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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. 63

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 la

reciproca 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 sole

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

novae.

improvviso aumento di luminosità e che danno origine alle 64

Stelle 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: qualunque

cosa 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 e' l'unico gas presente in queste nubi. Infatti oltre

ad esso vi e' 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 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, vale a dire il processo che è in grado di fornire il massimo dell'energia

dalla materia.

Inizialmente queste nubi di gas e polvere interstellare si trovano ad una temperatura di

circa 100 °K (circa -170°C) ed inoltre la loro densita' è di qualche centinaio di atomi per

metro cubo, centinaia di volte lo spazio circostante perché questa é di appena qualche 65

atomo per metro cubo. Basti pensare che la densita' di qualsiasi cosa sulla terra e' di

miliardi di atomi per metro cubo. Il vuoto di cui stiamo parlando, quindi, e' milioni di volte

piu' "spinto" del piu' grande vuoto spinto creato sulla terra con apparecchiature ad alta

tecnologia.

In questo stato in cui la materia sta addensandosi e stanno inziando le reazioni di fusione

la stella è nella cosiddetta fase T TAURI dal nome di una stella della costellazione del

Toro in una simile condizione. Di solito, poichè le nubi di gas sono molto estese e ricche di

massa, non si forma una sola stella ma molte di più. Avviene quindi la nascita simultanea

di più stelle tutte dalla stessa nube e queste, poichè sono a distanze relativamente vicine,

formano quello che viene chiamato un "Ammasso aperto". Gli ammassi sono indice di

formazione stellare ed infatti le stelle che li compongono sono relativamente giovani ed

azzurre (per la grande quantità di materia che hanno a disposizione si formano stelle

massive).

Lo sbalzo termico e' enorme: infatti la temperatura che la nube deve raggiungere nel suo

nucleo per far si che la stella nasca é di circa 12 milioni di gradi. Se la nube in contrazione

(detta anche protostella) non risce a raggiungere tale temperatura perche' la sua massa di

partenza non era sufficiente, allora la stella non si accendera' al 100% e si presentera' un

oggetto detto "Nana Bruna" vale a dire una piccola stella con una temperatura piuttosto

bassa e poco luminosa.

Quantità di materia ancora più piccole possono invece arrivare a formare oggetti simili a

Giove o Saturno che, in quanto tali, possono essere considerati stelle mal riuscite.

Quindi, nel caso in cui la quantità di materia iniziale è ridotta ma comunque sufficiente a

generare temperature adatte alla fusione, allora si formerà una stella molto piccola

rossastra che, però, splenderà moltissimo tempo per motivi che poi vedremo.

Al contrario se la massa inziale è più che sufficiente allora si formerà una stella ben più

grossa con un colore, dovuto alla alta temperatura, che tenderà al bianco o, addirittura

all'azzurro. La stella in tal caso sarà detta una Gigante azzurra.

Come si può immaginare questi sono i due estremi: da un lato la stella piccola e rossastra

che sarà destinata a vivere miliardi di anni. Dall'altro una stella grande azzurra o bianca

che, al contrario, vivrà poco più di 100 milioni di anni o giù di lì.

Naturalmente una via di mezzo a questi due "estremi" esiste ed è rappresentata da stelle

come il Sole di colore giallo-arancio.

Il processo di fusione genera un'energia e la temperatura inzia a salire enormemente.

Una cosa molto importante da notare e' la caratteristica dell'ambiente che si viene a creare

nei dintorni della stella nascente. Infatti, tutto il sistema con la stella al centro e e le polveri

che la circondano ruota perchè nell'universo tutto ha un movimento rotatorio.

Durante la rotazione gli elementi più pesanti si accrescono urtandosi a vicenda grazie ad

un processo che porterà alla formazione di pianeti e satelliti. Stiamo assistendo in pratica

alla creazione di un sistema solare.

La formazione di sistemi planetari come il nostro dovrebbe quindi essere la norma

nell'universo, per quanto riguarda le stelle singole. Cosa che non dovrebbe accadere nelle

stelle doppie.

Quando la temperatura all'interno del nucelo ha raggiunto i 12 milioni di gradi la stella si

accende e inizia la fase evolutiva. Il processo di combustione, che genera dell'elio, è un

processo molto efficiente per produrre energia perche' basti pensare che da un

chilogrammo di idrogeno si ricavano, nella combustione di una stella, energie prodotte da

200 tonnellate di petrolio. Ed e' questa energia che ci fa vivere e fa splendere il nostro sole

per cosi' tanto tempo.

Ed è anche questa energia che sulla Terra si spera di governare, creando la cosiddetta

"Fusione controllata". Per ora gli sforzi in questa direzione portano solo alla creazione di

ordigni di fatale mostruosità. Evidentemente quindi non si riescono ancora a sfruttare le 66


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AUTORE

flaviael

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DETTAGLI
Corso di laurea: Corso di laurea in scienze ambientali e naturali
SSD:
Università: Siena - Unisi
A.A.: 2006-2007

I contenuti di questa pagina costituiscono rielaborazioni personali del Publisher flaviael di informazioni apprese con la frequenza delle lezioni di Geografia astronomica e studio autonomo di eventuali libri di riferimento in preparazione dell'esame finale o della tesi. Non devono intendersi come materiale ufficiale dell'università Siena - Unisi o del prof Millucci Vincenzo.

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