Astrofisica Stellare

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 ====== 1.1 Gli osservabili stellari  ======

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La prima antichissima evidenza di quella vasta e strutturata
distribuzione spaziale di [[wp.it>materia]] cui diamo il nome di [[wp.it>Universo]]
risiede nel flusso luminoso che ci proviene dalle sorgenti
stellari. La consapevolezza che tali sorgenti debbano essere
riguardate come corpi celesti analoghi al vicino [[wp.it>Sole]], più volte
adombrata nel corso della storia del pensiero scientifico e
certamente già fatta propria da [[wp.it>Galileo]], è alla base di una
svolta conoscitiva nello studio dell'Universo: dalla [[wp.it>Astronomia]],
intesa come semplice analisi delle posizioni e dei movimenti
apparenti delle stelle sulla [[wp.it>/Sfera_celeste|volta celeste]], si apriva la strada
all' [[wp.it>Astrofisica]] ed allo  studio delle proprietà fisiche degli
[[wp.it>Stella|oggetti stellari]].

Tale studio non può peraltro che essere basato sull'analisi
della [[wp.it>Radiazione_elettromagnetica|radiazione elettromagnetica]] 
che da tali oggetti ci giunge e
quindi, in termini operativi, sulla analisi dei [[wp.it>fotoni]] raccolti da
[[wp.it>telescopi]] e focalizzati su opportuni rivelatori. In linea
generale, ci attendiamo che una sorgente stellare sia
caratterizzata dalla quantità di energia luminosa emessa
nell'unità di tempo sotto forma di fotoni e dalla  distribuzione
dei fotoni stessi alle varie frequenze o lunghezze d'onda 
(//"distribuzione spettrale" o [[wp.it>Spettro_visibile|spettro]] della radiazione//).
Fortunatamente, si trova che nella grande maggioranza dei casi
tale distribuzione risulta con buona approssimazione assimilabile
a quella attesa da un [[wp.it>Corpo_nero|corpo nero]] ([[c01:a01|vedi A1.1]]) di
opportuna temperatura. Potremo dunque parlare  di una
//temperatura della sorgente//, e caratterizzare tali temperature
attraverso opportune definizioni delle [[wp.it>Magnitudine_apparente|magnitudini]] stellari e
dei relativi [[wp.it>Indice_di_colore|indici di colore]] ([[c01:a02|vedi A1.2]]). Le
osservazioni mostrano che le temperature stellari risultano
tipicamente contenute in un intervallo non molto esteso,
orientativamente tra i 3.000 ed i 30.000 gradi [[wp.it>Kelvin]] (K).

{{ :c01:telescope-937871_640.jpg?nolink |}}

La distribuzione spettrale della radiazione non dipende dalla
distanza della sorgente, distanza da cui dipende peraltro il
flusso di energia che raggiunge la [[wp.it>Terra]]. Più problematico
risulta quindi risalire dall'energia raccolta alla superficie
della Terra all'energia emessa per unità di tempo 
(//luminosità intrinseca//) da una sorgente di cui sovente è
difficile valutare con precisione la distanza. Metodi diretti
(parallassi trigonometriche, vedi [[c01:a03|A1.3]]) applicati sia da
terra che da [[wp.it>Satellite_artificiale|veicoli spaziali]] consentono oggi di conoscere con
buona precisione la distanza degli oggetti più vicini al nostro
[[wp.it>Sistema_solare|sistema solare]], che rappresentano peraltro una frazione minimale
dell'[[wp.it>universo osservabile]]. Al di là di tale campione locale, la
valutazione delle distanze riposa sulla disponibilità di
opportune [[wp.it>candele standard]], cioè sull'utilizzo di
particolari sorgenti stellari di cui si ritiene di poter conoscere
a priori la luminosità intrinseca della struttura.

A questi due osservabili "macroscopici" delle proprietà
radiative di una stella si aggiunge una ulteriore e preziosa
informazione a livello microscopico. La non esatta corrispondenza
tra gli spettri stellari e la distribuzione di corpo nero è
infatti  da attribuirsi in larga misura  alla presenza di righe e
bande oscure variamente distribuite lungo lo spettro, causate
dall'assorbimento selettivo di radiazione ([[c01:a04|vedi A1.4]]) da
parte degli [[wp.it>atomi]] o [[wp.it>molecole]] di cui è composta la porzione
più superficiale di una struttura stellare (//atmosfera
stellare//). La teoria delle [[wp.it>atmosfere stellari]] consente oggi di
risalire con buona precisione dagli assorbimenti osservati
all'abbondanza delle varie specie atomiche, fornendoci la preziosa
(e per lungo tempo insperata) opportunità di acquisire
informazioni sulla composizione chimica di tali atmosfere.
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