Radiazione stellare

L’energia prodotta tramite le reazioni nucleari (radiazione stellare) viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle; queste ultime vanno a costituire il vento stellare, costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi, particelle alfa, beta e ioni di diverso tipo, sia dall’interno stellare, come i neutrini.

La produzione di energia nel nucleo stellare è il motivo per il quale le stelle appaiono così brillanti: in ogni momento due o più nuclei atomici vengono fusi assieme a formarne uno più pesante, mentre viene liberata una grande quantità di energia tramite radiazioni gamma. Durante l’attraversamento degli strati più esterni la radiazione gamma perde gradualmente energia trasformandosi in altre forme meno energetiche di radiazione elettromagnetica, tra cui la luce visibile.

Oltre che alle lunghezze d’onda del visibile, una stella emette radiazioni anche alle altre lunghezze dello spettro elettromagnetico invisibili all’occhio umano, dai raggi gamma alle onde radio, passando per i raggi X, l’ultravioletto, l’infrarosso e le microonde.

Nota la distanza esatta di una stella dal Sistema solare, ad esempio tramite il metodo della parallasse, è possibile ricavare la luminosità della stella.

Radiazione luminosa

In astronomia la luminosità è definita come la quantità di luce e di altre forme di energia radiante emessa da una stella per unità di tempo; essa dipende strettamente dal raggio e dalla temperatura superficiale della stella. Approssimando la stella a un corpo nero ideale, la luminosità ( L {\displaystyle L} ) è direttamente proporzionale al raggio ( R {\displaystyle R} ) e alla temperatura effettiva ( T e f f {\displaystyle T_{eff}} ); tali parametri, messi in relazione tra loro, danno l’equazione:

L = 4 π R 2 σ T e f f 4 {\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}}

dove 4 π R 2 {\displaystyle 4\pi R^{2}} indica la superficie della stella (approssimata a una sfera) e σ {\displaystyle \sigma } la costante di Stefan-Boltzmann.

Sono molte, tuttavia, le stelle che non emanano un flusso energetico (vale a dire la quantità di energia irradiata per unità di superficie) uniforme attraverso la propria superficie; ad esempio Vega, che ruota molto velocemente sul proprio asse, emette un flusso maggiore ai poli che non all’equatore.

Le macchie stellari sono zone della fotosfera che appaiono poco luminose per via della temperatura inferiore al resto della superficie. Le stelle più grandi, le giganti, possiedono macchie molto vaste e pronunciate e mostrano un importante oscuramento al bordo, vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare; le stelle più piccole invece, le nane come il Sole, hanno in genere poche macchie, tutte di piccole dimensioni; fanno eccezione le nane rosse a brillamento del tipo UV Ceti, che possiedono delle macchie molto vaste.

Magnitudine

La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta in apparente e assoluta. La magnitudine apparente misura la luminosità della stella percepita dall’osservatore; essa dipende dunque dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dalle alterazioni provocate dall’atmosfera terrestre (seeing). La magnitudine assoluta o intrinseca è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 anni luce) dalla Terra, ed è strettamente correlata alla luminosità reale della stella.

Numero di stelle per magnitudine

Magnitudine apparente	Numero di stelle
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1 602
6	4 800
7	14 000

Entrambe le scale di magnitudine hanno un andamento logaritmico: una variazione di magnitudine di 1 unità equivale a una variazione di luminosità di 2,5 volte, il che significa che una stella di prima magnitudine (+1,00) è circa 2,5 volte più brillante di una di seconda magnitudine (+2,00) e, quindi, circa 100 volte più brillante di una di sesta magnitudine (+6,00), che è la magnitudine limite sino alla quale l’occhio umano riesce a distinguere gli oggetti celesti.

Quanto più piccolo è il numero della magnitudine, tanto più luminosa risulta essere la stella e viceversa

In entrambe le scale, quanto più piccolo è il numero della magnitudine, tanto più luminosa risulta essere la stella e viceversa; di conseguenza, le stelle più brillanti arrivano ad avere dei valori di magnitudine negativi. La differenza di luminosità tra due stelle è calcolata sottraendo la magnitudine della stella più brillante ( m b {\displaystyle m_{b}} ) alla magnitudine della stella meno brillante (m_f) e utilizzando il risultato come esponente del numero 2,512; cioè:

Δ m = m f − m b {\displaystyle \Delta {m}=m_{f}-m_{b}}

2 , 512 Δ m = Δ L {\displaystyle 2,512^{\Delta {m}}=\Delta {L}} (Differenza di luminosità)

La magnitudine apparente (m) e assoluta (M) di ciascuna stella non coincidono quasi mai, a causa sia della sua luminosità effettiva sia della sua distanza dalla Terra, ad esempio Sirio, la stella più brillante del cielo notturno, ha una magnitudine apparente di −1,44 ma una magnitudine assoluta di +1,41, e possiede una luminosità circa 23 volte quella del Sole. La nostra stella ha una magnitudine apparente di −26,7, ma la sua magnitudine assoluta è di appena +4,83; Canopo, la seconda stella più brillante del cielo notturno, ha invece una magnitudine assoluta di −5,53 ed è quasi 14 000 volte più luminosa del Sole. Nonostante Canopo sia enormemente più luminosa di Sirio, è quest’ultima ad apparire più brillante poiché è nettamente più vicina: dista infatti 8,6 anni luce dalla Terra, mentre Canopo è situata a 310 anni luce di distanza dal nostro pianeta.

La stella con la magnitudine assoluta più bassa rilevata è LBV 1806-20, con un valore di −14,2; la stella sembra essere almeno 5 000 000 di volte più luminosa del Sole. Le stelle meno luminose conosciute si trovano nell’ammasso globulare NGC 6397: le più deboli si aggirano sulla 26^a magnitudine, ma alcune arrivano persino alla 28^a. Per avere un’idea della piccola luminosità di queste stelle, sarebbe come tentare di osservare dalla Terra la luce di una candelina da torta situata sulla Luna.