Geografia astronomica - le stelle

LE STELLE NANE E GIGANTI

Determinata la distanza di una stella (mediante la parallasse), non è sempre possibile risalire al diametro effettivo dell'astro, in quanto anche con i più grandi telescopi non si riesce a ricavare la dimensione angolare. Invece è possibile misurare per via indiretta il diametro reale di una stella osservandone il colore che, per una nota legge della fisica, è in relazione alla luminosità per unità di superficie. Infatti, per esempio, un metro quadrato di superficie di una stella azzurra irradia molto più intensamente di un metro quadrato di una stella rossa. Inoltre se si conoscono la distanza (grazie alla parallasse) e la luminosità apparente della stella, si può risalire alla sua luminosità reale, assoluta. Basta confrontare tale emissione totale con quella per unità di superficie (stabilita nel modo prima descritto) e si giungerà a conoscere la superficie dell'astro.

nonché il diametro e il volume. Si è giunticosì a individuare con una certa precisione il diametro effettivo di molte stelle. Si èconstatato che alcune stelle sono grandi più o meno come il nostro Sole, ma che ve nesono altre molto più grandi, dette appunto stelle giganti, al cui confronto il nostro astrosembra un granello di sabbia. Si pensi alla Stella Polare, che è 11 volte più grande (indiametro) del Sole; o ad Aldebaran, nella costellazione del Toro, che è 50 volte maggioredel nostro astro. Davvero gigantesca è poi Betelgeuse, della costellazione di Orione, il cuidiametro è ben 280 volte più grande del diametro solare. Il Sole, che è una stella nanagialla, però non va annoverato tra le stelle più piccole. Vi sono infatti alcuni astri daldiametro sensibilmente inferiore a pianeti come Giove e Saturno. Bisogna però stareattenti a non confondere il volume delle stelle con

la loro massa. Rimanendo inalterataquest'ultima, il volume può differire a seguito di variazioni di densità dovute asconvolgimenti interni alla stella.Essendo, al pari del Sole, delle sfere gassose, le stelle sono facilmente soggette aconsiderabili mutamenti della loro densità, pur non correndo per questo il rischio didisintegrarsi.

Stelle in fuga e stelle in avvicinamento: le stelle si muovono nel firmamento. È ovvio chela velocità di una stella che si sposta può essere stimata con sufficiente approssimazionese la direzione del movimento è perpendicolare alla linea che unisce l'osservatore allastella stessa. Ma alcuni corpi si allontanano o si avvicinano: in questo caso le stime sonofornite dalla spettroscopia attraverso l'applicazione dell'effetto Doppler [2].

TRA STELLA E STELLA: MATERIA INTERSTELLARE E NEBULOSEpolveri finissime e gas. Tale materia interstellare risultaNell'universo si trovano diffuse

concentrata in ammassi di materia chiamati nebulose composte da idrogeno, elio, ossigeno, azoto, carbonio e polvere interstellare. Le nebulose sono di tre tipi: nebulose oscure perché prive di luce, nebulose a riflessione perché debolmente luminose se attraversate dalla luce di una stella vicina, nebulose ad emissione se dotate di una tenue luce propria. L'estensione di una nebulosa (la "fabbrica" nella quale si producono le stelle) si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce. Il gas della nebulosa inizia a concentrarsi verso il centro per effetto della forza gravitazionale che spinge gli atomi di idrogeno l'uno contro l'altro. Ad un certo punto, quando gli atomi di H sono concentrati enormemente nel centro, inizia un processo di fusione nucleare che è in grado di fornire il massimo dell'energia dalla materia. Il diagramma H-R Il diagramma di Hertsprung-Russell mostra la relazione tra massa, colore.

E luminosità. La sequenza principale è lo stato in cui si vengono a trovare le stelle di medie dimensioni come il Sole. La classe spettrale non è altro che una classificazione delle stelle in base alla temperatura e quindi al colore. Va dall'azzurro al rosso e segue l'ordine O-B-A-F-G-K-M-N-R. Esiste poi una suddivisione ulteriore, per ampliare la precisione degli intervalli considerati, all'interno di ciascuna classe spettrale. L'ulteriore suddivisione va da 0 a 9 (ad esempio B2, G5) in ordine decrescente di luminosità.

Come nascono e muoiono le stelle è probabile che le stelle nascano dai cosiddetti globuli di Bok, veri addensamenti di gran quantità di polveri e gas che appaiono come nuclei oscuri e nettamente circoscritti all'interno della diffusa luminosità delle nebulose. All'interno dei globuli possono innescarsi moti turbolenti, che frammentano i globuli in ammassi più piccoli, all'interno dei

quali lareciproca attrazione gravitazionale tra le particelle della nebulosa dà inizio ad un processo d'aggregazione. Con il proseguire dell'addensamento, l'energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica facendo aumentare al temperatura del corpo gassoso, che si trasforma in una protostella da cui si diffondono radiazioni infrarosse. A causa della forza di gravità, la contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda; ma se la massa iniziale è scarsa la temperatura non arriva a far innescare le reazioni termonucleari: la contrazione si arresta e il corpo si raffredda, lasciando un'oscura nana bruna (stella mancata). Se invece la massa è sufficiente, continua a scaldarsi, fino a raggiungere temperature di 15 milioni di K, sufficienti a far innescare il processo termonucleare di trasformazione dell'idrogeno in elio. In tale reazione 4 nuclei d'idrogeno si fondono in un singolo nucleo d'elio. Ma nel corso

della fusione una parte della massa scompare e si converte in energia. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione dei gas verso l'esterno, fino a compensare la forza di gravità: si giunge così ad una fase di stabilità, durante la quale, la stella, ormai adulta, si trova nella sequenza principale del diagramma H-R, che rappresenta, quindi, la fase dell'evoluzione di una stella. Quando l'idrogeno è quasi consumato del tutto, il nucleo d'elio che si è formato finisce per collassare, cioè per contrarsi su se stesso; in tale processo si riscalda progressivamente fino a temperature di 100 milioni di K, sufficienti ad innescare nuove reazioni termonucleari, che trasformano l'elio in carbonio. La stella è entrata in una nuova fase e appare come una gigante rossa, ora la sua evoluzione seguirà diverse strade secondo la sua massa iniziale. Stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del

Continuano a collassare gradualmente fino a divenire corpi delle dimensioni della terra, con i nuclei degli atomi immersi in un "mare" continuo d'elettroni. Questa è l'origine delle nane bianche, che sono destinate a raffreddarsi lentamente perché prive di una fonte d'energia nucleare.

Stelle con massa iniziale come quella del sole allo stadio di giganti rosse, espellono i loro strati più esterni trascinati via dal vento stellare, dando origine a nubi sferiche di gas in espansione. Tali involucri vengono chiamati nebulose planetarie. Senza l'involucro esterno, la gigante rossa si trasforma in un nucleo rovente che continua a riscaldarsi ed a contrarsi a spese dell'idrogeno, fino al punto in cui la nebulosa scompare e la stella centrale diventa una nana bianca.

In alcuni casi si osservano vere e proprie esplosioni stellari, che si manifestano con un' improvviso aumento di luminosità e che danno origine alle supernovae.

con massa iniziale superiore di una decina di volte quella solare

Le temperature interne subiscono un forte innalzamento, fino ad alcuni miliardi di K, creando un nucleo di ferro. A questo punto il collasso si fa così rapido e violento da provocare un’esplosione; gran parte della stella, supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio. Il materiale rimante contrae per la forza di gravità, ma vista l’enorme massa rimasta, la sua densità aumenta in maniera inconcepibile, provocando un’ulteriore trasformazione: elettroni e protoni si fondono dando vita ad una stella di neutroni con un diametro di soli 20/30 Km.

Stelle con massa iniziale superiore a qualche decina di volte quella del sole

Dopo la fase di supernova, il collasso gravitazionale prosegue incontrastato formando un corpo sempre più piccolo con un campo gravitazionale immenso. Questo stadio è chiamato buco nero. Un buco nero è un pauroso oggetto freddo a senso unico:

qualunquecosa può entrarvi, ma non uscirne.

NASCITA DI UNA STELLA

La nascita di una stella, evento che si verifica continuamente nell'universo, avviene in circostanze particolari coinvolgendo una grande quantità di materia, (soprattutto gas) che, per effetto dell'attrazione gravitazionale all'interno di una Nebulosa, si concentra in uno spazio sempre minore. L'attrazione gravitazionale è la forza (scoperta da Isaac Newton) che fa cadere una mela dall'albero ed è quella forza che spinge tutto verso un punto comune: il centro della Terra, nel nostro caso.

L'addensarsi del gas in uno spazio più piccolo ne causa la diminuzione del volume e l'aumento della temperatura. (Per la legge dei gas perfetti). Nel caso in questione il gas è il più semplice dell'intero universo, ovvero l'Idrogeno (H), che è anche il gas presente in maggiore quantità nell'universo.

Da notare, tra l'altro,

che l'idrogeno non è l'unico gas presente in queste nubi. Infatti, oltre ad esso vi è in piccola parte dell'elio (il gas dei palloncini che volano appena li si lascia) e altri elementi ancora meno numerosi, comprese particelle di polvere cosmica, che altro non sono che molecole (o insiemi di atomi). Riepilogando, la composizione di queste nubi pre-stellari è la seguente: - Idrogeno - Elio - Ossigeno - Azoto - Carbonio - Polvere interstellare L'estensione di una nebulosa (la "fabbrica" nella quale si producono le stelle) si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce, vale a dire che, se la si volesse percorrere tutta in lungo e in largo alla velocità della luce (300.000 Km/sec) si impiegherebbero cento anni. Mentre, forse questo aiuta a capire l'estensione, percorrendola alla velocità di 100 Km/h si impiegherebbe circa un miliardo di anni (ora forse è più chiaro). Come detto, il gas della nebulosa inizia a

concentrarsi verso il centro per effetto della forza gravitazionale che spinge