Cosa sappiamo delle stelle

Le stelle







Le stelle sono fonte di osservazione e di studio, da parte dell' uomo, ormai da alcune migliaia di anni. Su di loro si sono concentrati gli studi delle menti più brillanti che hanno abitato il nostro pianeta stelle(filosofi, fisici, matemateci, astronomi ecc). Su di loro si sono scritti una infinità di libri, opere e pubblicazioni scentifiche e per loro si sono costruiti strumenti di osservazione e di analisi sempre più potenti, precisi e tecnologici. Tuttavia, per la vastità e la complessità dell' argomento, la strada della conoscenza risulta ancora molto lunga e tortuosa tanto che possiamo già affermare, con assoluta certezza, che l' Umo non riuscirà mai ad intravederne la fine. Intanto si continueranno ad osservare, si faranno nuove scoperte, si costruiranno nuovi strumento di osservazione e di analisi, si scriveranno nuovi libri. In questa sezione riassumeremo solo alcuni aspetti che ci sembrano fondamentali per la conoscenza e l' osservazione delle stelle lasciando, agli astronomi professionisti, l' arduo compito di portare a conoscenza dell' Uomo fenomeni così complessi, estranei e distanti dall' esperienze terrene tali da sfuggire alla umana comprensione.

A.M.

 

Le nostre conoscenze delle stelle sono notevolmente accresciute da quando il filosofo Giordano Bruno (1548-1600) venne messo al rogo per aver sostenuto, “tra le altre eresie”, che il Sole fosse una stella, quella più vicina a noi. Solo nel 1800, con lo sviluppo di tecniche di misurazione delle distanze come la parallasse e l’ uso della spettroscopia, l’ intuizione di Giordano Bruno poté essere confermata. Il fatto di avere una stella così vicina di fatto ci ha aiutati a migliorare la conoscenza di questi straordinari corpi celesti. Oggi sappiamo che le stelle sono sfere di gas che brillano di luce propria grazie alla notevole quantità di materia (principalmente idrogeno ed elio) che le stelle ?compongono e che sprigiona una intensa forza di gravità in grado di avviare un processo di fusione nucleare al loro interno. A causa dei valori di pressione e temperatura raggiunti nel nucleo, gli elementi leggeri (come l'Idrogeno) vengono fusi in elementi via via più pesanti (come l'elio) rilasciando energia in varie forme (soprattutto luminosa e termica). Questo processo può durare svariati miliardi di anni. Molto di quello che sappiamo sulle stelle lo dobbiamo al Sole, che essendo la stella a noi più vicina, ci ha consentito di studiarne a fondo tutti gli aspetti fisico-chimici. Vi sono innumerevoli tipi di stelle in quando a grandezza, luminosità, temperatura e composizione chimica. Nessuno conosce ancora il numero esatto delle stelle che, raggruppate in galassie, sono complessivamente centinaia di miliardi. Quelle visibili a occhio nudo dal nostro pianeta sono circa seimila e appartengono quasi tutte alla nostra galassia, la Via Lattea.
Come gli esseri viventi, anche le stelle nascono , si evolvono e muoiono. Gran parte delle stelle che oggi possiamo osservare sono nate prima dell’umanità, ne deriva che la nascita di una stella, per l’ uomo, è un evento molto raro da poter osservare. Oggi grazie a potenti strumenti tecnologici sono state già osservate alcune stelle neonate e gli stessi sono già puntati verso zone dell’ universo dove si prevede possano nascere nuove stelle.
Le stella nascono da ammassi di gas ad alta densità costituiti essenzialmente da idrogeno (70% circa), da elio (30% circa) e tracce di elementi più pesanti. Questi ammassi vengono definiti come nebulose interstellari o anche nubi molecolari. In esse gli elementi, per effetti gravitazionali, iniziano ad interagire fra loro. Ciò comporta una contrazione con un aumento vertiginoso di densità. L’antagonismo tra le forze gravitazionali interne, che tendono a far contrarre l’ammasso di gas, e l’elevatissima pressione termica che ne deriva e che tende a farlo espandere, determina il destino dell’ astro nascente. Superata una certa massa critica (massa di Jeans), i materiali collassano generando così una protostella. Essa si trova al centro della nube e la sua forza gravitazionale le permette di attrarre nuova materia interstellare, crescendo di massa e densità, e contemporaneamente di raggiungere temperature elevatissime per effetto del conseguente aumento della pressione termica che si sviluppa al suo interno. In questa fase, non vi è alcun tipo di reazione nucleare in grado di liberare energia e quindi la protostella continua a ridurre le proprie dimensioni. Il destino della protostella dipende dalla massa che la compone. Una stella massiccia (di grande massa) in formazione permane in questa fase per qualche centinaio di migliaia di anni mentre per una stella di massa medio-piccola dura un periodo di circa 10–15 milioni di anni. Se la protostella possiede una massa inferiore a 0,08 masse solari (massa del sole pari a circa due quintilioni di chilogrammi) la temperatura raggiunta al suo interno non è in grado di contrastare la forza di gravità della materia che la circonda e pian piano questa collassa trasformandosi in una fredda e poco brillante nana bruna. Nelle protostelle con massa maggiore di 0,08 masse solari il nucleo , ad un certo punto, raggiunge la temperatura di circa 10 milioni di gradi kelvin. Superata questa soglia la protostella diventa una stella. Nel nucleo della stella (nocciolo) la temperatura e la pressione sono talmente alte da trasformare la materia in uno stato detto plasma. Sempre nel nucleo avvengono le reazioni di fusione nucleare che trasformano gli atomi di idrogeno in atomi di elio, liberando energia principalmente sottoforma di raggi gamma e fotoni. Grazie all’energia liberatasi, la neonata stella è in grado di contrastare la forza gravitazionale esercitata dagli strati più esterni, evitandone il collasso verso il nucleo. Come vedremo, in questa fase si trovano la maggior parte delle stelle osservabili e viene definita come sequenza principale del diagramma HR e può durare milioni o miliardi di anni durante i quali, la stella subirà variazioni, anche sensibili, di luminosità, raggio e temperatura. In ogni caso ogni stella trascorrerà circa il 90% della sua esistenza in queste condizioni. Il permanere in questa situazione di equilibrio, ancora una volta , dipende principalmente dalla quantità di massa che la compone. Indicando con massa solare (simbolo= M) la massa del nostro Sole, avremo la seguente casistica:

  • Stelle con masse tra 0,08 e 0,8 M

Definite come nane rosse, si riscaldano mano a mano che l 'idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità delle reazioni nucleari e divenendo per breve tempo delle stelle azzurre; quando tutto l' idrogeno negli strati interni è stato convertito in elio, esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio.

  • Stelle con masse tra 0,8 ed 8 M

Queste stelle attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo (core) subisce diversi collassi gravitazionali, aumentando la propria temperatura. Di consequenza gli strati più esterni si espandono e si raffreddano, assumendo una colorazione via via sempre più tendente al rosso. Ad un certo punto l'energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di idrogeno immediatamente circostante il nucleo di raggiungere la temperatura di ignizione della fusione nucleare. A questo punto la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile di subgigante , si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa con un nucleo inerte di elio e un guscio in cui prosegue la fusione dell'idrogeno e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.

  • Stelle con masse superiori ad 8 M

Quando termina il processo di fusione dell'idrogeno in elio ed inizia la conversione di quest'ultimo in carbonio, le stelle massicce (con massa superiore ad 8 M) si espandono raggiungendo lo stadio di supergigante rossa. Non appena si esaurisce anche la fusione dell'elio, i processi nucleari non si arrestano ma, complice una serie di successivi collassi del nucleo ed aumenti di temperatura e pressione, proseguono con la sintesi di altri elementi più pesanti: ossigeno, neon, silicio e zolfo. La supergigante rossa può anche attraversare uno stadio alternativo, che prende il nome di supergigante blu. Durante questa fase la fusione nucleare avviene in maniera più lenta; per via di tale rallentamento, l'astro si contrae e, poiché una grande quantità di energia viene emessa da una superficie fotosferica più piccola, la temperatura superficiale aumenta, donde il colore blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di supergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e dimensioni intermedie rispetto alle due fasi. Una supergigante rossa può in qualsiasi momento, al rallentamento delle reazioni nucleari, trasformarsi in una supergigante blu.


Anche l’ultima fase di vita di una stella dipende dalla massa e i destini finali sono diversi:

  • nel caso di una stella più piccola di 8 masse solari, il nucleo diventa una nana bianca, dopo aver espulso gli strati più esterni che costituiranno una nebulosa planetaria.
  • se la stella è più grande di 8 masse solari, essa esploderà in maniera spettacolare formando una supernova. Il nocciolo può diventare una stella a neutroni, una pulsar o un buco nero.

 

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