Le Stelle – Riordiniamo le idee…

di IU5FRK
del 9 Maggio

Come trovare una bellissima stella…di giorno.

Chi non ha ma mai alzato gli occhi al cielo durante un bellissimo giorno e ha incrociato lo sguardo del Sole. Quella meravigliosa palla così luminosa in realtà è una stella, chiamata proprio “Sole”. So che se siete qua sapete cosa è il Sole, ma spieghiamolo anche alle persone che sono affamate di sapere. Quindi “Sole” è il nome specifico della stella al centro del nostro sistema solare, quella che ci scalda e che è in parte la responsabile della vita come la conosciamo noi. Altre stelle di altri “sistemi solari” hanno nomi diversi, spesso derivati da varie tradizioni astronomiche, storiche o culturali. Per esempio, alcune stelle famose hanno nomi come Sirius, Betelgeuse, Rigel, e Vega. Questi nomi possono derivare dall’antica astronomia araba, greca, o da altre culture. Ogni stella visibile nel cielo notturno può avere un nome proprio, anche se molte stelle più deboli, e meno note, hanno nomi principalmente composti da codici numerici o lettere, come quelli assegnati da cataloghi astronomici.

Se il Sole è una stella, cosa è una stella ?

Una stella è una sfera di plasma (un gas ionizzato estremamente caldo) tenuta insieme dalla propria gravità. La maggior parte delle stelle è composta principalmente da idrogeno ed elio. Le stelle sono le principali componenti delle galassie, come nella la nostra galassia (la Via Lattea). Il processo alla base dell’emissione di luce e calore di una stella è la fusione nucleare. Nel nucleo di una stella le pressioni e le temperature estremamente elevate fanno sì che gli atomi di idrogeno si uniscano per formare elio, rilasciando energia sotto forma di radiazione elettromagnetica. Questa energia si diffonde dall’interno della stella verso l’esterno e poi nello spazio.

Il destino delle stelle.

C’è un destino comune che abbraccia tutte le stelle. Dopo la loro nascita e dopo aver fatto un percorso di vita magari diverso tra loro perchè con caratteristiche diverse, arrivano, in qualche modo, tutte alla loro morte stellare. Le stelle infatti hanno diversi stadi di vita dopo la loro nascita, che includono diverse fasi come la sequenza principale, sequenza di gigante rossa o supergigante, e infine, a seconda della loro massa, possono concludere la loro esistenza come nane bianche, stelle di neutroni o buchi neri. La nostra stella, il “Sole”, per esempio, è una stella in sequenza principale che ha circa 4,6 miliardi di anni e si prevede che rimarrà in questa fase per altri 5 miliardi di anni circa (ma per i dettagli sulla nostra stella scriverò un articolo specifico).

La classificazione delle stelle.

Quando si parla del tipo di stella dobbiamo suddividere le stelle che si trovano nella sequenza principale e quelle che invece rappresentano le fasi successive alla sequenza principale che prendono quindi denominazioni diverse. Un esempio, se parliamo di Nana Rossa e di Gigante Rossa stiamo parlando di due tipi di stelle diverse perchè Nana Rossa è proprio una stella di tipo M nella sua sequenza principale mentre se parliamo di Gigante Rossa stiamo descrivendo una stella di tipo G che non è più nella sequenza principale ma che è invecchiata a tal punto da diventare una Gigante Rossa. In sintesi, in questo caso la struttura interna delle nane rosse, la loro bassa massa e il modo di gestire la  fusione nucleare impediscono loro di attraversare le fasi espansive e più energetiche vissute da stelle come il nostro Sole, che invecchiando invece diventerà una gigante rossa. Ecco perchè dobbiamo distinguere le fasi della vita della stella che danno delle denominazioni alla stella da quelle invece che vengono date alla nascita della stella stessa.

Stelle nella Sequenza Principale

Le stelle nella sequenza principale sono quelle che stanno attualmente fondendo idrogeno in elio nel loro nucleo. Questo è il periodo più lungo e stabile nella vita di una stella, e la maggior parte delle stelle nell’universo si trova in questa fase. La sequenza principale include stelle di diversi tipi spettrali:

  • Tipo O
    Denominazione Comune: Stelle azzurre o stelle blu
    Caratteristiche: Estremamente calde e massicce, con un’intensa emissione di radiazione ultravioletta.
  • Tipo B
    Denominazione Comune: Stelle blu-bianche
    Caratteristiche: Molto calde e luminose, meno massicce delle tipo O ma ancora tra le stelle più grandi e brillanti.
  • Tipo A
    Denominazione Comune: Stelle bianche
    Caratteristiche: Note per la loro vivida luminosità bianca e forte assorbimento dell’idrogeno.
  • Tipo F
    Denominazione Comune: Stelle bianco-gialle
    Caratteristiche: Più fredde delle tipo A, mostrano linee spettrali di idrogeno e metalli.
  • Tipo G
    Denominazione Comune: Stelle gialle
    Caratteristiche: Questo tipo include il nostro Sole, caratterizzato da una colorazione gialla e un equilibrio tra idrogeno e linee spettrali di metalli.
  • Tipo K
    Denominazione Comune: Stelle arancioni
    Caratteristiche: Più fredde del Sole, tendono ad avere una forte presenza di linee di assorbimento di metalli e bande molecolari.
  • Tipo M
    Denominazione Comune: Nane rosse
    Caratteristiche: Le stelle più fredde nella sequenza principale, con una intensa attività magnetica e frequenti flare.

Questi tipi spettrali sono ulteriormente suddivisi in base alla luminosità, indicata da numeri romani, dove il V indica stelle nella sequenza principale.

Stelle nella Fase Successiva alla Sequenza Principale

Dopo aver esaurito l’idrogeno nel loro nucleo, le stelle abbandonano la sequenza principale e entrano in fasi evolutive diverse in base alla loro massa originaria:

  • Giganti Rosse: Stelle di massa media e bassa (come il nostro Sole) che hanno esaurito l’idrogeno nel nucleo e hanno iniziato a fondere l’elio o elementi più pesanti. Espandono significativamente le loro dimensioni.
  • Supergiganti: Stelle di alta massa che dopo la sequenza principale entrano in una fase di fusione di elementi più pesanti e possono diventare enormemente grandi e luminose.
  • Nane Bianche: Non una fase evolutiva, ma il residuo denso e caldo lasciato dopo che una stella di massa media ha espulso i suoi strati esterni. Le nane bianche non svolgono fusione nucleare.
  • Stelle di Neutroni e Buchi Neri: Sono i resti di stelle massicce dopo un’esplosione di supernova. Le stelle di neutroni sono estremamente dense e possono formarsi pulsar o magnetar, mentre i buchi neri sono il risultato del collasso gravitazionale completo di una stella molto massiccia.

Due esempi concreti:

1) Le nane rosse si classificano nella sequenza principale come stelle di tipo spettrale M. Queste stelle sono le più fredde e meno massicce tra le stelle di sequenza principale, con temperature superficiali che possono essere inferiori a 3.700 Kelvin, e sono caratterizzate dal loro colore rosso distintivo.

Le nane rosse hanno diverse caratteristiche uniche che le distinguono dalle altre stelle di sequenza principale:

  1. Longevità: Le nane rosse bruciano il loro combustibile nucleare molto lentamente, il che le rende estremamente longeve. Possono rimanere nella sequenza principale per trilioni di anni, molto più a lungo di stelle più massicce come il nostro Sole.
  2. Stabilità: Sono stelle molto stabili senza le estreme variazioni di luminosità o le esplosive fasi di fine vita che caratterizzano le stelle più grandi. Questo le rende oggetti di interesse per la ricerca di pianeti extra-solari potenzialmente abitabili.
  3. Dimensioni e Massa: Le nane rosse sono relativamente piccole e leggere, con masse che vanno da circa il 7.5% a poco meno del 50% della massa del Sole e con raggi che sono solo una frazione di quello solare.
  4. Luminosità: Sono tra le stelle meno luminose della sequenza principale, il che le rende difficili da osservare a grande distanza nonostante siano le stelle più numerose nella nostra galassia.

In sintesi, le nane rosse sono un tipo fondamentale di stella nella sequenza principale, con caratteristiche che le rendono particolarmente interessanti sia dal punto di vista dell’evoluzione stellare.

Quindi la fine di una Nana Rossa può essere questa sotto descritta:

  1. Esaurimento dell’Idrogeno nel Nucleo: Le nane rosse consumano tutto l’idrogeno nel loro nucleo molto lentamente. Diversamente dalle stelle più massicce, le nane rosse fondono l’idrogeno in modo così efficiente che utilizzano quasi tutto il loro idrogeno disponibile, senza lasciare molto elio non fuso. Questo processo di fusione è sostenuto anche dalla convezione che trasporta l’idrogeno dal guscio esterno al nucleo.
  2. Contrazione e Raffreddamento: Dopo l’esaustione completa del loro idrogeno, le nane rosse non hanno abbastanza massa per innescare la fusione dell’elio (il processo che alimenta la fase di gigante rossa nelle stelle più grandi). Pertanto, non passano attraverso le fasi di gigante rossa o supernova. Invece, iniziano lentamente a contrarsi e raffreddarsi.
  3. Transizione a Nana Nera: La fase finale prevista per una nana rossa, dopo che ha smesso di effettuare la fusione nucleare, è quella di raffreddarsi gradualmente diventando una “nana nera”. Una nana nera è essenzialmente ciò che rimane dopo che una nana rossa si è raffreddata completamente. È un oggetto stellare che non emette più luce visibile a causa del suo basso calore residuo. (Il concetto di “nana nera” è al momento teorico, in quanto l’universo non è abbastanza vecchio perché una nana rossa abbia potuto completare il suo intero ciclo di vita e raffreddarsi fino a diventare una nana nera. Stiamo parlando di tempi che superano i trilioni di anni, molto più lunghi dell’età attuale dell’universo, stimata attorno ai 13.8 miliardi di anni).

2) Le giganti rosse non fanno parte della sequenza principale. Queste stelle rappresentano una fase successiva nella vita di una stella, che segue la sequenza principale. Le giganti rosse sono il risultato dell’evoluzione di stelle che originariamente erano di tipo spettrale F, G, K, e talvolta M, quando erano nella sequenza principale. Ecco come una stella diventa una gigante rossa:

      Origine delle Giganti Rosse:

  1. Esaurimento dell’Idrogeno nel Nucleo: Durante la sequenza principale, una stella fonde l’idrogeno in elio nel suo nucleo. Quando la maggior parte dell’idrogeno è stato convertito in elio, le reazioni di fusione rallentano o si fermano, poiché l’elio richiede temperature molto più elevate per fondere rispetto all’idrogeno.
  2. Contrazione del Nucleo ed Espansione degli Strati Esterni: Con la diminuzione delle reazioni di fusione, il nucleo della stella inizia a contrarsi sotto l’influenza della gravità. Questa contrazione aumenta la temperatura del nucleo. L’aumento della temperatura permette alla stella di iniziare la fusione dell’idrogeno in un guscio sottile attorno al nucleo di elio inerte. L’energia aggiuntiva prodotta da questa fusione nel guscio fa espandere gli strati esterni della stella, aumentandone notevolmente il raggio e riducendo la temperatura superficiale, che dà alla stella un colore rosso.
  3. Aumento della Luminosità: Nonostante la superficie della stella si raffreddi, l’aumento del raggio fa sì che la luminosità complessiva della stella aumenti significativamente. Questo è il motivo per cui le giganti rosse sono tra le stelle più luminose in cielo nonostante le loro basse temperature superficiali.

Conclusioni

La transizione di ogni fase delle stelle è determinata principalmente dalla massa della stella. Stelle più massicce bruciano il loro combustibile più rapidamente e passano attraverso queste fasi evolutive in tempi relativamente brevi, mentre stelle meno massicce come nane rosse possono rimanere nella sequenza principale per miliardi o anche trilioni di anni. Questa classificazione aiuta a comprendere non solo il presente di una stella, ma anche il suo passato evolutivo e il suo futuro.

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Astronomia - IU5FRK

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