Stelle

Le stelle sono sfere di plasma nello spazio, tenute insieme dalla forza di gravità della loro enorme massa, che producono luce ed energia attraverso un processo chiamato fusione nucleare. Questa energia si libera come radiazione elettromagnetica (luminosità), particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Oltre a generare energia, nel nucleo delle stelle sono prodotti elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio attraverso un processo chiamato "nucleosintesi". Tutti gli atomi pesanti che conosciamo sono nati in una stella. Gli atomi nella tua mano sinistra provengono probabilmente da una stella differente da quelli corrispondente alla tua mano destra.

Il Sole, la stella più vicina alla Terra, ha un impatto significativo sul nostro pianeta, fornendoci la maggior parte della nostra energia. Le altre stelle, più lontane, appaiono come piccoli punti luminosi nel cielo notturno. Nonostante sembrino fisse, le stelle cambiano nel corso del tempo, passando attraverso varie fasi della loro vita. Questo processo di cambiamento è rappresentato nel diagramma di Hertzsprung-Russell, uno strumento che traccia la temperatura e la luminosità (o magnitudine) delle stelle, mostrando le varie fasi della loro vita.

Le reazioni termonucleari nelle stelle garantiscono il loro rifornimento energetico, trasformando l'idrogeno, che costituisce il 70% della massa stellare, in elio, che rappresenta il 28%. Questo processo di trasformazione si basa sulla fusione nucleare e richiede un'energia molto elevata per superare la barriera repulsiva del potenziale coulombiano, permettendo alle particelle di avvicinarsi a distanze inferiori al "raggio d'azione" delle forze nucleari (circa 10^-13 cm).

Le stelle possono essere di varie dimensioni, da oggetti molto piccoli chiamati nane brune a giganti come Betelgeuse, che è più grande dell'orbita terrestre. La massa delle stelle varia da 0,08 a 150-200 volte la massa del Sole. Le stelle con una massa inferiore a 0,08 volte quella del Sole sono chiamate nane brune. Questi corpi celesti sono una sorta di ibrido tra stelle e pianeti, in quanto non producono energia attraverso la fusione nucleare.

Tradizionalmente le stelle sono catalogate in base alla classificazione proposta da Henry Draper in funzione della temperatura superficiale della stella. Nel corso del tempo sono state aggiunte nuove classi ed è stato aggiunto un ulteriore indicatore M-K (Morgan-Keenan), composto da un numero romano da I a V, per considerare anche la luminosità delle stelle. Questo sistema di classificazione spettrale delle stelle è anche noto come "Sistema di Harvard" ed è composto da una classe spettrale (O, A, B, G, K, M) e da un indicatore di luminosità (da I a V).

Le stelle possono essere singole o far parte di sistemi stellari composti da due o più stelle legate dalla forza di gravità. A loro volta i sistemi stellari possono formare degli ammassi stellari, che insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, costituiscono le galassie. Soltanto nella nostra galassia, la Via Lattea, ci sono oltre 100 miliardi di stelle di varie tipologie. Alcune sono più piccole e meno luminose del Sole, altre, come Betelgeuse, sono gigantesche, con un diametro maggiore dell'orbita terrestre.

La descrizione di una stella richiede l'analisi di diversi parametri chiave, tra cui la magnitudine, la temperatura superficiale, il colore, il raggio e la massa.

• La magnitudine (luminosità)
  Le stelle sono classificate per luminosità, o magnitudine. Più debole è la luce di una stella, maggiore è il suo numero di magnitudine. Ad esempio, una stella di terza magnitudine è più debole di una di seconda magnitudine.
• La temperatura superficiale
  Le stelle vengono categorizzate in funzione della loro temperatura, iniziando dalle più calde fino a raggiungere le più fredde. Queste categorie sono rappresentate da lettere specifiche: O, B, A, F, G, K, M, con ogni lettera che rappresenta una differente fascia di temperatura. Oltre a ciò, all'interno di ogni categoria esistono delle sottoclassi, identificate da numeri. Un esempio pratico può essere il nostro Sole, che rientra nella categoria G e, più precisamente, nella sottoclasse 2, divenendo così una stella di tipo G2.
• Il colore
  Il colore della luce che emettono varia con la temperatura: stelle più fredde emettono luce rossa, quelle di temperatura media luce giallastra, e le più calde luce bianco-azzurra.
• Il raggio
  La misura del raggio delle stelle è molto difficile a causa della distanza. Tuttavia, è possibile stimare indirettamente la dimensione delle stelle in base alla loro temperatura superficiale e luminosità.
• La massa
  La massa delle stelle può essere calcolata indirettamente osservando gli effetti gravitazionali delle stelle all'interno dei sistemi binari, in cui due stelle ruotano intorno al loro comune baricentro a causa della mutua attrazione gravitazionale, similmente a come accade nel sistema Terra-Luna. Un altro metodo di misurazione si basa sulla relazione statistica tra la massa e la luminosità della stella.

La vita di una stella

Man mano che passa il tempo, una stella cambia. Questo cambiamento segue un percorso preciso, fatto di varie fasi o 'passaggi'. In ogni fase, la stella ha una luminosità e una temperatura differente, come se fosse in una nuova 'stagione' della sua vita. Questo percorso, che rappresenta il ciclo di vita di una stella, può essere rappresentato con un grafico chiamato diagramma di Hertzsprung-Russell (o diagramma H-R).

Osservando attentamente questo diagramma, si nota immediatamente come un'ampia percentuale di stelle sia raggruppata lungo un tracciato che va dall'angolo inferiore destro (stelle fredde e di scarsa luminosità) a quello superiore sinistro (stelle estremamente calde e luminose). Queste sono stelle stabili e si trovano in una fase intermedia del loro ciclo di vita.

Il ciclo vitale di una stella è suddiviso in diverse fasi

• La formazione della stella
  Le stelle nascono all'interno di grandi nubi di gas e polveri interstellari, conosciute come nebulose. Queste nubi sono costituite in prevalenza da idrogeno, l'elemento chimico più comune nell'universo. La nascita di una stella inizia quando il gas all'interno di una nebula raggiunge una densità tale da scatenare un collasso gravitazionale. Questo collasso genera una pressione immensa che provoca il riscaldamento del gas. Al centro di questo cumulo, la temperatura può raggiungere diversi milioni di gradi, sufficienti per innescare le prime reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno.
• La fase di stabilità
  La fusione termonucleare dell'idrogeno produce elio e rilascia un'enorme quantità di energia. Questa energia esercita una pressione verso l'esterno che contrasta il collasso gravitazionale, stabilizzando la stella. Ad esempio, il nostro Sole è una stella stabile. In questa fase, la stella raggiunge una configurazione stabile e vi rimane per la maggior parte della sua vita. Le stelle in configurazioni sono quelle appartenenti alla Sequenza principale nel diagramma H-R. La fase di stabilità ha una durata variabile: da pochi milioni di anni per le stelle più grandi e massive fino a molti miliardi di anni per quelle più piccole.

  Esempio. Le stelle con una grande massa diventano più calde, quindi appaiono di colore blu, e consumano il loro idrogeno in pochi milioni di anni. Al contrario, di massa più piccola sono meno calde, quindi appaiono rosse, consumano l'idrogeno più lentamente. Spesso rimangono stabili per miliardi di anni. Tra questi due estremi esistono varie tipologie intermedie di stelle. Ad esempio, le stelle di tipo giallo, come il nostro Sole, rimangono nella sequenza principale per circa 10 miliardi di anni.

• La decadenza
  Quando la stella ha consumato quasi tutta la quantità di idrogeno, le reazioni di fusione nucleari si riducono nel suo nucleo. Di conseguenza, l'energia emessa dal nucleo non è più sufficiente a sostenere la grande quantità di elio accumulata negli strati più esterni della stella che collassano verso l'interno. Questo collasso provoca un aumento di temperatura, sufficiente a innescare nuove reazioni di fusione termonucleare. L'energia prodotta da queste nuove reazioni causa un'espansione dell'involucro esterno di gas della stella che ingloba i pianeti più vicini. Questo involucro esterno si raffredda tanto da cambiare colore e diventare rosso, creando così una gigante rossa. A questo punto il destino della stella gigante rossa dipende dalla sua massa.
  • Nana bianca
    Se la massa della stella è simile o inferiore al nostro Sole, la gigante rossa perde gli strati esterni al nucleo lasciando il nucleo scoperto. Gli strati formano una nube in espansione detta nebulosa planetaria. Le reazioni termonucleari cessano ma il nucleo resta estremamente caldo per molto tempo diventando una nana bianca. Quando anche il nucleo si raffredda, la nana bianca si trasforma in un corpo oscuro e inerte, chiamato nana nera.
  • Nova
    Se la massa della stella è leggermente superiore a quella del Sole, il collasso gravitazionale libera una quantità di energia tale da provocare una vera e propria esplosione stellare che espelle parte del suo materiale verso l'esterno. La stella si trasforma in una Nova. È detta così perché l'esplosione appare come un nuovo bagliore nel cielo notturno e in passato gli astronomi pensavano fosse la nascita di una nuova stella.
  • Supernova
    Se la massa della stella è almeno tre volte superiore a quella del Sole, il collasso causa un'esplosione talmente potente da disintegrare la stella. Viene rilasciata un'enorme quantità di energia che espelle le nubi di gas e materia più lontano nello spazio circostante. Ciò che resta collassa nel nucleo formando una stella molto più piccola e densa, detta stella a neutroni, oppure un buco nero, un corpo con un enorme campo gravitazionale che attira a sé anche la luce.

La struttura di una stella

Le stelle sono strutture complesse e dinamiche, e la loro struttura è determinata da una serie di delicati equilibri tra forze opposte. Al cuore della comprensione della struttura stellare ci sono alcuni processi fisici fondamentali:

• Gravità
  La gravità è la forza che tende a far collassare la stella su se stessa. Ogni elemento di massa all'interno di una stella attrae ogni altro elemento a causa della legge universale della gravitazione di Newton. Questa attrazione mutua è ciò che inizialmente porta alla formazione di una stella da una nube di gas e polveri interstellari e continua a essere una forza dominante che determina la struttura della stella.
• Pressione Interna
  Per contrastare la forza di gravità che tende a far collassare la stella, esiste una pressione interna. Questa pressione è principalmente di origine termica, derivante dalle reazioni nucleari che avvengono nel nucleo della stella. La temperatura e la pressione al centro di una stella sono estremamente elevate, consentendo la fusione nucleare di elementi come l'idrogeno in elementi più pesanti (ad esempio, l'elio). Questo rilascio di energia fornisce la pressione necessaria per sostenere la stella contro il collasso gravitazionale.

La condizione di equilibrio in una stella, dove la forza gravitazionale è esattamente bilanciata dalla pressione interna, è conosciuta come equilibrio idrostatico. Questo equilibrio determina la struttura della stella in ogni momento della sua vita, fino a quando il carburante nucleare non si esaurisce o avvengono cambiamenti significativi nella sua struttura interna.

Per sostenere la pressione interna e mantenere l'equilibrio idrostatico, una stella deve continuamente irradiare energia nello spazio sotto forma di luce e altre radiazioni. Il trasporto di energia dal nucleo verso la superficie della stella avviene principalmente attraverso radiazione e convezione, a seconda della fase evolutiva della stella e della sua struttura interna.

Ad esempio, il nostro Sole collasserebbe in soli 30 minuti se non ci fosse la pressione interna delle radiazioni a bilanciare la forza di gravità. Il tempo necessario a una stella per collassare su se stessa è conosciuto come tempo dinamico o di caduta libera.

Mentre una stella irradia energia nello spazio, deve sostituirla per mantenere la pressione termica necessaria a contrastare la gravità. La fonte principale di questa energia è la fusione nucleare nel nucleo della stella. L'equilibrio tra il tasso di fusione nucleare e il tasso di perdita di energia alla superficie determina la luminosità e la temperatura superficiale della stella.

Una robusta teoria della struttura stellare, quindi, deve descrivere come questi processi interagiscano per formare una stella, determinare le sue proprietà osservabili (come la massa, il raggio, la luminosità e la temperatura superficiale) e prevedere l'evoluzione della stella nel tempo. La teoria deve anche spiegare come differenti stelle possano avere strutture interne diverse, che portano a diverse fasi evolutive, come giganti rosse, nane bianche, stelle di neutroni o buchi neri, a seconda della massa iniziale della stella e della sua storia evolutiva.