stella

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stélla [Lat. stella] [ASF] Nome generico dei corpi celesti, di forma per lo più sferica, costituiti da enormi masse di gas a temperatura molto elevata (che per questo emettono luce), tenuti insieme dall'attrazione gravitazionale: v. stella. Nella loro parte centrale, il nucleo, la temperatura, la pressione e la densità raggiungono valori sufficienti per innescare reazioni di fusione nucleare (nucleosintesi), con la conseguente produzione di un'enorme quantità di energia, la quale, attraverso successivi assorbimenti e riemissioni da parte degli strati gassosi sovrastanti, raggiunge lo strato superficiale (fotosfera) e viene irradiata verso l'esterno. Nell'antichità il termine comprendeva tutti gli oggetti luminosi della sfera celeste e cioè sia le s. fisse, sia le s. erranti o pianeti (oggi sappiamo che l'apparente immobilità delle s. fisse è imputabile alle enormi distanze che rendono molto piccoli i loro spostamenti apparenti e che in realtà esse rotano attorno al proprio asse e si spostano nel cielo con velocità di alcune decine o centinaia di km/s). In questo VII vol. sono riportate, in voci specifiche, le notizie essenziali sulle circa 90 s. più luminose, che sono state largamente utilizzate, e lo sono ancora, sia come riferimento in questioni astronomiche, sia per la navigazione. Le nostre conoscenze sulla natura fisica delle s. deriva per lo più dall'osservazione del Sole; le altre s., anche se osservate con i più potenti telescopi, a causa della grande distanza (Proxima Centauri, la più vicina dopo il Sole, si trova a 4.27 anni luce) che le separa da noi, ci appaiono come punti luminosi (a occhio nudo, in notti senza Luna e lontano da luoghi inquinati da luci artificiali è possibile vederne circa 3000 sulla volta celeste), il cui scintillio è dovuto al passaggio della loro luce attraverso le turbolenze dell'atmosfera terrestre. ◆ [ALG] (a) Nella geometria proiettiva, forma di 2a specie, e precis. s. di rette (o di raggi) e s. di piani, rispettiv., l'insieme delle ∞2 rette e piani aventi in comune un punto (o, che è lo stesso, passanti per un medesimo punto), detto centro della s.; a seconda che tale centro si trovi al finito oppure all'infinito si parla, rispettiv., di s. propria e s. impropria (in quest'ultimo caso la s. è un insieme di rette parallele o di piani paralleli); tale nozione si generalizza in quella di s. di sottospazi, insieme dei sottospazi (in partic., rette o piani) che hanno una medesima dimensione e hanno in comune un punto. (b) Nella geometria elementare, lo stesso che poligono (regolare) stellato. (c) Nella topologia, la totalità degli elementi di un complesso topologico incidenti su un elemento x del complesso medesimo; s'indica con il simb. Stx. ◆ [ASF] S. a guizzo: lo stesso che s. variabile pulsante (v. oltre: S. variabile). ◆ [ASF] S. binaria: lo stesso che s. doppia. ◆ [ASF] S. binarie X: sistemi stellari binari con emissione X: v. astronomia X: I 251 b. ◆ [ASF] S. cadente: l'apparenza luminosa delle meteore relativ. grandi, che danno luogo a fenomeni di eccitazione luminosa delle molecole dei gas dell'atmosfera, a quote circa tra 160 e 90 km: → meteora. ◆ [ASF] S. congelate: v. astrofisica relativistica: I 192 a. ◆ [ASF] S. del dintorno solare: v. materia oscura: III 643 a. ◆ [ASF] S. di neutroni: uno dei tre possibili stadi finali dell'evoluzione stellare, relativo alle s. aventi massa compresa tra 1.4 e 3 masse solari (quelle di massa minore s'evolvono in nane bianche, mentre l'evoluzione di quelle di massa maggiore porterebbe alla formazione dei buchi neri), le quali, dopo aver esaurito l'energia prodotta dalle reazioni nucleari che le alimentano e dopo aver subito il processo di esplosione che dà luogo al fenomeno delle supernovae, collassano sotto l'azione della loro gravità, che spinge gli elettroni all'interno dei nuclei convertendo i protoni in un gas di neutroni degeneri capace di fornire la pressione necessaria a porre fine alla compressione; poiché tali s. devono essere caratterizzate da una rapida rotazione e da un forte campo magnetico, le loro caratteristiche osservabili sono quelle tipiche delle pulsar, che sono correntemente identificate con esse: v. astrofisica relativistica: I 191 b. ◆ [ALG] S. di piani: v. sopra: [ALG]. ◆ [ALG] S. di raggi: (a) propr., lo stesso che s. di rette (v. sopra: [ALG]); (b) per analogia, insieme di semirette uscenti da un punto, nozione cui frequentemente si ricorre in questioni d'irraggiamento da sorgenti puntiformi, per es. nell'ottica. ◆ [ALG] S. di rette e di sottospazi: v. sopra: [ALG]. ◆ [FNC] S. di tracce: la configurazione a tracce dipartentisi da un punto (dove è avvenuto l'evento di disintegrazione o di collisione, ecc.: s. di disintegrazione, di collisione, ecc.) che si osserva in un rivelatore visualizzante (camera a nebbia, a bolle, a scintilla, ecc.). ◆ [ASF] S. doppia: lo stesso che sistema stellare binario, costituito da due s. (la primaria, o principale, che è la più luminosa, e la secondaria, o compagna) che orbitano intorno al comune centro di massa per effetto della mutua attrazione gravitazionale; si distinguono le s. doppie visuali, osservabili con un telescopio e le s. doppie fisiche, osservabili attraverso un qualche aspetto fisico che non sia la semplice emissione luminosa continua, in partic. s. doppia fotometrica, spettroscopica, ecc.: v. stella: V 631 c e stelle doppie e multiple. ◆ [STF] [ASF] S. erranti e s. fisse: antico modo di distinguere tra s. propriamente dette e pianeti (v. sopra: [ASF] e v. astronomia, storia della: I 211 e). ◆ [ASF] S. giganti: s. di relativ. bassa temperatura (minore di 6000 K, donde il colore rosso e la denomin. di giganti rosse) ma di grande luminosità e di grande volume (almeno 104 e 106 volte, rispettiv., quelli delle s. della sequenza principale di uguale classe spettrale); quelle partic. luminose e grandi si chiamano s. supergiganti. ◆ [ASF] S. infrarossa: quella con sensibile emissione nell'infrarosso: v. astronomia infrarossa: I 235 a. ◆ [ASF] S. lucida: lo stesso che s. visuale. ◆ [FPL] S. magnetica: modello di s., applicabile, per es., al Sole, che spiegherebbe le proprietà dello strato esterno in base alla cosiddetta teoria dinamo: v. plasmi astrofisici: IV 530 b. ◆ [ASF] S. multipla: sistema stellare costituito da più di due s. che orbitano intorno al comune centro di massa; si presenta spesso il caso di sistemi tripli con due s. vicine tra loro e la terza molto più distante, e quadrupli, formati da due coppie di s. oppure da un sistema triplo come il precedente più una s. molto più distante (questa gerarchia di costituzione distingue nettamente un sistema multiplo da un insieme di s. che formano un ammasso): v. stelle doppie e multiple. ◆ [ASF] S. nane: s. poco luminose, di piccola massa, piccolo volume e grande densità (luminosità qualche decimo di quella delle s. della sequenza principale, massa circa un decimo di quella solare, volume circa un milionesimo di quello solare, per cui la densità è enorme, circa 105 volte quella del Sole); per il loro colore sono dette anche s. nane bianche: v. stella: V 640 c. Quelle partic. piccole e dense si chiamano s. subnane. ◆ [ASF] S. nane nere: v. stella: V 640 c. ◆ [ASF] S. pulsante: quella la cui magnitudine visuale varia periodicamente ed è utilizzata quale indicatore fotometrico di distanza: v. distanze in astronomia: II 218 d. ◆ [ASF] S. standard: gruppo di s. di riferimento per i sistemi fotometrici di magnitudini: v. stella: V 619 d. ◆ [ASF] S. subnana: v. sopra: S. nana. ◆ [ASF] S. supergigante: v. sopra: S. gigante. ◆ [ASF] S. variabile: denomin. tradizionale delle s. che mostrano variazioni del flusso emesso nelle bande spettrali ottiche (λ≈400÷800 nm); nell'astrofisica moderna, il concetto di variabilità è stato esteso a tutte le altre bande spettrali (radio, infrarosso, ultravioletta, raggi X e gamma) che risultano accessibili sia dalla Terra, sia dallo spazio; in partic., s. variabili pulsanti, o a guizzo, con ampi impulsi irregolari: v. stelle variabili. ◆ [ASF] S. visuale: una s. visibile a occhio nudo; la loro magnitudine è non maggiore di 6. ◆ [ASF] Aberrazione delle s.: v. astronomia: I 209 d. ◆ [ASF] Accrescimento su s. di neutrini: v. astrofisica relativistica: I 192 d. ◆ [FTC] [EMG] Collegamento a s.: per un sistema trifase di correnti alternate: → trifase. ◆ [ASF] Funzione di visibilità di una s. doppia: v. interferometria stellare: III 280 c.