La Visibilità Delle Stelle LA VISIBILITA’

" Spiritus phantasticus mundus quidem et sinus inexplebilis formarum et specierum est " G. Bruno " Spiritus phantasticus mundus quidem et sinus inexplebilis formarum et specierum est " - Le Eclissi - La Magnitudine - Il Diagramma H-R - Lo Spettro Delle Stelle - L'Aberrazione Della Luce Proveniente Dagli Astri

Le Eclissi Fenomeni che si verificano quando Terra, Luna e Sole si trovano allineati lungo la linea dei nodi. Le eclissi di Luna, totali o parziali, si verificano quando il nostro satellite è in sigizie, precisamente in opposizione, dunque nella fase di plenilunio. Le eclissi di Sole si verificano quando la Luna è in fase di novilunio, quindi in congiunzione. Esse sono visibili da limitate zone della superficie terrestre. Affascinante caso di eclissi di Sole è quella anulare, che avviene quando la Luna, oltre che in congiunzione, è in apogeo.

La Magnitudine Le stelle posseggono una serie di caratteristiche che ci permettono di dividerle in varie categorie: uno di questi parametri è appunto la magnitudine, ovvero la luminosità. Per conoscere invece la luminosità intrinseca di una stella,si ricorre alla Magnitudine Assoluta (che si indica con M), che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero poste a una distanza standard da noi pari a 10 parsec. E’ detta “apparente” la Magnitudine che prende in considerazione la luminosità delle stelle senza valutare la loro distanza dalla Terra. Questa misura è indicata con la lettera m . La relazione tra M e m è: M = m + 5 – 5log.d

Il Diagramma H-R La chiave per leggere l’istantanea del nostro Universo è un diagramma, fornitaci dagli astronomi E. Hertzsprung e N. H. Russel, chiamato oggi diagramma H-R. In questo sistema le stelle sono collocate ponendo in ascissa la loro temperatura (da cui dipende il loro colore e la loro classe spettrale) e in ordinata la luminosità (posto il Sole=1 ). Nel diagramma H-R le stelle si raccolgono per lo più lungo una fascia, detta sequenza principale, mentre al di fuori di questa compaiono, tra le altre, stelle giganti rosse: hanno la stessa temperatura superficiale, e quindi lo sesso colore, di stelle della sequenza principale, ma rispetto a queste sono molto più luminose. In tale fascia le stelle risultano disposte secondo un ordine regolare da quelle più calde fino a quelle più fredde; il Sole vi compare in posizione intermedia, come una stella gialla.

Lo spettro stellare Si dice spettro di una sorgente di radiazione l'insieme delle radiazioni che la sorgente stessa emette. Ogni elemento chimico emette ed assorbe particolari frequenze, cioè particolari righe. Il suo spettro può essere studiato in laboratorio in diverse condizioni di temperatura, densità e pressione. Studiando la luce emessa da varie sostanze chimiche e analizzando la luce proveniente dal Sole e da alcune stelle, gli astronomi del secolo scorso furono in grado di scoprire la loro composizione chimica. Una scoperta fondamentale fu che gli spettri stellari possono essere suddivisi in gruppi, detti tipi spettrali, in base a delle affinità, come il colore o la presenza di certe righe spettrali. In particolare, ci si accorse che il tipo e l'aspetto delle righe spettrali variava al variare del colore della stella.. Dalla relazione tra gli spettri delle stelle si é ottenuta gran parte dell'attuale conoscenza sull'evoluzione stellare.

L’aberrazione della luce proveniente dagli astri La prova diretta e più sicura del moto orbitale della Terra è fornita da un fenomeno di natura fisica: l’aberrazione della luce proveniente dagli astri. Quando noi osserviamo una stella, la direzione secondo cui la vediamo non è quella effettiva, data dalla congiungente il punto di osservazione con la stella, ma è solo una direzione apparente. Se usiamo un telescopio, dobbiamo inclinarlo leggermente in avanti, nel senso del moto di rivoluzione della Terra, puntandolo su una posizione che è un po’ spostata rispetto a quella in cui si trova veramente la stella. Il fenomeno è spiegabile con il fatto che la luce proveniente dall’astro che vogliamo osservare impiega un certo tempo a percorrere l’asse ottico del telescopio ed arrivare fino al nostro occhio, e nel frattempo noi ci spostiamo in un punto dell’orbita terrestre che non è più quello di prima. L’angolo compreso tra la direzione vera e quella apparente è detto angolo di aberrazione, ovvero l’inclinazione della risultante tra la velocità di propagazione della luce e quella di rivoluzione della Terra.

V°D Sbordone Perfetto V. Riccio C. Miraglia D. Manzo R.