Struttura Stellare e Misurazione delle Distanze
Le stelle hanno una struttura affascinante con diversi strati: il nucleo dove avviene la fusione, la zona radiativa, la zona convettiva e la fotosfera che vediamo brillare. Nelle giganti rosse, che sono stelle morenti, questa struttura si espande enormemente.
La fusione nucleare avviene in tre fasi principali: prima l'idrogeno si trasforma in elio (a 10 milioni di K), poi l'elio in elementi più pesanti come carbonio e ossigeno, infine questi si fondono in ferro a temperature di 1 miliardo di K!
Per misurare le distanze stellari usiamo tre unità: l'unità astronomica distanzaTerra−Sole, l'anno luce (distanza percorsa dalla luce in un anno) e il parsec (3,26 anni luce). Il metodo della parallasse ci permette di calcolare queste distanze osservando come una stella sembra spostarsi quando la Terra orbita.
Trucco per ricordare: La formula D = 1/p ci dice che se l'angolo di parallasse è 1 secondo d'arco, la distanza è esattamente 1 parsec!
La magnitudine assoluta è un modo geniale per confrontare la vera luminosità delle stelle: immaginiamo di metterle tutte alla stessa distanza di 10 parsec e vediamo chi brilla di più!