Stelle


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STELLE
Osservandole in una notte serena si possono vedere come migliaia di puntini luminosi, diversi per luminosità, colore e dimensione, che appaiono come stampati su di un'unica superficie, a formare le piu' svariate forme. Per comodità infatti, sin dai tempi antichi, le stelle sono state suddivise in gruppi, comprendenti tutte quelle che occupano zone adiacenti del cielo, in modo da formare delle figure a cui si è dato il nome di costellazioni.
Queste sono formate dalle piu' luminose, le quali nell'ambito delle stesse raffigurazioni stellate, vengono chiamate secondo il sistema introdotto da Bayer, ossia con le lettere dell'alfabeto greco, a partire dalla piu' brillante, indicata come alfa. A queste si accompagna anche il nome latino della costellazione.

Nella realtà invece, esse sono distanti fra di loro a volte anche miliardi di anni luce, occupando zone contigue del cielo solo per effetto prospettico.

BETELGEUSE (foto NASA-HubbleSpaceTelescope)

Apparentemente ferme, si sono meritate nel corso dei secoli, l'appellativo di fisse, per distinguerle dai pianeti che regolarmente variano la propria posizione celeste. In effetti esse, al pari di tutti gli altri corpi, si muovono, ma in maniera talmente lenta che per notare degli spostamenti bisogna attendere millenni. Per distinguerlo da tutti gli altri movimenti, che sono apparenti, esso è denominato moto proprio. Questo perchè, a differenza dei pianeti, si trovano ad una distanza talmente grande da rendere l'angolo che deriva dallo spostamento impercettibile. Ogni stella si distingue inoltre in base alla magnitudine relativa (luminosità apparente), una scala di valori centrata sullo zero corrispondente al valore di Vega e con i valori piu' alti espressi con numeri negativi.

Così avremo il Sole, l'astro piu' luminoso, a -26, la Luna a -13, il pianeta Venere con valori oscillanti intorno a -4, Giove e Marte circa -2 e poi a scalare tutte gli altri astri.

Le 10 piu' luminose

Nome	Costellazione	Distanza	Magnitudine
Sirio	Cane maggiore	8.6	-1,4
Canopo	Carena	312	-0,7
Rigil Kentaurus	Centauro	4,4	-0,2
Arturo	Bifolco	36,7	-0,1
Vega	Lira	25,3	0
Capella	Auriga	42,2	0,08
Rigel	Orione	773	0,1
Procione	Gemelli	11,4	0,3
Achernar	Eridano	144	0,4
Betelgeuse	Orione	427	0,5

La differenza fra le prime e le ultime, intorno alla venticinquesima magnitudine, è di circa 1 a 500, vale a dire che le stelle di prima magnitudine sono 500 volte piu' luminose di quelle dell'ultima classe.
Un'attenta valutazione va posta dunque alle distanze, che se non correttamente valutate possono portare a risultati errati. Infatti il Sole, la stella piu' vicina a noi, dista in media 149,5 milioni di chilometri, mentre la sua luce impiega 8 minuti a raggiungerci. Allora il nostro astro ci sembrerà ben piu' grande di altri, che invece vediamo come dei puntini, perchè lontani milioni di volte tanto.

Per ovviare a questo problema si usa allora la magnitudine assoluta (luminosità effettiva), ossia si considerano i corpi stellari come posti tutti alla stessa distanza, fissata per convenzione in 10 parsec, che equivalgono a circa 32 anni luce.

Le 10 piu' vicine

Nome	Costellazione	Distanza (A.L.)	Magnitudine
Proxima Centauri	Centauro	4,2	10
Rigil Kentaurus	Centauro	4,4	0,2
Stella di Barnard	Ofiuco	5,9	9,5
Wolf 359	Leone	7,8	13,5
Lalande 21185	Orsa maggiore	8,3	7,5
Luyten 726	Balena	8,4	12,5
Sirio	Cane maggiore	8,6	-1,4
Ross 154	Sagittario	9,5	10,5
Ross 248	Andromeda	10,3	12,2
Epsilon Eridani	Eridano	10,5	3,7

Per risalire alla distanza stellare, un metodo molto usato è quello che sfrutta il fenomeno della parallasse annua ed il raggio dell'orbita terrestre, 1 unità astronomica (U.A.). Infatti, considerando il nostro pianeta in un punto qualsiasi dell'orbita, e puntando da esso un astro x, dopo sei mesi, quando la Terra sarà in un punto esattamente opposto, si vedrà lo stesso astro spostato sullo sfondo celeste di un angolo che sarà tanto piu' piccolo quanto esso sarà distante da noi.

Misurando dunque l'entità di tale angolo, e conoscendo il raggio dell'orbita terrestre, 1 U.A., dalla trigonometria avremo la distanza D=1: tgA espressa in parsec.

Tuttavia per quelle piu' lontane, essendo l'angolo risultante talmente piccolo da non poter essere misurato, si usano altri metodi come quello spettroscopico o quello delle cefeidi. Il primo consiste nello scomporre la luce della stella nelle sue componenti fondamentali, facendola passare attraverso un prisma. Analizzandole si notano le bande colorate dello spettro che sono separate da righe oscure.

Quest'ultime non sono altro che assorbimenti da parte dei gas che compongono il corpo stellare. Da esse è dunque facile risalire alla composizione chimica dell'astro ed alla sua luminosità effettiva, e quindi alla magnitudine assoluta, che posta a confronta con quella apparente ci darà la distanza.

Spesso per calcolare quest'ultima si ricorre anche alle cefeidi, da Delta Cephei, la prima stella con queste proprietà ad essere stata scoperta. Queste hanno la caratteristica di variare in modo regolare la loro luminosità secondo un periodo ben determinato che è direttamente proporzionale alla stessa intensità luminosa.

Dunque piu' lungo è questo periodo, maggiore sarà la magnitudine assoluta che posta al confronto con quella apparente ci darà la distanza dell'astro.

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