John Herschel lo chiamò “Scrigno delle Gioie” ecco perchè

I colori delle stelle: un esempio, Jewel Box
L’ammasso Kappa Crucis, conosciuto anche come NGC 4755 o semplicemente come “Jewel Box” (Lo Scrigno delle Gioie) è visibile nell’emisfero australe. Il suo soprannome gli fu dato dall’astronomo inglese John Herschel nel 1830 in quanto i sorprendenti contrasti cromatici delle sue stelle, osservate attraverso un telescopio, ricordavano ad Herschel dei gioielli esotici. L’ammasso “Jewel Box” è lontano dalla Terra circa 6400 anni luce ed ha approssimativamente 16 milioni di anni.
E infatti guardando il cielo è facile vedere che le stelle hanno colori diversi: il Sole è giallo, Betelgeuse è rossa, Arturo è arancione e Vega è bianco – azzurra.
Il colore di una stella dipende principalmente dalla sua temperatura. Le stelle più calde ci appaiono blu, la loro superficie può raggiungere una temperatura di 40.000 K, le stelle più fredde emettono luce rossa e la loro temperatura non supera qualche migliaio di Kelvin. Nel mezzo, ad atmosfere stellari progressivamente più fredde, corrisponde una colorazione che va dal bianco, all’arancio passando per il giallo.
Nelle stelle l’elemento più comune è l’idrogeno. In astronomia, la luminosità delle stelle, si estende su un intervallo di valori molto ampio e pertanto viene misurata con una scala logaritmica. Vega, una stella piuttosto luminosa, ha una magnitudine uguale a 0; la stella più luminosa Sirio ha una magnitudine pari a -1,5. Con il diminuire della luminosità la magnitudine di una stella aumenta assumendo valori positivi: 1, 2 e così via. Una differenza di un grado di magnitudine corrisponde ad un fattore moltiplicativo 2,5 nella luminosità. Se si conosce la distanza di una stella è possibile calcolarne la magnitudine assoluta (Mag.), definita come la sua luminosità ad una distanza prefissata (10 parsec, ovvero 3,26 anni luce). [Su questo argomento poi leggere l’articolo “Ma quanto brilli stellina mia“? Del 1 agosto 2010 che spiega meglio la differenza fra magnitudine apparente (mag.) e magnitudine assoluta (Mag.)].
Lo schema di Harvard
Lo schema di Harvard, utilizzato ancora oggi, classifica le stelle in base alla loro temperatura e le suddivide in classi identificate dalle lettere OBAFGKM, dalle più calde (fino a 40.000 K), alle più fredde (2000 K). Le stelle O sono calde e blu, le stelle M sono fredde e rosse. Il Sole è una stella di tipo G, la sua temperatura di superficie è di circa 6000 K. Con il passare del tempo lo schema di Harvard è stato arricchito da una sottoclassificazione numerica, da 0 a 10; una stella B5 pertanto si trova a metà strada tra una stella B e una A. Il Sole è una stella di tipo G2. Con il tempo sono stati scoperti altri tipi di stelle anomale: nane bianche calde, stelle fredde ricche di litio, stelle di carbonio e nane scure. Sono state scoperte anche stelle blu calde, caratterizzate da particolari linee di emissione e le cosiddette stelle di Wolf-Rayet. Tutte stelle che non ricadono nelle classi OBAFGKM, che infatti è stata ampliata.
Sull’argomento leggi anche l’articolo del 25 luglio 2010 “Oh Be A Fine Girl Kiss Me!” dove si spiega la classificazione stellare e le nuove classi introdotte.
Il diagramma H-R
L’astronomo danese Ejnar Hertzsprung (nel 1905) e l’americano Henry Russel (indipendentemente nel 1913) notarono che la luminosità e il colore delle stelle avevano un comportamento simile. Oggi entrambe gli scienziati hanno avuto l’onore di vedere associato il proprio nome al diagramma che rappresenta la luminosità delle stelle in funzione del loro colore: il diagramma HR. Sul diagramma HR il 90% delle stelle (compreso il Sole) giace su una striscia diagonale che parte dalle stelle blu calde e brillanti per terminare con quelle rosse più fredde e fioche. La striscia prende il nome di Sequenza Principale e le stelle che vi appartengono sono dette stelle di Sequenza Principale. (leggi anche l’articolo “Ecco le stelle di Sequenza Principale” del 19 agosto 2010). Oltre alla Sequenza Principale sul diagramma HR sono visibili anche altri gruppi di stelle. Tra questi abbiamo una ramificazione delle giganti rosse, una famiglia di nane bianche calde ma poco luminose e un ramo separato di variabili Cefeidi.
La vita media di una stella di Sequenza Principale dipende dalla frequenza delle reazioni di fusione che avvengono al suo interno e dalla sua massa. Una stella come il Sole trascorre circa 10 miliardi di anni sulla Sequenza Principale; una stella di massa dieci volte maggiore sarà mille volte più luminosa, ma vivrà solo 20 milioni di anni; una stella la cui massa è pari a 1/10 della massa del Sole sarà migliaia di volte meno luminosa ma vivrà mille miliardi di anni: si tratta di un intervallo di tempo che supera l’età attuale dell’universo (13,7 miliardi di anni) e questo significa che non abbiamo ancora assistito alla morte delle stelle più piccole.
Le nubi molecolari
Molte stelle si formano all’interno di gigantesche nubi molecolari situate all’interno delle galassie. Nella Via Lattea ne esistono circa seimila, fra queste la Nebulosa di Orione a circa 1300 anni luce da noi. I gas dello spazio interstellare sono composti per il 70% da idrogeno, il resto a parte una piccola percentuale di elementi pesanti è rappresentato dall’elio. All’interno di una nube, le stelle si formano nei punti in cui la densità del gas diventa più alta della media.
Le nubi molecolari sono nubi interstellari costituite prevalentemente da gas sotto forma di molecole. Nella materia interstellare nel piano della Via Lattea si trovano sia piccole nubi molecolari sia nubi molecolari giganti.
La loro temperatura è bassa (10-20 Kelvin) e sono composte in gran parte da gas idrogeno nella forma di molecole H2. Le nubi molecolari giganti sono associate a regioni in cui è in corso un’attiva genesi di stelle. Una di queste nubi molecolari giganti, molto famosa, è associata alla grande Nebulosa di Orione.
(Su questo argomento segnalo i seguenti articoli: “La sconvolgente nascita delle stelle” del 16 marzo 2011; “Dalle nebulose alle stelle“ del 19 agosto 2010; “Ritratto di stelle nascenti” del 14 aprile 2011; “Una culla per le stelle” del 12 maggio 2011; “I Pilastri della Creazione” del 18 gennaio 2012; “Un vivaio stellare nell’Unicorno”; “NGC 3324: una vera incubatrice stellare” del 1 febbraio 2012).
La nascita delle stelle
La maggior parte delle stelle brilla per tutta la vita grazie all’idrogeno che, fondendosi, si trasforma in elio. Nel corso della sua esistenza una stella assume una luminosità ed un colore caratteristici che dipendono dalla sua massa. Ad un certo punto le scorte principali di idrogeno si esauriscono (nelle stelle più massive l’idrogeno disponibile viene convertito “solo” in qualche milione di anni). Le stelle di massa inferiore invece bruciano molto più lentamente ed impiegano miliardi di anni a consumare tutto il combustibile primario.
Come abbiamo detto e stelle nascono quando una nube interstellare collassa per effetto della forza di gravità. Mentre parte della nebulosa collassa iniziano a formarsi degli accumuli di materia, sotto forma di dense e scure sfere di gas e polveri chiamate “globuli di Bok”. Dopo alcune centinaia di migliaia di anni di contrazione si forma una protostella. A questo punto la temperatura della superficie della protostella ha raggiunto alcune migliaia di gradi.
Ciò che accade in seguito dipende da quanto è massiccio l’oggetto che si sta formando: se ha una massa inferiore al 10% di quella del Sole non diventerà sufficientemente caldo da innescare le reazioni nucleari e non si tramuterà in una stella vera e propria. Una nube di gas meno massiccia continua a collassare sotto l’influenza della gravità, raffreddandosi gradualmente e diventando una sorta di oggetto di transizione tra una stella e un pianeta, noto come nana bruna. Il pianeta Giove è un esempio di oggetto troppo piccolo per diventare una stella.
Se la protostella possiede invece una massa sufficiente continua a collassare sotto l’effetto della forza di gravità. La pressione e la temperatura del nucleo si innalzano e questo è sufficiente a innescare la fusione degli atomi di idrogeno in elio.
Attivato il “reattore nucleare” la protostella diventa una stella. Si sprigiona un forte vento stellare che infine spazza via l’involucro di polvere circostante permettendo così di vedere la luce proveniente dall’astro appena formatosi. Questo stadio prende il nome di fase T – Tauri e può durare anche 30 milioni di anni.
Le stelle di piccole dimensioni sono deboli e fredde mentre quelle grandi sono calde e brillanti. Per la maggior parte della sua vita una stella è impegnata in una delicata azione di equilibrio. La forza di gravità tende a schiacciarla e a ridurne le dimensioni, mentre l’energia prodotta dalle reazioni nucleari tende a dilatarla verso l’esterno e a renderla più grande. Fin tanto che queste due forze si mantengono bilanciate, la stella rimane stabile e si trova nella Fascia di Sequenza Principale.
L’evoluzione delle stelle
Per un periodo di tempo lunghissimo le due forze si equilibrano e la stella rimane stabile. Una volta che il combustibile nucleare del nucleo si esaurisce, l’astro entra in una fase di grande instabilità che la porta ad attraversare periodi in cui agli effetti di gravità si alternano quelli dell’espansione. Si tratta di un momento critico in cui entrano in gioco fattori diversi quali la temperatura, la densità e la composizione chimica. L’elemento decisivo è però rappresentato dalla massa: è quest’ultima a determinare in maniera preponderante se la stella esploderà come supernova oppure diventerà una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero.
Partiamo da una stella di piccola taglia (massa compresa fra 0,1 e 4 masse solari). Una caratteristica delle stelle di piccola massa è che nei loro strati più interni non avviene la convezione, cioè il materiale di cui sono composte non si rimescola, come succede invece nelle stelle di grande massa. Ciò significa che quando l’idrogeno nel nucleo comincia ad esaurirsi non viene rimpiazzato da nuovo idrogeno proveniente dagli strati più esterni. Questo continua invece a bruciare in un guscio che circonda il nucleo, il quale a poco a poco si trasforma quasi interamente in elio. Man mano che il nucleo di elio si contrae e si riscalda, anche gli strati superficiali ristabiliscono la propria struttura e la stella sul diagramma HR, abbandona lentamente la Sequenza Principale. In questa fase la densità della materia nel centro della stella aumenta e il materiale del nucleo “degenera”, assumendo una consistenza particolare, diversa da quella della materia normale. La stella nel diagramma HR si sposta a destra e poi verso l’alto avvicinandosi alla regione delle giganti rosse; le sue dimensioni aumentano enormemente e la temperatura degli strati esterni, a causa di ciò, diminuisce. Quando il Sole attraverserà la fase di gigante rossa inghottirà sia Mercurio che Venere e se non arriverà ad inglobare anche la Terra la riscalderà comunque tanto da rendere impossibile la vita su di essa. La temperatura nel nucleo della stella in evoluzione invece aumenta fino a quando raggiunge una temperatura sufficiente per innescare la fusione dell’elio. Quando ciò accade l’improvviso aumento della temperatura del nucleo produce un cambiamento esplosivo e la stella si sposta rapidamente verso sinistra nel diagramma HR, si tratta del cosiddetto helium flash. La stella si trova quindi in una situazione nella quale il nucleo di elio brucia insieme all’idrogeno, che invece è confinato in un guscio che circonda il nucleo stesso. Quando tutto l’elio del nucleo si è trasformato in carbonio. Se la stella è abbastanza massiccia il carbonio inizia a bruciare con un secondo evento esplosivo. Che questo accada o no gli ultimi stadi evolutivi sono accompagnati da una sostanziale perdita di massa dalla superficie della stella; questa perdita di massa si può verificare in più tappe oppure in un evento singolo nel quale gli strati esterni vengono espulsi come una grande bolla. In questo caso si forma una nebulosa planetaria, cioè un guscio sferico di materia che si propaga nello spazio a decine o anche centinaia di Km/s. Nella nostra galassia conosciamo circa 1500 nebulose planetarie (leggi anche gli articoli “Ecco la Nebulosa Planetaria Kn 61“ del 27 luglio 2011; “La Nebulosa Planetaria HEN 3-1333“ del 22 febbraio 2012).
Il destino finale della stella dipende, ancora una volta, dalla massa residua dell’astro al termine di tutte le peripezie evolutive sopra descritte. Se nelle successive contrazioni ed espansioni la stella ha espulso abbastanza materia da essere scesa sotto il limite di 1,44 masse solari, diventa una nana bianca. Questo limite detto limite di Chandrasekhar è la massa massima consentita dalla teoria perché la stella arresti il proprio collasso. Il nucleo stellare che rimane dopo l’espulsione degli strati più esterni ha una temperatura superficiale molto alta; la stella raggiunge così lo stadio di nana bianca (stella di diametro molto ridotto, nell’ordine di un pianeta come la Terra, ma estremamente dense). Una nana bianca è destinata a concludere la propria esistenza spegnendosi lentamente. Le nane bianche possono sopravvivere per miliardi di anni (leggi articolo “Nane bianche: una tonnellata per centimetro cubico” del 29 agosto 2010).
Se invece la stella ha una massa pari a diverse volte quella del Sole, è destinata ad esplodere come supernova. Nell’esplosione la stella può distruggersi del tutto oppure no. Nel primo caso ne risulta un “resto di supernova”, cioè una nube di gas formata dai reti della stella (per esempio Cassiopeia A). Nel secondo caso invece rimane un oggetto densissimo una stella di neutroni o un buco nero.
Le stelle di neutroni hanno un raggio che non supera la decina di chilometri. La loro densità è così elevata che un cucchiaino di stella di neutroni peserebbe più di 100 milioni di tonnellate. Se la pressione gravitazionale è ancora più grande, come nel caso delle stelle più massive, l’ulteriore compressione finisce per dar vita ad un buco nero (leggi anche “Una stella di neutroni in RCW 103” dell’8 agosto 2011; “Una stella di neutroni da Guinness” del 28 ottobre 2010; “Da stella di neutroni … a buco nero” del 18 agosto 2011). In quest’ultimo articolo si parla del limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). Si tratta di un limite per la massa di stelle composte di materia degenere (come una stella di neutroni). È analogo al limite di Chandrasekhar per le nane bianche.
Le Supernovae
Quando muore una stella di decine di masse solari può esplodere in una supernova. Le stelle massive possono attraversare una serie di fasi in cui si consumano elementi sempre più pesanti, per arrivare al ferro. Nel collassare verso un nucleo così denso però gli strati esterni della stella rimbalzano violentemente scatenando una gigantesca esplosione di particelle (neutrini) e di luce (vedi articoli: “Ecco come muore una stella massiccia” del 31 agosto 2010; “La superfabbrica di elementi chimici” del 7 giugno 2011; “Una supernova distante 16.000 anni luce” del 12 ottobre 2011).
In una stella massiva che muore i nuclei di ferro vengono distrutti provocando l’emissione di un gran numero di neutroni che possono essere utilizzati per creare elementi più pesanti del ferro, come il piombo, l’oro e l’uranio. Gli elementi più pesanti che osserviamo sulla Terra, quindi, sono nati dalle supernovae (leggi anche “Sì è proprio vero siamo figli delle stelle” del 18 ottobre 2010).
Come abbiamo detto, dunque, le supernovae sono eventi catastrofici che rappresentano l’atto conclusivo dell’evoluzione di stelle di grande massa. I meccanismi che provocano queste esplosioni sono diversi a seconda che la stella morente appartenga ad un sistema binario o sia isolata. Nel primo caso, l’esplosione di supernova si verifica solo se la stella compagna è una nana bianca. Le nane bianche sono stelle di massa solare che, giunte al termine della loro esistenza, si sono contratte fino ad avere le dimensioni di un pianeta. In certe situazioni critiche la nana bianca interagisce gravitazionalmente con la sua compagna succhiando materia dai suoi strati superficiali. La materia catturata cade sulla nana bianca riscaldandosi e innescando reazioni nucleari che portano alla sua distruzione.
Nel secondo caso invece è la stella stessa che esplode dopo che al suo interno tutti i possibili cicli di fusione nucleare sono stati percorsi. A quello stadio la gravità ha il sopravvento e la stella inizia a contrarsi rapidamente. Il riscaldamento improvviso che ne consegue innesca nel nucleo della stella delle reazioni nucleari incontrollate che liberano energia in modo esplosivo provocando la distruzione della stella. L’esplosione lascia dietro di sé una nube di gas in espansione detto “resto di supernova” che rappresenta ciò che rimane degli strati superficiali della stella esplosa.
Una Stella per Amica

Annunci