Stelle
Vedi anche Il Cielo
Si
continuano a scoprire nuove stelle,
ma la loro classificazione
è ancora quella dell’Ottocento:
11 classi ciascuna indicata da una lettera.
Per ricordarsi il loro ordine
c’è anche una filastrocca.
C’è chi le ha contate una per una: le stelle visibili ad occhio nudo dalla superficie terrestre sono esattamente 5.780, anche se dal nostro emisfero se ne può osservare solo la metà.
Di stelle, però, ce ne sono nell’universo molte di più. Soltanto la nostra galassia, la Via Lattea, ne conta 200 miliardi.
Osservandole da lontano abbiamo imparato molto sul loro conto, e molto continuiamo a imparare ancor oggi. Tra le ultime novità, la scoperta di un’enorme stella-mammut e di un’altra sconvolta da terremoti perenni.
RECORD DI LUMINOSITA’
Alcuni astronomi dell’Ucla, l’università della California, utilizzando il telescopio spaziale Hubble, hanno identificato quella che potrebbe essere la più luminosa stella conosciuta: ha un’emissione pari a circa 10 milioni di volte quella del nostro Sole ed è grande al punto che se si trovasse al centro del sistema solare si estenderebbe fino all’orbita della Terra.
In soli 6 secondi emette tanta energia quanta il Sole in un anno. Questa stella-mammut si formò circa 3 milioni di anni fa e dovrebbe pesare quanto 200 soli.
Nonostante la sua luminosità record, nessuno l’aveva mai notata perché si trova al centro di dense nubi di gas e polveri: Hubble l’ha localizzata solo grazie alle sue emissioni nell’infrarosso.
La stella Pistola, così chiamata per la forma della nebulosa che la circonda, si trova a 25 mila anni luce dalla Terra, vicino al centro della Via Lattea.
Non è impossibile, dunque, che le stelle-mammut siano più frequenti di quel che si credeva.
COME TROTTOLE CON IL FRENO
Era un mistero: ora, grazie a Lucia Franco dell’università di Chicago (Usa), è stato svelato. Da tempo si osservava che alcune stelle di neutroni mostrano uno strano comportamento: talvolta rallentano di colpo, apparentemente senza motivo, la loro rotazione.
Il fenomeno è detto glitch. La ricerca di Franco ha trovato una risposta sorprendente: la causa del fenomeno sarebbero violenti terremoti superficiali.
Che hanno fatto dare alla stella il nome di starquake, da star, stella, e earthquake, terremoto. In alcuni casi, quando le stelle a neutroni ruotano velocemente su se stesse (circa una rotazione al secondo), si può formare una fascia continua di grani di materia più densa che, come cuscinetti lubrificanti, permettono alle due parti in contatto di slittare, dando origine a un terremoto, come avviene sulla Terra in prossimità di una faglia.
Simili fenomeni portano alla formazione di "montagne" non più alte della punta di una matita, ma così dense che la loro gravità provoca i rallentamenti osservati.
IN EQUILIBRIO
La stella Pistola e la starquake
sono due esempi di oggetti celesti molto rari, che danno
un’idea, tuttavia, della varietà dei corpi celesti che
possono ricadere sotto il medesimo nome: stella.
Una definizione di stella, comunque, si può dare: un globo costituito, per gran parte della sua vita, da idrogeno, elio e pochi altri elementi, tutti in forma di plasma (un miscuglio di nuclei ed elettroni).
Il plasma è tenuto in equilibrio
da due forze: la gravità che lo attira verso il centro,
e l’energia prodotta dalle reazioni nucleari, che lo
spinge verso l’esterno.
La sorgente energetica si trova nel nucleo della stella, dove
milioni di tonnellate d’idrogeno subiscono una reazione
chiamata fusione, trasformandosi in elio. La differenza di
massa tra i nuclei genitori e quelli risultanti dalla fusione
produce energia in base alla formula E = m c2.
LE CLASSIFICO’ UN
ITALIANO
Il primo tentativo di classificare
le stelle venne compiuto da Angelo Secchi attorno al 1865, ma il
suo sistema fu sostituito nei 1890 da quello elaborato a Harvard,
negli Stati Uniti.
In origine si era progettato di disporre i tipi di stelle in una
sequenza alfabetica a seconda della forma dei loro "spettri":
ogni stella emette, infatti, luce di tutte le lunghezze
d’onda...ma con alcuni "buchi", che variano da
stella a stella.
L’insieme delle lunghezze d’onda presenti e mancanti
forma lo spettro della stella.
Ben presto, però, ci si rese conto che gli spettri sono lo
specchio delle temperature stellari superficiali e dunque
si preferì puntare a una classificazione che tenesse conto di
questo parametro.
IN ORDINE DI TEMPERATURA
Le stelle sono classificate in base alla loro temperatura superficiale, che può andare da 2 mila a 100 mila gradi. E’ la temperatura a determinare anche il colore della stella, che va dall’azzurro, al bianco, al giallo, al rosso.
Esiste uno speciale diagramma ideato nel 1911 da Enjar Herlzsprung e, indipendentemente nel 1913 da Henry Russell. Nel diagramma H-R ogni stella è ordinata a seconda della magnitudine assoluta (luminosità intrinseca) e della temperatura superficiale. La maggior parte delle stelle sì dispone lunga una linea che attraversa diagonalmente il diagramma, chiamata sequenza principale, In alto a sinistra vi sono le stelle caldissime di tipo O e B, in basso a destra trovano posto le nane fredde del tipo M.
Le eccezioni. In alto a destra ci sono stelle giganti e supergiganti fredde (intorno ai 3.000 0C) ma molto luminose: la loro grande superficie irradia più energia. In basso a sinistra, si trovano stelle bianche molto calde, ma piccole e quindi poco luminose.
I NOMI IN UNA
FILASTROCCA
Per non perdere le classiflcaziom
già fatte, si introdusse un espediente mnemonico che permise di
mettere in ordine le stelle dalle più calde alle più fredde.
Nacque così la seguente frase: "Wow! Oh! Be A Fine Giri,
Kiss Me Right Now Sweetie" (Uau! Oh! Sii una gentile ragaza,
baciami subito dolcezza), dove a ogni iniziale corrisponde un
gruppo di stelle con una certa temperatura.
A queste lettere si aggiunsero poi la P per le nebulose
gassose e la Q per le novae.
Fino all’inizio del 1800 tutto ciò che non era
evidentemente una stella era classificato come
"nebulosa". Questo creò molta confusione.
L’inglese William Herschel, dopo averne individuate quasi
2.400 (prima se ne conoscevano solo 103), capì che esistevano
vari tipi di nebulose, alcune delle quali (da lui chiamate
macchiettate) erano raggruppamenti di stelle.
Con telescopi più potenti si riuscì poi a classificare tutte le
ex nebulose in cinque categorie:
Galassie: gruppi dl centinaia di miliardi di stelle
Ammassi aperti: aggregati di stelle privi di forma particolare
Ammassi globulari: sistemi simmetrici che possono contenere fino a un milione di stelle, fortemente concentrate verso il centro
Nebulose gassose: addensamenti di gas e polvere da cui spesso prendono vita nuove stelle
Nebulose planetarie: piccole stelle calde circondate da gusci di gas rarefatto, con un aspetto che al telescopio ricorda quello dei pianeti più lontani.
La durata di una stella e il suo destino finale sono ineluttabili: li stabilisce la massa iniziale.
NASCITA E MORTE DI UNA
STELLA
La nascita di una stella prende
avvio quando si raccoglie una stessa zona una nube di idrogeno e
polvere abbastanza densa da collassare su se stessa per effetto
della forza di gravità.
Si pensa che l’addensamento della nube sia avviato
dall’esplosione di una vecchia stella (supernova) che genera
onde d’urto abbastanza intense da innescare il fenomeno.
Al telescopio si possono osservare vari tipi di questo fenomeno in corso e c’è una culla stellare visibile ad occhio nella costellazione di Orione (la Nebulosa di Orione).
Quando una nebulosa collassa la massa che
va concentrandosi cresce col tempo perché attira altra materia
dalle zone circostanti. Il collasso procede di pari passo con la
rotazione dei gas.
Dopo alcune centinaia di migliaia di anni di contrazione,
l’addensamento della materia sprigiona energia che si
trasforma in calore, mentre aumentano pressione, densità e
temperatura.
Ora l’astro splende di un colore rossastro si tratta di una protostella.
È molto grossa e l’energia è diffusa su tutta la
superficie, perciò è relativamente fredda (circa 3.400 0C).
Nel nucleo, invece, la temperatura arriva già a qualche milione
di gradi e la rotazione diventa così veloce che la forma
globulare si appiattisce. Nel frattempo dai due poli viene
espulsa materia. Le stelle giovani sono le più difficili da
osservare, perché avvolte da una nube di polvere scura che può
essere perforata solo da telescopi a raggi infrarossi.
Per conoscere l’evoluzione di una stella, bisogna conoscerne la massa. Se ha un valore inferiore al 10% rispetto Sole, il nucleo non diverrà mai così caldo da innescare reazioni nucleari, e la protostella resterà tale. Se Giove, per esempio, avesse avuto una massa superiore del 60-80%, la temperatura del nucleo sarebbe salita al punto da innescare la fusione dell’idrogeno e la Terra avrebbe avuto due soli.
LE PIÙ GROSSE MUOIONO
PRIMA
Se la protostella ha una massa del
10% o più rispetto al Sole, continuerà a collassare per la
fortissima attrazione gravitazionale.
Raggiunti i 10 milioni di gradi, prende avvio la fusione degli
atomi di idrogeno in elio: la protostella diventa una vera
stella, e un vento di particelle generate dalle reazioni nucleari
comincia a soffiare verso lo spazio, spazzando via
l’involucro di polvere che circondava l’astro e
rendendolo visibile.
E’ il momento in cui la stella entra nel diagramma di HR sulla sequenza principale. All’astro tocca ora un lungo periodo di tranquillità, che rappresenta circa il 90% della sua vita e la cui durata è legata sempre alla massa.
Per il Sole, per esempio, si prevede una permanenza nella sequenza principale di circa 8-9 miliardi di anni.
DA PICCOLE A GIGANTESCHE
Se la stella ha una massa che va da
un decimo a 4 volte quella del Sole, il gas di cui è composta
non si mescola, come avviene, per esempio, in una pentola
d’acqua messa a bollire sul fuoco.
Così quando l’idrogeno nel nucleo si è tutto trasformato
in elio, non viene rimpiazzato dall’idrogeno degli strati
più esterni della stella. L’elio che si forma nel nucleo si
contrae e questo genera notevoli mutamenti nella struttura
stellare.
Il più appariscente è l’espansione degli strati esterni dovuta all’aumento della temperatura del nucleo. Contemporaneamente, la temperatura esterna diminuisce (perché il calore si distribuisce su una superficie più ampia) e scende a circa 3.000 0C. La stella diventa una gigante rossa.
Quando il nostro Sole raggiungerà questa fase si espanderà al punto da inghiottire Mercurio e Venere. Il nucleo di elio continua a contrarsi, perché non più sostenuto da reazioni nucleari, sino a diventare non più grande della Terra. In esso, la densità raggiunge valori tali che un centimetro cubo pesa una tonnellata.
ADESSO TOCCA
ALL’ELIO
Quando, per l’aumento di
densità, la temperatura tocca i 100 milioni di gradi,
l’elio inizia, in modo esplosivo, a fondere, un evento
chiamato helium flash. La fusione dell’elio produce
ora carbonio, mentre nelle parti esterne brucia l’idrogeno
rimasto.
Più in là nel tempo, se la stella è abbastanza massiccia, anche il carbonio inizia a fondere con un secondo evento esplosivo. In ogni caso, questi stadi terminali sono accompagnati da una perdita di massa dalla superficie della stella, che può avvenire in più tappe o in una sola.
Durante queste fasi gli strati esterni
della stella vengono eiettati come una grande bolla: nascono
così le nebulose planetarie (la più nota è
M57, nella costellazione della Lira). Se la perdita di materia fa
sì che la stella scenda sotto il limite di 1,4 masse solari, il
collasso dell’astro si arresta e l’ultima fase della
vita stellare è quella di nana bianca.
Questo tipo di stelle ha una temperatura dell’ordine dei 100
mila gradi, ma una scarsa luminosità a causa delle piccole
dimensioni (è grande all’incirca quanto la Terra).
L’ultima fase è un lento spegnimento che si prolunga per
decine di miliardi di anni.
LE GIGANTI ESPLODONO
Per una stella più grande di 5
masse solari, le fasi di contrazione ed espansione si ripetono
più volte, perché quando il combustibile nucleare è prossimo a
esaurirsi, la stella subisce una nuova contrazione che provoca un
più intenso riscaldamento del suo nucleo.
Questo dà il via a nuove reazioni di fusione degli elementi
formatisi in precedenza. Una catena di eventi che dipende, ancora
una volta, dalla massa iniziale della stella.
Nelle stelle con massa compresa tra 5 e 9 masse solari si arriva fino alla fusione del carbonio e dell’ossigeno. Se la stella ha una massa ancora superiore si producono e si fondono elementi sempre più pesanti, come il magnesio, il neon, lo zolfo e il silicio.
Ma le ultime fasi evolutive sono così instabili che si innescano reazioni nucleari incontrollabili. Il risultato è un’esplosione che dà vita a una supernova, una fase nella quale si possono produrre elementi ancor più pesanti, come l’oro. Si ritiene che gran parte degli elementi esistenti nell’universo si sia formata proprio cosi
IL CASO ESTREMO I DEI
BUCHI NERI
L’ultima esplosione distrugge
completamente gli strati superficiali della stella, mentre il
nucleo aumenta a dismisura la propria densità così che i
protoni e gli elettroni si trasformano in neutroni. Il nocciolo
di materia che rimane diventa una stella di neutroni che
ruota vorticosamente su se stessa.
Oppure, se la massa di questa stella è superiore a 10 volte
quella solare gli ultimi istanti sono ancor più catastrofici. La
pressione gravitazionale è tale che la materia collassa
completamente, dando origine all’ultimo e più esotico tipo
di stella: il buco nero.
STUDIARE LE STELLE
Le
stelle si possono studiare guardando
quanta energia emettono, come variano
e come è composta la loro luce,
Quasi tutte le informazioni sulle stelle si ottengono studiando il loro spettro, cioè la scomposizione della radiazione luminosa che emettono (così come si scompongono le onde radio nelle varie frequenze, girando la manopola della sintonia).
Lo spettro luminoso si ottiene facendo passare la luce attraverso un prisma in modo da separare le diverse lunghezze d’onda. In tal caso il raggio sviluppa tutti i colori fondamentali.
Quando però si analizza la luce di una stella, non si ottiene esattamente una banda continua con tutti i colori che sfumano l’uno nell’altro: in questa banda ci sono dei "buchi". Come mai? Perché la luce, dopo aver lasciato la superficie dell’astro, attraversa la sua atmosfera. In questa fase, alcune lunghezze d’onda vengono in parte assorbite dagli elementi chimici presenti al suo interno.
Studiando quindi i "buchi" nella luce di una stella se ne scopre addirittura la composizione chimica.
LE STELLE INTERMITTENTI
Un altro trucco per studiare gli
astri a distanza è controllare le loro variazioni di
luminosità. Tutte le stelle, infatti, prima o poi variano anche
in modo considerevole la propria luminosità. Alcune lo fanno con
tale regolarità da prendere il nome di stelle variabili.
Ce ne sono di vari tipi. Tra le più note vi sono le cefeidi:
stelle supergiganti con variazioni di luminosità
regolarissime, con un periodo che va da poche ore a 100 giorni.
Nella nostra galassia ne sono state osservate più di 400 e
almeno mille sono state identificate nelle Nubi di
Magellano, due galassie vicine alla nostra.
La pulsazione è legata a improvvise variazioni di temperatura
che partendo dal cuore della stella, a causa di una contrazione
del nucleo, vanno a interessare la superficie. Sono stelle, si è
scoperto, sul punto di diventare giganti rosse.
Ma la loro importanza è un’altra: servono a misurare la distanza delle galassie vicine. Infatti, essendo il loro periodo di pulsazione legato alla luminosità assoluta, misurando il periodo di una cefeide lontana se ne può calcolare la luminosità. E risalire, confrontando quest’ultima con la luminosità apparente, alla distanza.
VARIABILITA’
ESPLOSIVA
All’estremo del mondo delle
variabili vi sono le supernove. Quando esplodono, in pochi
secondi emettono tanta energia quanta ne hanno prodotto nel corso
dell’intera vita.
E dall’analisi di queste emissioni (energia, neutrini e gas)
si traggono ulteriori notizie sulla natura della stella.
Sono noti due casi:
Nel primo, dopo che tutti i possibili cicli di fusione nucleare sono stati percorsi, la pressione gravitazionale ha il sopravvento e la stella si contrae rapidamente, riscaldandosi. Il riscaldamento innesca poi la reazione esplosiva.
Nel secondo caso, una nana bianca risucchia gas da una compagna. La materia catturata cade sulla nana avviando reazioni nucleari incontrollabili, che portano alla distruzione di entrambe le stelle.
