simili a quelle del Sole, ma alcune volte sono più grandi in termini di diametro e decisamente più luminose. Ruotano velocemente su sé stesse, tipicamente in pochi giorni (invece che in un mese come il Sole), e sono molto attive. Hanno campi magnetici estremamente intensi, che attraggono i gas vicini risucchiandoli lungo le linee di campo, provocando massicci brillamenti ed estese macchie sulla loro superficie. Le stelle T Tauri hanno, inoltre, emissioni di raggi X e radio intense e variabili, circa 1000 volte superiori a quelle del Sole e molte hanno venti stellari estremamente potenti.

Le stelle T Tauri contengono molto litio rispetto alla nostra stella. Tale elemento è facilmente distrutto già a un milione di kelvin, una temperatura relativamente bassa per un nucleo stellare, e le stelle più evolute ne contengono pochissimo. Prendendo in considerazione tutti questi indizi, si pensa che le T Tauri siano molto giovani e che la maggior parte della loro energia derivi dal collasso gravitazionale, non dalle reazioni di fusione nucleare, perché il loro nucleo è ancora troppo freddo: esse richiederebbero almeno temperature di qualche decina di milioni di kelvin.

Circa la metà delle stelle T Tauri hanno dei dischi circumstellari, che potrebbero essere il residuo della nebulosa da cui si sono formate, e che potrebbe dare origine a dei pianeti. La maggior parte sono anche stelle binarie. Un fenomeno tipico della fase T Tauri sono gli oggetti di Herbig-Haro, caratteristiche nebulose a emissione originate dalla collisione tra i flussi molecolari in uscita dai poli stellari e il mezzo interstellare.

stelle variabili ad eclisse

Le singole stelle non sono variabili, ma la luce varia a causa delle eclissi. Tra gli esempi più famosi c'è la stella Algol (ß Persei), chiamata la stella del diavolo dagli arabi, che con tutta probabilità avevano notato la sua variabilità.

stelle variabili cataclismiche (tipo U Geminorum)

le variabili cataclismiche sono una classe di stelle variabili intrinseche, consistenti di una stella binaria in cui una componente è una nana bianca, mentre l'altra è una stella normale che cede gas alla compagna; la variabilità dipende dal comportamento turbolento del gas nel sistema stellare, con rapidi cambiamenti, esplosioni termonucleari e altri comportamenti estremi; la compagna della nana bianca è normalmente una nana rossa, anche se in alcuni casi si tratta di un'altra nana bianca o di una stella moderatamente evoluta (subgigante).

stelle variabili eruttive

sono stelle che non hanno pulsazioni regolari, improvvise esplosioni accadono, con eiezione di materiale nello spazio; l'evento è causato da improvvise eruzione nella cromosfera o nella corona, il contributo delle quali è tuttavia modesto su scala stellare; sono circondate (cosa inusuale) da uno strato di materia interstellare, che partecipa all'eruzione.

stelle variabili eruttive "Fade-Out star" (tipo R Coronae Borealis)

sono stelle che variano di numerose magnitudini nel corso di intervalli irregolari; ad esempio, la stella R Coronae Borealis, che normalmente splende ad una magnitudine di 6 (al limite della visibilità ad occhio nudo), in un periodo compreso tra pochi mesi ed alcuni anni diminuisce di luminosità, sino alla magnitudine 14; nei mesi seguenti ritorna gradualmente alla sua consueta luminosità; per questo motivo questa classe di variabili è detta "Fade-Out star" (Stella che si affievolisce) o "Nova inversa".

la causa di questo strano comportamento andrebbe ricercata in una regolare emissione di carbonio dall'atmosfera stellare; l'improvviso calo della luminosità potrebbe essere causato da una rapida condensazione delle polveri, opache alla luce, che quindi bloccano la radiazione luminosa della stella; il graduale ritorno alla normale luminosità è dovuto alla dispersione delle polveri ad opera della pressione di radiazione.

stelle variabili eruttive "flare stars" (stelle a brillamento)

sono stelle nane di classe spettrale M, sono giovani stelle presenti principalmente nei giovani ammassi e associazioni; ad intervalli regolari ci sono esplosioni sulla superficie di queste stelle, simili ai "flare" del Sole; essendo la stella molto meno luminosa del Sola, una esplosione può causare variazioni di luminosità dell'ordine di 4-5 magnitudini; l'esplosione raggiunge il massimo in pochi secondi e decade in pochi minuti.

stelle variabili eruttive nebulari

sono stelle di giovane formazione o si stanno ancora contraendo per arrivare alla sequenza principale; tra di esse ci sono le T-Tauri che sono irregolari; i loro spettri contengono righe di emissione brillanti, generate nella cromosfera stellare, e anche righe proibite, che si possono formare solo in presenza di bassissime densità; sono presenti venti solari fortissimi.

stelle variabili eruttive novae nane

una nova nana è un tipo di variabile cataclismica che consiste in una stella binaria molto stretta in cui una delle componenti è una nana bianca, che risucchia materia dalla sua compagna; sono simili alle nove classiche, in cui la nana bianca è soggetta a delle esplosioni periodiche, ma i meccanismi sono differenti: le nove classiche infatti sono il risultato della fusione e della detonazione dell'idrogeno acquisito dalla compagna, mentre la teoria attuale suggerisce che le nove nane sono il risultato dell'instabilità del disco di accrescimento, quando cioè il gas nel disco raggiunge una temperatura critica che causa un cambiamento nella viscosità, che porta ad un collasso sulla nana bianca che rilascia così una grande quantità di energia potenziale gravitazionale.

le nove nane si distinguono dalle nove classiche anche in altri modi: la loro luminosità è minore e sono tipicamente ricorrenti su una scala da alcuni giorni a qualche decennio; la luminosità delle esplosioni aumenta sia con l'intervallo di ricorrenza che con il periodo orbitale; alcune ricerche condotte col Telescopio Spaziale Hubble suggeriscono che queste relazioni potrebbero rendere le nove nane molto utili come candele standard per la misurazione delle distanze cosmiche.

stelle variabili eruttive novae ordinarie

in astronomia, una nova è un'enorme esplosione nucleare causata dall'accumulo di idrogeno sulla superficie di una nana bianca, che fa sì che la stella diventi, per qualche giorno, molto più luminosa del solito; la parola nova può indicare sia la causa del fenomeno sia la stella stessa al momento dell'esplosione.

originariamente, il termine stella nova fu coniato per quelle stelle che apparivano improvvisamente nel cielo per poi scomparire; si è poi visto che la maggior parte di esse sono causate dal meccanismo fisico poi chiamato nova.

stelle variabili eruttive novae periodiche

novae osservate più volte, l'incremento di luminosità è contenuto entro 10 magnitudini; il tempo tra due esplosioni è di poche decine di anni; l'intervallo dipende dalla potenza dell'esplosione: più forte è l'esplosione, più lungo il tempo per la prossima; appartengono sempre a sistemi binari stretti.

stelle variabili eruttive supernovae

sono le stelle con le più grandi variazioni di luminosità; in pochi giorni può aumentare di 20 magnitudini, il declino è lento e può durare molti anni; nella esplosione un guscio di gas si espande con velocità dell'ordine di 10.000 km/s; il gas in espansione rimane visibile per migliaia di anni; ciò che rimane della stella può essere una stella di neutroni o un buco nero.

stelle variabili eruttive supernova di tipo I

supernovae che decadono in modo regolare, circa esponenzialmente.

stelle variabili eruttive supernova di tipo II

supernove che decadono in modo meno regolare, il massimo di luminosità è minore.

stelle variabili pulsanti

La lunghezza d’onda delle righe spettrali delle variabili pulsanti cambia assieme alla variazione di luminosità; queste variazioni sono dovute all’effetto Doppler, che mostra come gli strati superficiali della stella davvero pulsano; le velocità osservate del gas sta nel campo 40-200 km/s.

Il periodo della pulsazione corrisponde alla frequenza propria della stella; in aggiunta alla frequenza fondamentale, altre frequenze “ipertoni” sono possibili; il diametro della stella può anche raddoppiare durante la pulsazione, ma normalmente le variazioni sono minori; la causa principale della variazione periodica della luce, è la variazione della temperatura superficiale.

stelle variabili pulsanti cefeidi nane

sono cefeidi allocate in una striscia di instabilità che sta sotto quella delle RR Lyrae nel diagramma HR; le cefeidi nane sono più deboli e variano molto rapidamente delle cefeidi classiche, le loro curve di luce mostrano un battimento dovuto alla interferenza tra la frequenza fondamentale e quella del primo ipertono.

stelle variabili pulsanti cefeidi classiche

sono stelle giganti di popolazione I di classe spettrale F-K; i loro periodi vanno da 1 a 50 giorni e le loro ampiezze da 0,1 a 2,5 magnitudini.

il periodo della pulsazione è legato alla densità media, ma la dimensione di una stella, e quindi la sua densità media, sono correlati con la luminosità; ecco dunque compresa la relazione tra il periodo e la luminosità della stella pulsante.

stelle variabili pulsanti cefeidi W Virginis

anche esse obbediscono ad una relazione periodo-luminosità, ma le stelle W Vir di dato periodo sono 1,5 magnitudini più deboli delle corrispondenti cefeidi classiche; questa differenza è per il fatto che le classiche sono oggetti giovani di popolazione I, mentre le W Vir sono stelle vecchie di popolazione II; per tutto il resto le due classi sono simili.

stelle variabili pulsanti β Cefei

le stelle tipo β Chepei sono collocate in una zona differente del diagramma HR, rispetto alle altre variabili, sono stelle calde massive, che irradiano principalmente nell’ultravioletto, le variazioni sono rapide e di piccola ampiezza, il meccanismo di pulsazione delle β Chepei non è noto.

stelle variabili pulsanti δ Scuti

molto simili alle cefeidi nane, talora sono collocate in una classe separata.

stelle variabili pulsanti irregolari

esse sono delle supergiganti, spesso stelle giovani molto massive con pulsazioni discontinue nei loro estesi strati più esterni.

stelle variabili pulsanti RR Lyrae

La loro variazione di luminosità è minore di quella delle cefeidi di meno di una magnitudine; i loro periodi sono più brevi, meno di un giorno; come le W Vir, le RR Lyrae sono stelle vecchie di popolazione II, esse sono molto comuni negli ammassi globulari, sono denominate pertanto variabili di ammasso.

Le magnitudini assolute delle RR Lyrae valgono circa M_V=0,6±0,3; esse sono tutte approssimativamente di stessa età e massa, rappresentano quindi una stessa fase della evoluzione, in cui l’elio sta per cominciare a fondere nel nucleo.

Dal momento che la magnitudine assoluta delle variabili RR Lyrae è nota, esse possono essere utilizzate per determinare la distanza degli ammassi globulari.

stelle variabili pulsanti RV Tauri

le stelle RV Tauri si collocano tra le variabili cefeidi e Mira nel diagramma HR, il loro periodo dipende debolmente dalla luminosità; ci sono alcune caratteristiche non spiegate nella curva di luminosità di RV Tauri, e.g. i minimi sono alternativamente profondi e deboli.

stelle variabili pulsanti semiregolari

se esiste una sorta di regolarità nelle pulsazioni, allora queste variabili vengono definite semiregolari; altrimenti irregolari. Un esempio di variabile semiregolare è Betelgeuse

(α Orionis).

stelle Wolf-Rayet

supergranulazione

la supergranulazione del Sole si riferisce a strutture che ricoprono la superficie con una scala orizzontale di circa 30.000 km e una durata temporale media di 1,8 giorni; il tratto più caratteristico è la velocità delle componenti, che fluttuano a circa 360 m s^-1; la componente della velocità è prevalentemente orizzontale.

s-process

Il Processo s, che induce la nucleosintesi per mezzo di catture lente (slow in inglese) di neutroni, che avvengono principalmente nelle stelle appartenenti al ramo asintotico delle giganti. Il processo s è un processo secondario, nel senso che richiede isotopi pesanti preesistenti come nuclei seme da convertire in altri nuclei pesanti.

Presi insieme (r-process e s-process) sono responsabili della maggior parte dell'evoluzione chimica galattica degli elementi più pesanti del ferro.

tachocline

il termine tachocline designa la zona di transizione, all'interno del Sole, tra la zona radiativa e la zona convettiva; situata nel terzo più esterno della stella, la tachocline segna il passaggio tra la parte più interna della stella, la cui rotazione è paragonabile a quella di un corpo solido, e la porzione esterna, che ruota in maniera differenziale comportandosi come un fluido; recenti studi condotti tramite l'indagine eliosismologica indicano che la tachocline abbia un raggio circa 0,70 volte quello del Sole; gli astrofisici ritengono che tali dimensioni siano una delle cause dei campi magnetici che caratterizzano la stella: infatti le simmetrie e l'estensione della tachocline sembrano rivestire un ruolo di primo piano nella formazione della cosiddetta dinamo solare.

teoria a dinamo

per dinamo solare si intende il processo fisico che genera il campo magnetico solare;iIl Sole è circondato da un campo magnetico dipolare, così come molti altri corpi celesti, fra i quali la Terra; il campo dipolare è prodotto da una corrente elettrica circolare che fluisce in profondità seguendo la legge di Ampère, questa corrente è prodotta da uno sforzo di taglio (uno "stiramento di materia") fra parti differenti del Sole che ruotano a velocità diverse e per il fatto che il Sole stesso sia un ottimo conduttore elettrico (e dunque governato dalle leggi della magnetoidrodinamica).

i fluidi con caratteristiche di conduttori elettrici possono formare una dinamo semplicemente muovendosi attraverso il campo magnetico preesistente; si induce una corrente elettrica che amplifica il campo magnetico esistente: questo sistema è chiamato dinamo MHD - a seconda della struttura del flusso, la dinamo può essere autoeccitata e stabile, autoeccitata e caotica o decadente.

la dinamo solare è autoeccitante e caotica: la direzione del campo si inverte ogni 11 anni, causando il ciclo delle macchie solari.

terza legge di Keplero

lega il periodo di rivoluzione T al semiasse maggiore a dell'orbita; T² = costante a³; nel caso di una stella, in genere a = r/2 (r = raggio della stella).

transito

Il transito è l'occultazione (parziale o totale) di un corpo celeste dovuto ad un secondo corpo che si interpone tra il primo e l'osservatore.

Esempi di transiti sono quelli dei pianeti davanti al Sole (ad esempio, i transiti di Venere e di Mercurio) visti dalla Terra. Si definiscono transiti anche quelli di un satellite davanti al suo pianeta (ad esempio, il transito dei satelliti di Giove); mentre i "transiti" della Luna di fronte al Sole, sono indicati più propriamente come eclissi di Sole. Se ad essere nascoste dai pianeti o dagli asteroidi sono le stelle si ha una occultazione.

Il transito di Venere davanti al Sole del 2012 - foto Roberto Canepa

trasferimento di massa

In astrofisica, il trasferimento di massa è il processo attraverso il quale una parte della materia inizialmente legata gravitazionalmente ad un corpo, generalmente una stella, viene attratta da un altro corpo, spesso un oggetto compatto (una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero), e finisce in genere per trasferirsi su quest'ultimo.

Il trasferimento di massa può avvenire mediante il processo detto Roche Lobe Overflow o tramite il vento stellare. Nel primo caso la stella primaria dapprima riempie il proprio lobo di Roche, quindi la materia proveniente dalla primaria passa tramite il punto lagrangiano del sistema alla zona di influenza gravitazionale della secondaria, spiraleggiando in un disco di accrescimento e terminando con la caduta sulla stella. Quando la primaria è una stella particolarmente massiccia, il materiale può invece trasferirsi alla stella secondaria tramite il vento stellare.

Sono imputabili ai fenomeni di trasferimento di massa le emissioni X di numerosi sistemi binari, la cui stella secondaria sia un oggetto compatto. Il trasferimento di massa è un fenomeno relativamente comune nelle stelle binarie strette e gioca a volte un ruolo importante nell'evoluzione del sistema e talvolta nella formazione di alcuni tipi di supernovae (soprattutto quelle di tipo Ia) e di pulsar superveloci.

Unità Astronomica [ UA ]

L'unità astronomica (in inglese AU) è un'unità di lunghezza, approssimativamente la distanza dalla Terra al Sole. Tuttavia, la distanza varia quando la Terra orbita il Sole, da un massimo (afelio) al minimo (perielio) nell'arco dell'anno (originariamente era concepita come la media dell'afelio e del perielio della Terra, ora non più)

E' definita come esattamente 149.597.870.700 metri. La UA è una unità di misura per adatta alle distanze all'interno del sistema solare, o in orbita attorno ad altre stelle. E' anche una componente fondamentale nella definizione di un'altra unità di lunghezza astronomica, il parsec.

vento solare

il vento solare è un flusso di plasma rilasciato dalla atmosfera superiore del sole; è costituito principalmente da elettroni e protoni con energie di solito tra 1,5 e 10 keV. Il flusso di particelle varia in densità, temperatura e velocità nel tempo e in longitudine solare; tali particelle possono sfuggire gravità solare a causa della loro alta energia, dalla elevata temperatura della corona e per fenomeni magnetici, elettrici, electromagetici in essa.

il vento solare fluisce verso l'esterno a velocità supersonica per grandi distanze, riempiendo una regione conosciuta come eliosfera, una enorme bolla circondata dal mezzo interstellare.

tra i fenomeni ad esso correlati si hanno le aurore boreali, le code di plasma delle comete che puntano sempre lontano dal Sole, le tempeste geomagnetiche che possono cambiare la direzione delle linee di campo magnetico e creare forti correnti in reti elettriche sulla Terra.