magnitùdine Quantità che serve a caratterizzare lo splendore apparente di un astro
indipendentemente dalle dimensioni di questo. Magnitudine assoluta, valore che avrebbe la magnitudine di un astro riportato teoricamente a
una distanza standard per la quale si è adottato il valore di 10 parsec (circa
32,6 anni-luce). Magnitudine apparente, valore della magnitudine
di un astro come si ottiene direttamente dall'osservazione. Magnitudine bolometrica, su tutto lo spettro.
La
definizione di magnitudine stellare
deve essere precisata fissando una scala delle magnitudini e in particolare lo
zero di questa scala.
Nell'antichità
le stelle vennero suddivise in sei classi di magnitudine: alla prima
magnitudine corrispondevano le più brillanti, alla sesta quelle al limite di
visibilità per l'occhio nudo. D'altra parte per la legge psicofi 939g64j sica di Fechner
a delle sensazioni classificate secondo i termini di una progressione
aritmetica corrispondono cause classificate secondo i termini di una
progressione geometrica. Se con e ed e' si indicano gli splendori di due
stelle di magnitudine m e m', la ragione K della progressione
geometrica delle magnitudini sarà definita dalla relazione:
nota col
nome di relazione di Pogson e si scrive anche:
Le
differenze tra i valori della magnitudine visuale mv e bolometrica mb,
servono a determinare le caratteristiche principali di una stella (tipo
spettrale, luminosità, ecc.) soprattutto nel caso di stelle troppo deboli per
poterne ottenere lo spettro. Una prima applicazione della formula di Pogson
corrisponde alla definizione precisa di magnitudine assoluta M di una stella di
magnitudine apparente m. Si avrà
M m = 2,5 log (D²º/D²) = 5
(log D0 log D)
dove D0
è la distanza standard corrispondente a M; D la distanza reale corrispondente a
m. Assumendo D0 = 10
parsec si ha M = m+55 log D. m è
sempre misurabile; se si può stimare M che corrisponde alla luminosità
intrinseca della stella per confronto (soprattutto spettrale) con stelle di cui
si conosca già la distanza, la differenza tra le due quantità M e m permette di risalire alla distanza D.
In effetti la determinazione delle distanze stellari si riconduce alla stima
della loro magnitudine assoluta combinata con la misura della magnitudine
apparente.
u Sole
Il Sole
è una stella tipica della popolazione che forma il disco della nostra Galassia.
La sua posizione è vicina al piano equatoriale di questa, a una distanza di
circa 10 chiloparsec dal suo nucleo, sul bordo interno di uno dei suoi bracci a
spirale. Il Sole è una stella nana di colore giallo classificata G2, con una
temperatura efficace di circa 5.800 ºK Per lo studio della sua costituzione
fisica, si suole dividere il Sole in parte interna, fotosfera propriamente
detta e atmosfera (cromosfera e corona). La parte
interna non è accessibile all'osservazione, a causa dell'opacità del gas
che la compone, ma è nota dalla teoria della costituzione interna delle stelle:
infatti l'energia che il Sole sprigiona proviene dalla trasformazione nucleare
di idrogeno in elio che avviene nel suo nucleo a una temperatura di 15 · 106
K. La superficie visibile, cioè la fotosfera, non è omogenea, ma caratterizzata
da una tipica granulazione, ed è la regione in cui si formano le righe dello
spettro solare note come righe di Fraunhofer, che si osservano in assorbimento.
Sopra la
fotosfera si trova un inviluppo gassoso che prende il nome di cromosfera;
costituito da gas assai più rarefatto, ha uno spessore di qualche migliaio di
chilometri e prende il nome dal colore rossastro dovuto a idrogeno incandescente.
Al di sopra di questa si estende per parecchie migliaia di chilometri la corona
La
fotosfera è sede dei fenomeni più appariscenti del Sole, cioè delle macchie. Il
moto apparente di esse sul disco solare ha permesso di scoprire il moto di
rotazione del Sole e di ricavare un valore almeno approssimato del suo periodo
di rotazione. Si è osservato che tali macchie hanno andamento ciclico con
periodo medio di 11,1 anni (ciclo solare). Prendono il nome di protuberanze i
getti di gas che si osservano sul bordo del Sole in luce monocromatica e che si
elevano fino a centinaia di migliaia di chilometri, cioè fino all'altezza della
corona. I fenomeni che rivestono maggiore importanza per quanto riguarda
l'influenza che esercitano sulle condizioni dell'atmosfera terrestre sono i
brillamenti. L'attività solare è variabile: soprattutto il numero e
l'estensione delle macchie hanno un andamento ciclico con un intervallo di 11,1
anni in media tra un massimo e il seguente, mentre tra un minimo e il massimo
successivo intercorrono in media 4,6 anni. In realtà un ciclo solare completo
si compie in 22,2 anni circa perché da un ciclo al successivo si ha
un'inversione della polarità del campo magnetico delle macchie. Secondo le
moderne teorie, si ha la nascita di una macchia quando il campo magnetico nello
strato sottostante la fotosfera ha le linee di forza disposte
perpendicolarmente alla direzione radiale. In questo caso è impedito il libero
flusso di energia dall'interno del Sole fino alla fotosfera, per cui si
osservano delle zone a temperatura inferiore che all'occhio umano appaiono nere
per contrasto col resto. Le teorie più recenti sui brillamenti, ricavate da
osservazioni sia ottiche sia radio, li classificano in tre tipi diversi: brillamenti facolari, da protuberanza,
da macchia. Il primo tipo consiste praticamente in un eccesso di luminosità di
preesistenti regioni facolari; non danno luogo a fenomeni appariscenti e
liberano relativamente poca energia. Sono dovuti essenzialmente
all'imbrigliamento in un unico punto dell'energia di più facole da parte del
campo magnetico. Il secondo tipo è dovuto all'impatto di materiale che cade
dalla corona sulla cromosfera. Il terzo tipo è invece quello che sviluppa la
maggior quantità di energia, produce gli effetti più vistosi dal punto di vista
sia ottico sia radio ed è il risultato di un'annichilazione improvvisa e totale
dell'energia del campo magnetico con una sua conseguente trasformazione in
altri tipi di energia (cinetica, luminosa, termica, ecc.). Si può comunque
osservare che, qualunque sia il tipo di brillamento, il campo magnetico è
sempre un elemento fondamentale sia nella genesi sia nel suo successivo
sviluppo.
È stato
anche analizzato il problema della variabilità temporale del raggio (e quindi
della luminosità) del Sole. Misure di velocità radiale sul disco del Sole hanno
permesso di rivelare fluttuazioni stazionarie con periodo di circa 2 ore e 40
minuti che sono state interpretate come dovute a una pulsazione radiale.
Un altro
problema riguarda i neutrinisolari
Vento solare
Il Sole possiede un debole campo magnetico generale (dell'ordine del
gauss) Le curve sui magnetogrammi che si ottengono rivelano la presenza di un
campo magnetico variabile, ma con polarità opposte ai due poli Nord e Sud.
Risale invece all'inizio del secolo la scoperta degli intensi campi magnetici
presenti nelle macchie (Hale 1908) sebbene una teoria completa su queste non
sia ancora oggi stabilita (spiegazione dell'inversione del campo a ogni nuovo
ciclo, dell'origine delle macchie). L'osservazione della scomposizione di una
riga spettrale per effetto Zeeman permette di valutare l'intensità del campo di
una macchia (da 500 a 3.600 gauss). Il campo magnetico sarebbe diretto
radialmente, in accordo con un modello di campo a struttura bipolare;
l'emissione corpuscolare da parte del Sole, il cosiddetto vento solare,
trasporta il campo verso l'esterno in ogni direzione. Per quanto riguarda
l'origine delle macchie si pensa oggi che derivino da vortici che si formano
nell'interno della fotosfera dal gas fortemente ionizzato, che genera correnti
elettriche responsabili dei campi magnetici che alterano così in modo complesso
il moto dei vortici.
Spettro solare
A causa della distanza relativamente piccola lo spettro solare è lo
spettro di stella meglio conosciuto e viene largamente utilizzato come
confronto nello studio delle atmosfere stellari. Lo spettro del Sole non
differisce da quello di una stella di caratteristiche analoghe; il Sole offre
però l'opportunità di studiare separatamente singole zone di particolare
interesse: così le macchie solari presentano uno spettro corrispondente a una
sorgente di temperatura inferiore a quella della fotosfera adiacente (4.400
ºK); si nota in esse anche la presenza di bande di idrocarburi e ossidi. La
presenza di un intenso campo magnetico rende possibile l'osservazione dello
sdoppiamento delle righe per effetto Zeeman e la misura del campo magnetico ivi
esistente, le cui linee di forza sono perpendicolari alla superficie solare
mentre sono via via più inclinate in prossimità delle zone di penombra.
Radiazione corpuscolare
Il Sole emette anche una radiazione corpuscolare, il cosiddetto «vento
solare» costituito da particelle cariche (principalmente protoni ed elettroni)
che vengono espulse dal Sole con velocità dell'ordine di 100 ÷ 200 km/s.
L'intensità e la velocità del vento solare variano col ciclo solare e col
periodo di rotazione di 27,5 giorni del Sole. La cromosfera e la corona sono
costituite da gas altamente ionizzato, perciò, mentre sono praticamente
trasparenti nel campo ottico, sono altamente radioemittenti
Le
reazioni termonucleari più importanti derivano dalla fusione di due atomi di
deuterio (²1H) o di un atomo di deuterio con uno di trizio (²1H):
