Clipeală de stele a atras întotdeauna atenția omului . Numeroase, inclusiv filosofi , poeți , scriitori și chiar muzicieni , au atras inspirație pentru lucrările lor de pe cerul înstelat: Homer citat Pleiade , Arato a relatat miturile legate de constelațiile , Leopardi citat stelele vagi ale Ursul , The SF autorii stabilit poveștile lor în sistemele planetare fictive care orbitează mai multe stele. Acest portal , dezvoltat și gestionat de proiect: Astronomie , își propune să ilustreze într - un mod simplu și clar caracteristicile generale ale stelelor, de asemenea , concentrându -și atenția asupra unor stele demn de remarcat și cifrele pe care le fac pe sfera cerească : a constelații . și asterisms . Din această pagină puteți avea acces rapid la elementele specifice privind it.wiki și la categoriile pe care le grupa.
Nomenclatorul de stele variabile , în funcție de literele majuscule ale alfabetului latin (pornind de la R, nu A), urmată de genitivul constelația; în unele constelații numărul de stele variabile este de așa natură încât o nomenclatură este utilizată în baza literei V (care reprezintă variabila) urmat de un număr și genitivul constelație. Exemple: S Doradus , RR Lyrae , V838 Monocerotis etc.
Progresul astronomiei observaționale a făcut necesară adoptarea unor alte sisteme de nomenclatură, care au dat naștere la ample și utilizarea instrumentelor mai avansate cataloage stelare .
Cataloage stele (catalog abrevierea între paranteze)
Clasificarea spectrală Morgan-Keenan se bazează pe temperatura de suprafață (și , prin urmare , culoarea), care permit stelele să fie împărțite în tipuri spectrale; în ordinea descrescătoare a temperaturii acestea sunt: W,O,B,A,F,G,K,M(R,N,S),L și T; fiecare tip spectral este împărțită în subclase zece, de la 0 (cea mai tare subclasa) la 9 (cel mai fierbinte).
Clasificarea unor stele necesită utilizarea unor litere suplimentare pentru a descrie caracteristicile spectrale: de exemplu, e indică prezența liniilor de emisie, m indică un nivel extraordinar de mare de metale, și var indică variabilitate în tipul spectral. Există diferite tipuri de stele, fiecare cu propriile sale caracteristici fizico-chimice. Lista de mai jos colecteaza principalele tipuri de stele.
Parametrii stelari sunt exprimați în mod convențional în funcție de unitățile de măsură ale sistemului internațional . Masa, luminozitatea și raza sunt adesea date și în unitățile solare , un sistem bazat pe caracteristicile Soarelui:
Cantități mai mari, cum ar fi raza unui supergigant sau hipergigant sau axa semi-majoră a unui sistem binar, sunt adesea exprimate în unități astronomice (AU), echivalente cu distanța medie Pământ-Soare (~ 150 milioane km). Distanțele dintre stele sunt exprimate în ani lumină (al), care este distanța, egală cu 9,4608 × 10 15 m, parcursă de lumină în vid într-un an. O altă unitate de măsură este parsecul (pc; 1 pc = 3,2615 al), definit ca distanța de la Pământ a unei stele care are o paralaxă anuală de o arc secundă . Cea mai apropiată stea de Soare, Proxima Centauri , este de 4,2 al (1,34 parsec).
Diagrama HR este o reprezentare grafică care se referă luminozitatea și suprafața temperatura unei stele și permite astrofizicieni să determine vârsta și stadiul evolutiv .
Termenul evoluției stelare indică schimbările pe care o experiență stea în timpul existenței sale, în timpul căreia aceasta variază, chiar și într - un mod foarte marcată, în dimensiune, luminozitate și, în unele cazuri, în masă. Studiul evoluției stelare se bazează pe fizice - matematice modele teoretice, deoarece este imposibil pentru oameni să urmeze întregul ciclu de viață al unei stele din cauza ori foarte lungi (milioane sau miliarde de ani). Stars sunt formate din colapsul gravitațional al unui nor molecular sau complex molecular gigant , ceea ce conduce la formarea uneia sau mai multor protostars , înconjurat de un disc de acreție . După un timp variabil, în funcție de masa, steaua nou format intră secvența principală , precedată, în cazul stelelor mai masive (până la 8 M ☉), printr - o secvență pre-principală fază, care se termină atunci când în anii obiect fuziune de bază de hidrogen începe. Obiectele care sunt într - un stadiu evolutiv înaintea secvenței principale sunt numite obiecte stelare tinere (YSOs) . Durata secvenței principale și evoluția ulterioară depind de masa și, la un nivel minim, pe metalicitate și câmpul magnetic al stelei. La sfârșitul secvenței principale steaua trece prin diferite faze de instabilitate: prăbușirilor de bază, în timp ce straturile ultraperiferice sunt ejectate mai mult sau mai puțin violent; ceea ce rămâne este un obiect extrem de dens, o stea degenerat . Mai jos sunt modelele evolutive calculate pentru unele stele bazate pe masa lor.
* Aceste tipuri de stele degenerate sunt încă teoretice, chiar și în cazul în care mai mulți candidați par să aibă caracteristici similare cu aceste tipuri.
Cele mai multe dintre stelele sunt vechi între 1 și 10 miliarde de ani; există stele care, cu toate acestea, au o mai aproape de vârstă la cea a Universului (13,7 miliarde de ani): cea mai veche stea cunoscută, HE 1523 - 0901 (în imagine), are o vârstă estimată de 13,2 miliarde de ani. Durata de viață a unei stele depinde de masa la momentul formării: steaua o mai masiv, cu atât mai scurtă durata de viață a acesteia. La momentul formării, stelele sunt compuse în principal din hidrogen și heliu , cu un procent mic de elemente mai grele, numite metale, a căror cantitate este numită metalicitate ; este curios să observăm modul în care elemente , cum ar fi oxigenul și carbon , sunt numărate, în astrofizică , în categoria „ metale “, chiar dacă acestea sunt nu dintr - un produs chimic punct de vedere.
Photospheric compoziția unei stele , cum ar fi Soarele
Procentul de elemente individuale variază de la stea la stea în funcție de populația la care aparține, și, prin urmare, la vârsta ei: determinarea compoziției chimice a unei stele poate, prin urmare, ajuta la determinarea vârstei sale. Există, de asemenea stele caracterizate prin abundențe deosebit de ridicat de „metale“: acestea sunt stele specifice .
Câmpul magnetic al unei stele este generat în zona convectivă , în care plasma , pus în mișcare de curenții convectivi , se comportă ca un dinam . Intensitatea câmpului variază în raport cu masa și compoziția stelei, în timp ce activitatea magnetică depinde de viteza de rotație , și , prin urmare , la vârsta ei: foarte tinere stele, caracterizate prin rapide rotații , de asemenea , au câmpuri magnetice intense. În timpul evoluției lor, stele tind să aibă activități mai puțin și mai puțin intense magnetice, supuse unor variații ciclice , și rotații destul de lente: de fapt , câmpurile magnetice interacționează cu vânturi stelare, încetinind rotirii lor. Activitatea mangetic este la originea diferitelor fenomene legate în principal straturile exterioare ale stelei; cele mai importante vor fi enumerate mai jos.
Stele degenerate , în special stele neutronice ( pulsarii ), au o rotație foarte rapidă, cu perioade de multe ori mai putin de un mărfuri de calitatea a două ; unele stele neutronice, numite magnetari , în schimb au câmpuri magnetice extrem de intense.
reacții nucleare
Numeroase fuziune nuclearăprocese au loc în nuclee stelare , care, pe baza masei, compoziția chimică și vârsta stelei, dau naștere unor noi elemente în conformitate cu un fenomen numit nucleosinteză . În timpul secvenței principale reacțiile predominante se referă la fuziunea dintre hidrogen în heliu , în care patru stră- unchiulnuclee fuziona într - unul dintre heliu, eliberând energie , conform ecuațieiE = mc² . Există două metode cel mai des folosite pentru hidrogen fuse: stelele mai masive utiliza lantul proton-proton , în timp ce cele mai masive folosesc ciclul CNO , mai „eficient“ decât lanțul proton-proton, dar care necesită temperaturi mai ridicate ridicate.. La sfârșitul secvenței principale alte procese nucleare preia: stele de la 0,5 la 8 M ☉ fuse heliu in carbon , conform procesului trei alfa , în timp ce stelele mai masive sunt capabili de a fuziona chiar și elementele mai grele care urmează, într - un nucleu în contracția progresivă, prin procedee specifice pentru fiecare clasă de elemente. Oglinda următoare colectează principalele procese nucleosynthetic.
Unele stele arată variații periodice sau bruște de luminozitate; pentru acest motiv , ele sunt numite stele variabile , și sunt împărțite în două categorii: variabile intrinseci și extrinseci variabile. Așa-numitele variabile intrinseci pot fi la rândul lor împărțite în trei categorii principale:
Pulsatorie variabile : stele , care, într - o anumită fază a lor evoluție , arată mai mult sau mai puțin regulate pulsațiilor și variază nu numai în luminozitate, dar , de asemenea , în dimensiune , pe o perioadă de timp variind de la câteva minute până la câțiva ani, în funcție de propria lor mărimea.
Variabile eruptive : stele care arată creșteri bruște ale luminozității, cauzate de fenomene eruptive sau explozive moderate legate de magnetic activitate.
Stars poate varia, de asemenea, luminozitatea lor din cauza factorilor extrinseci; în acest caz , ele sunt numite variabile extrinseci. Acestei clase îi aparțin binarele eclipsând (în imagine) și stelele pe care, prin rotație, prezintă periodic vaste pete photospheric .
Mai mult de 3600 de planete sunt cunoscute orbitează în sisteme planetare în jurul altor stele decât Soarele; acestea sunt exoplanete , dintre care cele mai multe au fost descoperite prin metode indirecte . Datorită limitărilor tehnicilor actuale, cele mai multe dintre planete descoperite sunt giganți de gaz de masă comparabilă cu Jupiter , mai rar masive planete stancoase ale Super Pământ tip. În unele dintre aceste sisteme sunt , de asemenea , centuri de asteroizi . Căutarea de exoplanete coincide cu căutarea de lumi capabile să susțină viață forme.
PSR B1620-26 - primul sistem planetar cu mai multe stele.
55 Cancerele - cel mai mare sistem planetar descoperit (5 planete în luna decembrie2007 de ), în afară de sistemul solar.
Gliese 876 - primul sistem ce orbitează în jurul unui pitic roșu ; primul sistem în care o rezonanță orbitală fenomen a fost descoperit, în afară de sistemul solar.
Interiorul unei stele stabil este într - un stadiu de echilibru este hidrostatică atât termic și se caracterizează printr - un gradient de temperatură care dă naștere la o energie directă curge spre exterior. Fiecare stea are o structură internă cu plicuri concentrice.
În partea interioară a stelei este nucleul , în cazul în care fuziunea nucleară are loc, sursa de energie stelei. Deasupra nucleului există alte doua straturi: zona radiativ și zona de convectie . Prima este acea regiune în care transferul de energie are loc prin radiație ; a doua este cea în care energia este transportată prin mișcări convective . La posizione delle due zone cambia a seconda della massa e della classe spettrale dell'astro: nelle stelle massicce la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra; nelle stelle meno massicce, come il Sole , le posizioni sono invertite. Le stelle con massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo precoce di elio inerte nel nucleo. La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta fotosfera e costituisce la superficie dell'astro; al di sopra di essa si staglia l' atmosfera stellare .
A causa della grande distanza, le stelle, eccetto il Sole, appaiono come minuscoli punti brillanti nel cielo notturno, scintillanti a causa del seeingatmosferico . Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni , hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 km , mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti , hanno raggi vastissimi, con dimensioni dell'ordine delle Unità Astronomiche.
Una stella, per essere tale, deve possedere una massa minima di almeno 1,5913 × 10 29kg ( 0,08 M ☉ ), che le consente di innescare la fusione dell'idrogeno. Le stelle più massicce non possono invece superare i 3,9782 × 10 32 kg ( 120-150 M ☉ ); la ragione di questo limite non è ancora ben nota, ma gli astrofisici ritengono che sia dovuto al limite di Eddington .
La combinazione di raggio e massa determina la gravità superficiale della stella.
Moti spaziali
I moti di una stella nello spazio possono fornire utili informazioni sulla sua origine e sulla sua età, come pure sulla struttura complessiva e sull'evoluzione del resto della Galassia . Le componenti del moto spaziale di una stella sono la velocità radiale ed il moto proprio . La velocità radiale si basa sullo shift (lo spostamento secondo l' effetto Doppler ) delle linee spettrali ed è misurata in km / s .
Il moto proprio è determinato da precise misure astrometriche (dell'ordine dei milliarcosecondi - mas - all'anno), e può essere convertito in unità di misura della velocità attraverso la misura della parallasse , la quale sfrutta il cambiamento di posizione assunto dalla Terra ogni sei mesi durante il suo moto orbitale , per determinare lo spostamento apparente di una stella rispetto alle stelle più lontane, dette "fisse". Le stelle che presentano dei grandi valori di moto proprio sono le più vicine al sistema solare e pertanto si prestano in maniera ottimale alla rilevazione della parallasse. Conosciuti moto proprio, velocità radiale e parallasse, è possibile calcolare la velocità spaziale di una stella in relazione al Sole o alla Galassia.
dove {\displaystyle {\begin{smallmatrix}4\pi R^{2}\end{smallmatrix}}} è la superficie della stella e {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\sigma \end{smallmatrix}}} la costante di Stefan-Boltzmann .
La luminosità si misura anche tramite la magnitudine . La magnitudine apparente misura la luminosità percepita dall'osservatore e dipende dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dal seeing atmosferico. La magnitudine assoluta è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 anni luce) da Terra, ed è strettamente legata alla luminosità reale della stella. Entrambe le scale hanno un andamento logaritmico : una variazione un'unità di magnitudine equivale infatti ad una variazione di luminosità di 2,5 volte.
La Stella di Barnard è una stella situata nella costellazione dell' Ofiuco . Mostra il più grande moto proprio di ogni altra stella conosciuta (a parte il Sole ), pari a 10,3 secondi d'arco all'anno. Questo grande moto proprio fu scoperto dall'astronomo Edward Emerson Barnard nel 1916 . Trovandosi ad una distanza inferiore ai 6 anni luce , la Stella di Barnard è anche una delle stelle più vicine alla Terra . Essendo però una nana rossa ( tipo spettrale M4 V), è una stella debolissima ed è invisibile senza un telescopio : la sua magnitudine apparente è solo di 9,54. Come molte nane rosse, la Stella di Barnard è una variabile a flare . Per molti anni a partire dal 1963 , Peter van de Kamp sostenne di aver rilevato una perturbazione nel moto della stella di Barnard consistente con la presenza di uno o più pianeti di massa simile a quella di Giove , e molti astronomi lo accettarono come fatto. Ma quando negli anni ottanta vennero eseguite delle misure indipendenti, questa conclusione venne messa in discussione, e si pensa oggi che van de Kamp fosse in errore. Durante il periodo in cui l'interpretazione erronea resse, la stella divenne famosa nella comunità della fantascienza , e la stella venne scelta come obbiettivo per il Progetto Dedalus (un piano per un prototipo di astronave interstellare).
L'uomo, spinto da esigenze pratiche (come la navigazione ) o esoterico-religiose, nel corso della storia ha associato a particolari figure le stelle che appaiono vicine sulla sfera celeste , creando le costellazioni e gli asterismi . Le stelle di una costellazione o di un asterismo raramente hanno qualche relazione astrofisica tra loro; appaiono semplicemente vicine per un effetto prospettico . Il raggruppamento delle stelle in costellazioni è essenzialmente arbitrario, e differenti culture hanno definito differenti costellazioni, anche se alcune delle figure più caratteristiche tendono a ricorrere con lo stesso nome in quasi tutte le culture. L' Unione Astronomica Internazionale suddivide il cielo in 88 costellazioni con confini precisi, di modo che ogni punto della sfera celeste appartenga ad una ed una sola costellazione. I nomi delle costellazioni boreali ricalcano quelli assegnati da Claudio Tolomeo e si basano sul vasto repertorio della mitologia della Grecia classica , mentre le costellazioni dell' emisfero australe sono state battezzate in età illuministica con nomi che celebrino le opere dell'ingegno umano.
La Croce del Sud (in latinoCrux , g.Crucis , abbreviazione Cru ) è la più piccola delle 88 costellazioni moderne. Da est, in senso orario, confina con: Centauro , Mosca . È una delle costellazioni più famose, specie nell' emisfero australe , osservabile per intero solo a sud del 27º parallelo nord, mentre dall'emisfero sud è circumpolare nelle sue regioni temperate: in queste zone si può affermare che la Croce del Sud fa da controparte australe all'asterismo del Grande Carro , in quanto è visibile in tutte le notti dell'anno e consente di individuare il polo sud celeste . Le sue stelle principali sono quattro, più una quinta che conferisce alla costellazione un aspetto inconfondibile: la più brillante e meridionale, Acrux (α Cru, magn. 0,77); seguono, sia in senso orario che come luminosità, Mimosa (β Cru, magn. 1,25), Gacrux (γ Cru, magn. 1,59), δ Crucis (magn. 2,79) e infine ε Crucis (magn. 3,59). La costellazione giace sulla brillante Via Lattea del sud; questo fa sì che entro i suoi confini siano ben visibili diversi oggetti del profondo cielo interni alla nostra Galassia. La Nebulosa Sacco di Carbone è la più prominente nebulosa oscura del cielo, ben visibile ad occhio nudo come una toppa scura in questo tratta di Via Lattea, poco ad est della stella Acrux. Un altro oggetto è l' ammasso apertoNGC 4755 , conosciuto come Ammasso di Kappa Crucis o Scrigno di gioielli , a causa dei colori contrastanti di alcune sue stelle.
Il seguente albero della categoria:Stelle è un utile strumento per la navigazione all'interno delle voci riguardanti le stelle e le relative sottocategorie .
Il punto di ritrovo per tutti coloro che collaborano alle voci di astronomia ed astrofisica è il Progetto Astronomia , costantemente impegnato per aggiornare, creare e approfondire voci sulle stelle e sugli altri oggetti astronomici ; tuttavia, il lavoro da svolgere è davvero notevole. Se desideri collaborare, o qualora avessi la necessità di contattare il gruppo del progetto per segnalazioni, richieste, suggerimenti e quant'altro, lascia un messaggio ad Ishtar Terra , il nostro bar tematico.
Astronomie 
Marte 
Obiecte nestelare 
Sistem solar 
Stele 
