Osservare il cielo/Introduzione: differenze tra le versioni
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Entro pochi gradi dall'eclittica si muovono i pianeti, i quali hanno dei piani orbitali diversi fra di loro, dunque leggermente inclinati rispetto a quello terrestre, e la Luna, che possiede un'inclinazione sua nell'orbita attorno alla Terra e che, a causa della sua vicinanza, assume una posizione diversa a seconda di dove la si osserva da terra (il ciò spiega anche come mai le eclissi di Sole siano limitate non solo dall'orario di una località, ma anche dalla sua latitudine, per cui un occultamento perfetto è possibile solo un una ristretta fascia di superficie terrestre alla volta).
==La luminosità delle stelle==▼
==Le stelle==
[[Immagine:ScoCen.jpg|350px|thumb|left|Stelle di vari colori; l'immagine mostra alcune costellazioni del cielo australe, come il Lupo, il Centauro e la piccola Croce del Sud (a destra).]]
Una [[w:it:Stella|stella]] è un corpo celeste che brilla di luce propria. È formata principalmente da elementi leggeri, come l'idrogeno e l'elio, e produce energia grazie alle reazioni di fusione nucleare che avvengono nel suo nucleo: a causa dell'elevatissima pressione che sussiste nel nucleo di una stella, due atomi di idrogeno si fondono inun atomo di elio, sprigionando una grande quantità di energia che viene poi irradiata verso l'esterno.
Le stelle possiedono caratteristiche diverse a seconda delle dimensioni e dell'età; una stella di grandi dimensioni nella fase centrale della sua vita (fase chiamata '''sequenza peincipale''') mostrerà un colore azzurro, dovuto alla grande temperatura superficiale (20.000 [[w:it:Kelvin|Kelvin]]). Il Sole, una stella di massa relativamente piccola, anch'essa nella sequenza principale, appare di colore giallo (temperatura superficiale=6000 Kelvin); altre stelle di massa ancora inferiore hanno un colore rosso (3000 Kelvin).
Tutte le stelle "invecchiano": la fuoriuscita dalla fase di sequenza principale avviene quando l'idrogeno contenuto nel nucleo delle stelle si esaurisce e la stella inizia a bruciare i prodotti di fusione, a cominciare dall'elio. Una volta persa la stabilità tipica della sequenza principale, la stella cresce in dimensioni, raffreddandosi e assumendo un colore rosso: la stella diventa una gogante rossa. Al termine della sua vita una stella si comporta in maniera diversa a seconda della sua massa: una stella come il Sole, di massa contenuta, semplicemente collassa, espellendo i suoi strati più esterni (che vanno a formare una nebulosa a forma di anello, nota come '''nebulosa planetaria''') e concentrando il nucleo in un corpo più freddo e poco luminoso, una '''nana bianca'''.
Stelle con massa superiore a 8 masse solari vanno incontro ad una fine più spettacolare: superata a causa delle reazioni nucleari un certo limite di massa (noto come '''limite di Chandrasekhar''') il nucleo non è più in grado di sostenere la sua stessa massa, che crolla su se stessa dando inizio ad un collasso violento. L'onda d'urto si propaga agli strati esterni, che vengono letteralmente sparati nello spazio, sprigionando una grande energia e una quantità tale di luce che la stella generatrice per alcune settimane diventa luminosa come l'intera galassia che la ospita: la stella è esplosa come '''supernova'''. Mentre gli strati esperni si disperdono nello spazio come tenui filamenti gassosi, il nucleo collassato assume proprietà esotiche, diventando un ''stella di neutroni'' (se la massa del nucleo è inferiore a circa 3,8 masse solari) o un ''buco nero'' se possiede massa superiore.
Un '''buco nero''' è un oggetto dalla densità talmente elevata e dalla gravità talmente forte che nemmeno la luce riesce a contrastarla, ripiombando all'interno del buco nero.
▲===La luminosità delle stelle===
La luminosità di un corpo, sia esso una stella o anche una candela, è detta '''magnitudine'''. Esistono due tipi di misurazioni per la magnitudine di un corpo: la '''magnitudine apparente''', ossia la luminosità con cui un corpo appare all'osservatore, a prescindere dalla sua distanza, e la '''magnitudine assoluta''', ossia la luminosità che un corpo ha alla distanza fissa di 10 parsec di distanza (1 [[w:it:Parsec|parsec]] = 3,26 anni luce; 1 [[w:it:Anno luce|anno luce]] =circa 90 mila miliardi di km). Ai fini dell'osservazione amatoriale interessa di più conoscere la magnitudine apparente.
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