Museoscienza gennaio - febbraio 1966. [antikvár]

PASSATO E FUTURO DEL SOLE GUGLIELMO R1GHIN! Osservatorio astrofísico - Arcetri. GIORGIO NEBBIA Istituto di merceologia - Université di Bari. 1. Introduzione. Da oltre mezzo secolo le misure della costante solare ci dicono che la lumi- nositá solare é costante, raa mezzo se- colo é poca cosa per una stella la cui vita si puó valutare in miliardi di anni. In questi miliardi di anni trascorsi molti eventi sono successi, il Solé ha súbito probabilmente parecchi mutamenti ed ha seguito un cammino evoluzionario nel tempo come tante altre stelle si- rnilari. É evidente che se oggi la teoria della struttura stellare puó precisare con ra- gionevole certezza le condizioni che reg- gono « l'equilibrio secolare » del Solé, non altrettanto si puó diré per quanto riguarda il passato. La nascita e lo sviluppo di una stella sono condizionati da molti e diversi pa- rametri che rendono difficile la tratta- zione del problema. Tuttavia nonostan- te le grandi difíicoltá si é potuto estrarre un quadro abbastanza consistente dallo studio di numeróse stelle che possono essere ritenute come rappresentanti di stadi evoluzionari attraversati anche dal nostro Sole nel passato. Piu incerto e vago rimane il quadro alie sue origini prime e qui piuttosto che una teoria della nascita e del primo sviluppo di una stella si deve parlare di ipotesi che pero si saldano assai bene alia storia che possiamo fare sulla base dei risultati sperimentali. 2. Come nascono le stelle: le protostelle. Se in una massa gassosa in equilibrio, per una ragione da determinarsi, si for- ma in un punto una zona di densitá piíi elevata, la massa gassosa tende a con- trarsi sotto l'azione della propria gra- vita dando origine ad una « protostel- Ja ». Sarebbe troppo lungo e al di fuori degli scopi di questo scritto entrare nei dettagli dei processi che sono capaci dí produrre un iniziale aumento di densitá; basti sapere che físicamente si puó daré una spiegazione della formazione di una protostella sia che si parta da una nube di idrogeno a bassissima densitá (10-27 g/cm3), sia che si parta da una nube di MUSEOSCIENZA N. 1 - 1966 3