l’Universo e le sue stelle…
Oggi parliamo delle stelle, quelle che quando alziamo lo sguardo di notte vediamo brillare, e non ci interessa che stella sia, perché sono da sempre gli oggetti più conosciuti e come ben sapete sono le strutture fondamentali delle nostre galassie.
È ben noto che nell’Universo esistono una miriade di stelle di tutti i generi, per cui mi piacerebbe parlarvene un po’ per farvele conoscere ed ammirare con più consapevolezza.
Per cominciare, vi posso dire che lo studio della nascita, della vita e della morte delle stelle è centrale nel campo dell’astronomia; osservando le tipologie di stelle all’interno delle galassie possiamo infatti comprenderne la storia, la composizione chimica, la dinamica e la loro evoluzione ed anche quella delle galassie in cui si trovano. Ma non è finita qui, le stelle sono responsabili della produzione e della dispersione di elementi pesanti come il carbonio, l’azoto e l’ossigeno e le loro caratteristiche sono intimamente legate a quelle dei sistemi planetari che possono aggregarsi intorno ad esse.
Le stelle nascono all’interno delle nubi di polvere sparse nella maggior parte delle galassie. Volete un esempio di quello che vi sto dicendo? Possiamo osservare la nube di polvere e gas della Nebulosa di Orione, culla di moltissime stelle.
La turbolenza nelle profondità di queste nubi dà origine a condensazioni con una massa sufficiente per far sì che il gas e la polvere inizino a collassare sotto la propria attrazione gravitazionale. Quando la nube collassa si forma un nucleo denso e caldo che inizia a raccogliere polvere e gas; il materiale al centro inizia a riscaldarsi, formando così una protostella, è questo nucleo caldo nel cuore della nube in collasso che un giorno diventerà una stella vera e propria. Ma non tutta questa materia finisce per far parte di una stella; la polvere rimanente può diventare… pianeti, asteroidi o comete o può solamente… rimanere polvere.
Una domanda… voi sapete che una stella delle dimensioni del nostro Sole richiede circa 50 milioni di anni per “maturare” dall’inizio del collasso all’età adulta?
Oh si, è proprio così!!! Il nostro Sole rimarrà in questa fase di “invecchiamento” per circa 10 miliardi di anni. Le stelle infatti, iniziano la loro vita stabilizzando la loro struttura mediante la fusione nucleare dell’idrogeno per formare elio nelle profondità del loro interno; il flusso di energia in uscita dalle regioni centrali della stella fornisce la pressione necessaria per evitare che la stella collassi sotto il suo stesso peso e l’energia che la fa brillare.
Come vi mostra il diagramma di Hertzsprung-Russell, le stelle della Sequenza Principale coprono un’ampia gamma di luminosità e colori e possono essere classificate in base a queste caratteristiche. Le stelle più piccole, note come nane rosse, possono contenere appena il 10% della massa del Sole ed emettere solo lo 0,01% di energia, brillando debolmente a temperature comprese tra 2700 °C e 3700 °C. Nonostante la loro piccolezza, le nane rosse sono di gran lunga le stelle più numerose dell’Universo e hanno una durata di vita di decine di miliardi di anni.
Le stelle più massicce, note come ipergiganti o supergiganti tipo la V766 Centauri, possono essere 100 o più volte massicce del Sole e hanno temperature superficiali di oltre 29700 °C. Le ipergiganti emettono centinaia di migliaia di volte più energia del Sole, ma hanno una vita di pochi milioni di anni. Sebbene si ritenga che stelle estreme come queste fossero comuni nell’Universo primordiale, oggi sono estremamente rare: l’intera galassia della Via Lattea contiene solo una manciata di ipergiganti.
In generale, la vita delle stelle si misura in milioni od adirittura miliardi di anni: infatti più grande è una stella, più breve è la sua vita. Quando una stella ha fuso tutto l’idrogeno nel suo nucleo, le reazioni nucleari cessano, e quello che succede dopo dipende dalla massa totale dell’astro, o meglio da quanta parte di qesta massa è contenuta nel suo nucleo. Per stelle di massa medio piccola come il nostro Sole, il nucleo, che ha una massa inferiore al limite di ChandrasekharIl limite di Chandrasekhar, o massa di Chandrasekhar, è il limite superiore che può raggiungere la massa di un corpo costituito da materia degenere e vale: MChandrasekhar ≈ 1 , 44 M⊙, dove M⊙ indica la massa solare. Prende il nome da Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 – 1995), fisico, astrofisico e matematico che lo ha calcolato., privato della produzione di energia necessaria a sostenerlo, inizia a collassare su se stesso e diventa molto più caldo e se la massa è sufficiente la sua temperatura aumenta permettendo fusione dell’elio. E poi? Terminata la fusione dell’elio inizia un nuovo processo di compresssione del nucleo innalza molto la temperatura. L’idrogeno è ancora disponibile all’esterno del nucleo, quindi la fusione dell’idrogeno continua in un guscio che lo circonda. Il nucleo sempre più caldo li spinge verso l’esterno, facendoli espandere e raffreddare, trasformando la stella in una gigante rossa.
Questo processo di espulsione degli strati esterni continua fino a quando il nucleo stellare viene esposto. Qui la “cenere” stellare è morta, ma ancora ferocemente molto calda, è chiamata nana bianca. Le nane bianche, che hanno all’incirca le dimensioni della nostra Terra pur contenendo la massa di una stella, un tempo lasciavano perplessi gli astronomi: perché non collassavano ulteriormente? Quale forza sosteneva la massa del nucleo? La meccanica quantistica ha fornito la spiegazione. La pressione del gas degenere di elettroni in rapido movimento impedisce a queste stelle di collassare. Più massiccio è il nucleo, più densa è la nana bianca che si forma. Quindi, più una nana bianca è piccola in diametro, più è grande in massa! Queste stelle paradossali sono molto comuni: il nostro Sole sarà una nana bianca tra miliardi di anni. Le nane bianche sono intrinsecamente molto deboli perché sono così piccole e, non avendo una fonte di produzione di energia, svaniscono nell’oblio man mano che si raffreddano. Le nane bianche però possono diventare delle novae se riescono a catturare gas dall’ambiente circostante, come succede nei sistemi binari.
Le stelle binarie, sono due stelle che orbitano intorno a un comune centro di massa, per esempio se una nana bianca si forma in un sistema stellare binario o multiplo, può subire una fine più movimentata come una nova. Novae, in latino, significa “nuova”: un tempo si pensava che le novae fossero nuove stelle. Oggi sappiamo che sono in realtà stelle molto vecchie, nane bianche. Se una nana bianca è abbastanza vicina a una stella compagna, la sua gravità può trascinare su di sé la materia, soprattutto idrogeno dagli strati esterni di quella stella, costruendo il suo strato superficiale. Quando l’idrogeno si è accumulato a sufficienza sulla superficie, si verifica un’esplosione di fusione nucleare che provoca una forte luminosità della nana bianca e l’espulsione del materiale rimanente. Nel giro di pochi giorni, il bagliore si attenua e il ciclo ricomincia. A volte, nane bianche particolarmente massicceQuelle vicine al limite di 1.4 masse solari. Circa il 97 per cento di tutte le stelle diventano nane bianche. possono accumulare così tanta massa da collassare ed esplodere completamente, diventando la cosiddetta supernova di tipo I: queste stelle lasciano come residui dietro di sé stelle di neutroni o buchi neri, analogamente a quanto succede alle supernova di tipo II.
Se il nucleo stellare in collasso al centro di una supernova contiene una massa compresa tra 1.4 e 3 masse solari, le reazioni di fusione esotermiche continuano creando vari elementi come ossigeno e carbonio; queste reazioni terminano con la produzione del ferro, con temperature del nucleo superiori al miliardo di gradi: la contrazione del nucleo continua sino a causare l’esplosione della stella come supernova di tipo II. Il residuo rimanente dopo l’esplosione è una stella di neutroni, ossia una sfera con diametro di pochi chilometri, in cui elettroni e protoni si combinano per formare neutroni, dando origine a una stella di neutroni. Le stelle di neutroni sono incredibilmente dense, simili alla densità di un nucleo atomico. Poiché contiene una massa così grande in un volume così piccolo, la gravitazione sulla superficie di una stella di neutroni è immensa. Come le stelle nane bianche di cui sopra, se una stella di neutroni si forma in un sistema stellare multiplo può accumulare gas sottraendolo alle compagne vicine, e se ne accumula una quantità superiore al limite di Chandrasekhar (circa 1.5 masse solari) può diventare un buco nero.
Le stelle di neutroni hanno anche potenti campi magnetici che possono accelerare le particelle atomiche intorno ai suoi poli magnetici, producendo potenti fasci di radiazioni. Se questo fascio è orientato in modo da puntare periodicamente verso la Terra, lo osserviamo come impulsi regolari di radiazioni che si verificano ogni volta che il polo magnetico passa davanti alla linea di vista. In questo caso, la stella di neutroni è nota come pulsar.
Poi infine, si fa per dire… ci sono le stelle esotiche, chiamate in questo modo perché sono stelle con caratteristiche insolitamente strane, come le Pulsar, le Magnetar come vi ho già illustrato… ma la polvere e i detriti lasciati da novae e supernovae, non sparisce per magia, finisce solo per mescolarsi con il gas e la polvere interstellare circostanti, arricchendoli con gli elementi pesanti e i composti chimici prodotti durante la “morte” stellare. Così, questi materiali vengono riciclati, fornendo i mattoni per una nuova generazione di stelle e per i sistemi planetari che le accompagnano; e così dai resti di stelle… nasceranno nuove e bellissime stelle.
A questo punto siccome avete visto tutti questi tipi di classificazione, vi faccio una domanda, sapete che classe spettrale ha il nostro Sole? Domanda quasi inutile… visto che avrete senz’altro letto i miei articoli sulla nostra Stella…
Il Sole è classificato come una stella di tipo G, ovvero una stella di tipo spettrale G. Questo significa che ha una temperatura superficiale relativamente bassa e una luminosità media rispetto ad altre stelle. Le stelle di tipo G sono le più comuni nella Via Lattea.
Ma prima avevo detto che vi volevo parlare un pochino della loro chimica e prometto di essere veramente breve: al momento della loro formazione, le stelle sono composte prevalentemente da idrogeno ed elio, con una piccola percentuale di elementi più pesanti, detti metalli in astrofisica; tra di essi troviamo anche alcuni elementi, come l’ossigeno e il carbonio, che dal punto di vista chimico non sono realmente dei metalli.
Possiamo dire che le stelle più antiche dette anche di Popolazione II, sono costituite principalmente da idrogeno Per circa il 75%, elioPer circa il 25% e una frazione molto piccola<0,1% di metalli.
Nelle stelle più giovani o di Popolazione I, invece, la percentuale di metalli sale fino a circa il 2% – 3%, mentre l’idrogenoPer circa il 70% ed elio24%. Queste differenze sono dovute al fatto che le nubi molecolari, da cui le stelle si originano, sono costantemente arricchite dagli elementi pesanti diffusi dalle esplosioni delle supernove. La determinazione della composizione chimica di una stella può essere, quindi, utilizzata indicativamente per determinare la sua età.
Per oggi è tutto… se volete saperne di più… iscrivetevi alla nostra Newsletter!!!! A presto!!!