Cosa sono le stelle: definizione e classi

Di Redazione Studenti.

Cosa sono le stelle: dalle nebulose alle giganti rosse. Evoluzione dei corpi celesti, definizione e caratteristiche delle stelle

COSA SONO LE STELLE

Le stelle sono dei corpi celesti che a differenza dei pianeti “brillano di luce propria” e hanno propria energia.
Il pianeta invece può essere paragonato ad una sorta di sasso che gira attorno ad una stella perché necessita di lei: la Terra, il nostro pianeta, ha bisogno della stella Sole per avere vita al suo interno.
Le stelle che noi riusciamo a vedere ad occhio nudo sono circa 6000, e ci appaiono come punti più o meno luminosi e nel caso di quelli più splendenti hanno anche diversi colori.

Le stelle, che cosa sono: definizione e caratteristiche
Le stelle, che cosa sono: definizione e caratteristiche — Fonte: getty-images

Col passare del tempo l’uso di strumenti sempre più raffinati ha permesso di conoscere altre caratteristiche delle stelle come massa, temperatura, composizione chimica  e così via. Queste hanno permesso di catalogare le stelle all’interno di gruppi omogenei che ci aiutano anche a capire cosa sono le stelle e che ruolo svolgono all’interno dell’universo dato che comunque le stelle sono i corpi più diffusi nell’Universo.

Le caratteristiche delle stelle

La caratteristica principale delle stelle è la loro luminosità: già dall’antichità le stelle sono state divise, in base alla loro luminosità misurata con degli appositi strumenti chiamati fotometri fotoelettrici, all’interno di sei ordini di grandezza (la prima per quelle più luminose e l’ultima per quelle più deboli, ma ancora visibili ad occhio nudo).

Oggi il termine “grandezza” viene sostituito con la parola magnitudine. Si è visto che tra una classe è l’altra c’era una differenza di 2,5 volte: quindi le stelle della prima classe sono 2,5 volte più luminose di quelle della seconda e (2,5) al quadrato=6,25  volte più luminose di quelle della terza. Ci si è però resi conto che esistevano stelle più luminose di quelle già inserite nella prima classe, e stelle ancora più deboli di quelle di sesta magnitudine quindi si è iniziato a parlare di magnitudine 0 e magnitudine negativa.
La luminosità delle stelle che noi percepiamo è solo in parte dovuta alla luminosità che queste riescono effettivamente ad emettere perché molto dipende dalla distanza della stella dall’osservatore.

La magnitudine delle stelle

Quindi la magnitudine fin’ora citata viene chiamata magnitudine apparente (m) mentre se vogliamo parlare della luminosità intrinseca di una stella dobbiamo parlare di magnitudine assoluta (M) e cioè la luminosità che una stella emetterebbe se fossero poste tutte ad una distanza standard di 10 parsec. (Il sole, che noi vediamo come una stella gigantesca, se posto ad una distanza standard sarebbe appena visibile ad occhio nudo).
La relazione matematica tra m e M è: M = m più 5 – logd.

  • M = magnitudine assoluta
  • m = magnitudine apparente
  • d = distanza in parsec

Il calcolo di M a partire da m è un po’ limitativo perché non sempre è possibile conoscere la distanza che c’è tra noi e una stella.

Gli spettri

C’è un’altra caratteristica delle stelle, gli spettri, che ha permesso di suddividere queste in classi: le stelle che appartengono alla stessa classe hanno anche stessa magnitudine apparente. A partire quindi da questo dato noto, e confrontandolo con “m” si può calcolare la distanza anche per quelle stelle per cui non è possibile farlo con gli strumenti. Non tutte le stelle hanno una luminosità costante: ci sono stelle, le variabili pulsanti, la cui luminosità cresce o si indebolisce a intervalli regolari. Tra queste ricordiamo quelle note come le variabili tipo Cefeidi, grandi stelle gialle che a intervalli regolari tra 2 e 50 giorni cambiano livello di splendore.

I sistemi di stelle

Esistono anche i Sistemi di stelle, doppi o multipli. Le stelle a volte “si inseguono” attorno allo stesso centro di rotazione, e a volta i componenti del sistema si riconoscono al telescopio mentre a volte si riconoscono solo dalle diverse luminosità.

È importante studiare le stelle binarie perché dall’analisi delle loro orbite è possibile risalire alla loro massa (compresa tra 1/10 e 50 volte quella del sole). Invece dall’analisi dei periodo di occultazione, e cioè quando una stella passa davanti all’altra rispetto a noi, è possibile ricavare il diametro di una stella: questo ci ha fatto conoscere stelle molto piccole come il Solo o stelle gigantesche come la VV Cephei, che ha un diametro 1200 volte maggiore del Sole.

Con l’impiego di spettroscopi ogni raggio luminoso da origine ad uno spettro, cioè una strisce visibile o su uno schermo o su una lastra fotografica. Questa striscia è formata o da bande con tutti i colori dell’iride (dal rosso: luce a lunghezza d’onda maggiore al blu: luce a lunghezza d’onda minore) oppure da righe luminose, la cui posizione, spessore e numero dipendono dalla natura chimica del raggio luminoso.

Le analisi spettrali

Il tipo spettrale dipende però dalla temperatura del corpo che emette luce e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura, e questo è dimostrato dai diversi colori delle stelle (il colore di una stella è strettamente legato alla temperatura). All’aumentare della temperatura di un corpo diminuisce la lunghezza d’onda della radiazione luminosa e si passa quindi dal rosso al blu.

Quindi le diverse temperature danno origine a diversi tipi spettrali e le stelle vengono perciò classificate in varie classi spettrali ordinate in funzione dei valori decrescenti delle stelle: la classo O contiene le stelle più caldo, ad alta temperatura, di colore bianco-azzurro, mentre la classe M contiene le stelle più “fredde” di colore rosso; il sole appartiene ad una classe intermedia, che ha come colore caratteristico il giallo-arancione.

Le analisi spettrali hanno messo in evidenza una certa uniformità nella composizione chimica delle atmosfere stellari (la parte più esterna dell’ammasso di materia della stella): 80% di idrogeno, 19% di elio, 1% formato da tutti gli elementi chimici che esistono.

Esistono 3 tipi di spettri:

  • spettro continuo à lampada a incandescenza
  • spettro di emissione à prodotto da gas incandescenti a bassa pressione (Idrogeno, Mercurio, Azoto, Ferro)
  • spettro di assorbimento à luce che è passata attraverso un gas a bassa pressione (Sole)

Le stelle non sono fisse, ma sono in continuo movimento anche se questo è impercettibile a noi a causa della distanza. Possiamo però capire se una stella è in fuga o si sta avvicinando a seconda da come ci appare modificato il suo spettro. Se il corpo si allontana le righe del suo spettro tendono verso il rosso (lunghezza d’onda maggiore) se invece il corpo si sta avvicinando a noi le righe del suo spettro tendono verso il blu (blu sempre più intenso a seconda dell’aumentare della temperatura).

Le nebulose

Le stelle sono inserite nella materia interstellare formata da gas e polveri finissime. Questa materia risulta spesso concentrata in una sostanza simile alla nebbia ed è per questo che questi ammassi sono chiamati nebulose (dal latino nebula). Le nebulose possono essere:

  • oscure, ammassi scuri perché privi di luce
  • a riflessione, ammassi attraversati dalla luce di stelle molto brillanti e vicine
  • a emissione, ammassi dotati di una proprio tenue luce.

Dalla materia interstellare si sono originate, e continueranno a formarsi, le stelle.

L'EVOLUZIONE DEI CORPI CELESTI

Alcune delle caratteristiche delle stelle ci fanno intuire che negli astri sono in gioco quantità enormi di energia che viene dispersa nello spazio in varie forme. Ma qual è  la fonte di questa fonte in apparenza inesauribile di energia? Esaminiamo questo problema partendo dalla stella a noi più vicina: il Sole. (Del sole noi vediamo solo la parte più esterna, ma l’elaborazione dei dato conosciuti ha permesso di raggiungere importanti risultati scientifici).

La massa di gas ad alte temperature che forma il sole è in equilibrio dinamico, quindi non si contrae ne si espande. Scendendo dalla superficie (che noi vediamo) verso l’interno il peso dei gas sugli strati sottostanti aumenta sempre di più, come aumenta anche la densità dei gas sempre più compressi. Se a tutto questo non si opponesse qualcosa il Sole finirebbe per crollare su se stesso dando luogo ad un “collasso gravitazionale", invece a tutto questo si oppone la pressione dei gas che aumenta man mano che aumenta la temperatura. Quindi l’equilibrio del Sole è dovuta all’aumentare della temperatura dei gas con la profondità.

In queste condizioni però la materia cambia caratteristiche: non esistono più legami molecolari ma il gas è formato da elettroni liberi e nuclei atomici essenzialmente di idrogeno e di elio. A causa delle elevate temperature tali nuclei sono in continuo movimento e danno luogo a delle collisioni così violente da provocare una fusioni termonucleare che trasforma l’idrogeno in elio.

Precisamente 4 nuclei di idrogeno dallo luogo a un nucleo di elio. Nel corso della fusione una parte della massa scompare e si converte in energia: precisamente ogni nucleo di elio formato il Sole perché lo 0,7% di massa che si trasforma in energia secondo la l’equazione di Einstein à E = m x c al quadrato [c = velocità della luce nel vuoto]. Il Sole ogni secondo perde 4,5 milioni di tonnellate di massa che viene convertita in energia: nato circa 5 miliardi di anni fa il Sole, nelle attuale stadio, può durare almeno altri 5 miliardi di anni.

Il sole, la stella del nostro Sistema Solare
Il sole, la stella del nostro Sistema Solare — Fonte: istock

Le stelle quindi, come il Sole, producono energia con la loro fornace dove avvengono reazioni nucleari però ad un certo punto il combustibile sarà tutto bruciato: questo ci fa capire che anche le singole stelle hanno un evoluzione.

L’evoluzione delle stelle avviene in tempi lunghissimi, anche miliardi di anni come nel caso del Sole, e lo strumento che abbiamo per ricostruire questa evoluzione è il diagramma H – R, diagramma ideato indipendentemente da due astronomi Hertzsprung e Russell (dai quali poi prende il nome H – R).

Dalle nebulose alle giganti rosse: un’evoluzione comune a tutte le stelle

Dalla formazione di una stella al suo “invecchiamento”: le stelle trovano il loro inizio nelle nebulose, ammassi di polveri sottili e gas freddi. Le stelle nascono dai cosiddetti globuli di Bok, addensamenti di polveri e gas che appaiono come nuclei oscuri e circoscritti nella luminosità delle nebulose. All’interno di questi globuli possono innescarsi dei moti turbolenti che lo frantumano in ammassi più piccoli all’interno dei quali l’attrazione gravitazionale tra le particelle di nebulosa costrette ad avvicinarsi iniziano ad aggregarsi.

L’energia gravitazionale con il processo di addensamento si trasforma in energia cinetica, aumenta la temperatura del corpo che si trasforma in protostella (primo abbozzo di stella).

Il ruolo della forza di gravità

La contrazione prosegue a causa della forza di gravità e il nucleo della protostella di riscalda: se la massa iniziale è scarsa la temperatura non riesce a far innescare le reazioni nucleari, la contrazione si arresta il corpo si raffredda lasciando un’oscura Nana Bianca, una stella mancata. Se invece la massa è sufficiente continua a riscaldarsi fino a raggiungere temperature in gradi di far innescare il processo di trasformazione dell’idrogeno in elio. La pressione dei gas aumenta fino a compensare la forza di gravità e si giunge ad una fase di stabilimento, dove la stella di posizione della fascia della sequenza temporale del diagramma H – R.

La posizione e la permanenza nella sequenza principale dipendono dalla massa iniziale della nebulosa da cui si è originata la stella. (Le stelle gialle come il sole sono destinate a restare nella sequenza principale per circa 10 miliardi di anni, quindi il Sole può essere considerato una stella di “mezza età” dato che è nato circa 5 miliardi di anni fa).

Quando è ormai consumato quasi tutto l’idrogeno il nucleo di elio che si forma, molto più denso del nucleo di idrogeno finisce per collassare (contrarsi su se stesso), si scalda ancora di più fino a raggiungere temperature sufficienti per innescare nuove reazioni nucleari tali da trasformare l’elio in carbonio. A causa delle altissime temperature l’involucro gassoso esterno della stella si espande enormemente: la superficie si dilata e si raffredda, finché non si raggiunge un nuovo equilibrio à la stella è entrata in una nuova fase la gigante rossa.

A seconda della massa della stella continuano ancora le reazioni nucleari ma ad un certo punto il combustibile nucleare esaurisce e la stella deve lasciare la fase di gigante rossa per avviarsi verso la sua fine. Questo è un processo che spetta a ogni stella.

Masse diverse, destini diversi

Dopo la fase di gigante rossa invece l’evoluzione stellare segue strade diverse, che dipendono dalla massa iniziale della stella.

  • Stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del sole: sono destinate a collassare gradualmente fino a divenire corpi delle dimensioni della Terra. È questo il destino delle Nane Bianche, destinate a raffreddarsi gradualmente perché sprovviste di una fonte di energia nucleare.
  • Stelle con massa iniziale come quella del sole, o poco superiore: finiscono ugualmente come nane bianche ma prima attraversano una fase particolare: arrivate allo stadio di giganti rosse espellono i loro strati più esterni trascinati via da un vento stellare e danno origine alle nebulose planetarie che però dopo alcune migliaia di anni diventano nane bianche.

A volte si verificano invece delle vere e proprie esplosioni stellari che si manifestano con un improvviso aumento di luminosità, è il caso delle novae (come venivano indicate dagli antichi le stelle sconosciute prima di un aumento di luminosità)

  • Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del sole: la temperatura della stella aumenta sempre di più innescando processi che fanno luogo alla formazione di nuovi elementi. A questo punto il collasso si fa così violento da liberare una quantità enorme di energia che si traduce in un’immane esplosione: gran parte della stella, definita supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio. Il materiale che rimane dopo l’esplosione deve collassare per gravità la massa è troppo grande così elettroni e protoni si fondono e si forma una Stella di Neutroni, un corpo molto molto piccolo.
  • Se la massa della stella è qualche decina di volte quella del Sole: dopo la fase di supernova il collasso gravitazionale non trova più forza sufficienti a contrastarlo: la contrazione prosegue, la densità aumenta sempre più e si forma un corpo sempre più piccolo circondato da un campo gravitazionale immenso. 

L'ORIGINE DEGLI ELEMENTI

L’energia delle stelle è dovuta a reazioni termonucleari che oltre a produrre energia producono anche nuovi elementi, come l’elio che si forma a spese di 4 nuclei di idrogeno. Nelle stelle con massa maggiore rispetto a quella del Sole questi processi non si fermano all’elio ma vanno oltre grazie a temperature sempre più alte producendo altri elementi, fino al ferro (non possono formarsi elementi più pesanti: energie e condizioni che si trovano solo nelle prime fasi dell’esplosione di una supernova).

Questi elementi appena formati si disperdono nello spazio e finiscono col mescolarsi con la materia interstellare. La materia interstellare è poi concentrata localmente nelle nebulose dalle quali si originano nuove stelle: gli atomi di quei nuovi elementi entrano a far parte della massa del nuovo astro.

Ecco perché nel Sole si riconoscono tracce di oltre 60 elementi, nonostante il Sole abbia temperature in grado di trasformare solo l’idrogeno in elio. Il nostro astro è quindi una stella di “seconda mano”, in cui compaiono atomi nati da antichissime esplosioni stellari.