3 Fascicolo Vita di una stella

2° lezione: Vita di una stella
Premessa
Per capire come si sono formati il Sole e la Terra la prima cosa
da fare è cercare di capire come si sono formate le stelle. Se
oltre a questo riusciamo a capire come nascono, vivono e si
evolvono potremmo giungere a ricostruire la vita del Sole e a
prevederne il destino.
L’unico problema che hanno gli astronomi e gli astrofili per
poter capire l’evoluzione stellare è il tempo. L’unico modo per
ovviare a questo problema è quello di studiare le stelle già
esistenti, e attraverso teorie già formulate e supposizioni
cercare di tracciare un quadro evolutivo quanto più fedele
possibile ai dati osservativi.
Partiamo da dati certi
Tutte le stelle hanno delle caratteristiche
fisico-chimiche fondamentali. Queste sono: massa,
composizione chimica, luminosità e temperatura.
Un’altra certezza assoluta che abbiamo è quella che le stelle
nel tempo DEVONO cambiare!
Andiamo a vederle una alla volta.
Composizione chimica
La composizione chimica cambia nel tempo ma non è possibile
osservare tale cambiamento da Terra.
Luminosità e Temperatura
Il variare di queste due caratteristiche nel tempo sono invece
osservabili da terra attraverso:
Temperatura ------------------ Spettro
Luminosità ------------------- Magnitudine
Assoluta
Scala delle Magnitudini
Per indicare la luminosità di un astro si utilizzano due scale:
Magnitudine Apparente
Magnitudine Assoluta
Se conosciamo questi due valori riusciamo a ricavare la
Luminosità totale della stella.
Magnitudine Apparente
Per magnitudine apparente si intende la luminosità che si vede
da terra di una determinata stella.
Magnitudine Assoluta
La magnitudine assoluta è la magnitudine che una stella
presenterebbe se venisse spostata alla distanza si 10 parsec.
1 parsec = 3.26 anni luce
10 parsec = 32.6 anni luce
Dobbiamo quindi conoscere la distanza della stella.
Come misurare la distanza di una stella
La distanza di una stella si misura con un sistema di misura
chiamato parallasse stellare. (vedi figura sotto).
La formula per misurare la distanza di una stella è:
D= d/sin p.
Lo spettro
Lo spettro di una stella è una “scansione” delle onde luminose
che arrivano dalla stella. La luce che arriva viene fatta passare
attraverso un prisma che separa le varie bande cromatiche di
cui è composta la luce.
Viene utilizzato per studiare e capire . . . . . . .
Diagramma H.R.
Il diagramma H.R è stato disegnato da due astronomi
Herzsprung e Russell. E’ un diagramma che classifica le stelle
in base a: Luminosità, classi spettrali, grandezza e
temperatura. (vedi immagine)
Linea di età zero
In conclusione
Le stelle cambiano nel tempo
Il diagramma H-R è la chiave di lettura dell’evoluzione stellare
Tale cambiamento sarà rappresentato da uno spostamento
nel diagramma H-R.
Dove nascono le stelle?
Nel 1947 gli astronomi Bok e Reilly osservarono e studiarono
quelli che poi sarebbero stati battezzati come “GLOBULI DI
BOK”.
Queste regioni altro non sarebbero che NEBULOSE OSCURE
che impediscono l’osservazione di eventuali oggetti posti
dietro di loro.
Come nasce una stella?
Recenti studi hanno dimostrato che nelle nebulose oscure
avviene la formazione delle stelle.
In sintesi…
La nebulosa, inizialmente in stato di quiete viene perturbata
da un evento esterno detto scatenante.
Gli atomi di idrogeno contenuti in essa iniziano a unirsi e
formando atomi di Elio danno vita a bozzoli chiamati
protostelle.
. . . e quando la stella è nata cosa succede?
A questo punto la stella inizia la sua fase di stabilità, che è
anche la più lunga della propria vita.
Il processo principale è la fusione nucleare che fonde due
nuclei di idrogeno per formare un nucleo di elio con rilascio di
energia.
Le protostelle, nel diagramma H.R. sono collocate sulla linea di
età zero.
Come vive una stella?
Una volta raggiunta la linea di età zero la stella continua a
bruciare idrogeno trasformandolo in elio.
Le reazioni nucleari che avvengono nel cuore della stella
mantengono in equilibrio il sistema impedendo che la gravità
la faccia implodere.
Quando però il 12% dell’idrogeno si è trasformato in elio le
reazioni termonucleari rallentano e la gravità torna a farla da
padrona aumentando la pressione verso il nucleo.
Prima vediamo però come una stella vive la sua fase di stabilità
Tutta la vita di una stella dipende dalla sua massa iniziale.
E all’esaurirsi dell’idrogeno?
Prima o poi l’idrogeno contenuto nella stella si sarà
trasformato in elio e questo avviene tanto più velocemente
quanto più massiccia è la stella e quindi cosa accadrà?
Dipende dalla massa iniziale della stella.
All’esaurirsi dell’idrogeno, se la massa iniziale della stella è
compresa tra le 0,5 e le 3 masse solari,
la stella inizia nuovamente a contrarsi aumentando la
temperatura del nucleo che raggiunge i 100 milioni di gradi
centigradi.
A queste temperature l’elio si trasforma in carbonio, si
innescano di nuovo le reazioni termonucleari che tendono a
spazzar via gli starti esterni i quali si gonfiano e si raffreddano
dando vita a una stella chiamata GIGANTE ROSSA.
Le giganti rosse sono stelle aventi la stessa massa della stella
progenitrice ma raggi enormemente più grandi.
E poi?
Anche l’elio però si esaurirà e la gravità avrà per l’ennesima
volta il sopravvento e cosa accadrà?
Ancora una volta dipende dalla massa iniziale della stella
Le stelle con massa 0,2 <M<0,5 non si innescano altre reazioni
termonucleari oltre a quella dell’idrogeno.
Nelle stelle con massa compresa tra 0,5<M<3 all’esaurirsi
dell’elio la materia precipita verso il nucleo aumentandone la
temperatura. A 100 milioni di gradi l’elio inizia a trasformarsi in
carbonio ma le reazioni nucleari non riescono a equilibrare la
caduta gravitazionale la quale fa aumentare ulteriormente la
temperatura.
A questo punto avviene un’esplosione detta “Flash dell’elio” e
viene emessa in pochi secondi un’energia pari a quella di tutte
le stelle di una galassia.
Questa esplosione fa espandere la stella e diminuire la
contrazione gravitazionale riattivando l’equilibrio iniziale e
permettendo all’elio di trasformarsi in carbonio.
Le stelle con massa maggiore alle 3 masse solari all’esaurirsi
dell’elio si innescano nuove reazioni (prima che la materia
degeneri) ma in maniera diversa in funzione della massa:
M < 4-5 il nucleo non raggiunge mai nuove reazioni
5 < M < 9 si innescano nuove reazioni portando l’elio
a diventare carbonio il quale diventa
ossigeno ecc..raggiunto il milione di gradi
centigradi avviene un flash simile a quello
dell’elio che però fa esplodere la stella
M > 9 si innescano nuove reazioni fino alla
produzione del ferro poi la stella esplode
La fine delle stelle . . .
Non tutte le stelle muoiono nella stessa maniera. La loro
morte è segnata già alla nascita proprio dalla caratteristica più
importante: la massa.
Le stelle di piccola massa 0,01<M<0,2
Nelle stelle di piccola massa al cessare della trasformazione
che porta l’idrogeno a diventare elio non si innescano altre
reazioni.
Questo perché la gravità non fa aumentare la temperatura
interna fino a 100°C e quindi non innesca la trasformazione
dell’elio.
La stella a questo punto si contrarrà, aumentando la propria
luminosità e spegnendosi lentamente.
All’esaurirsi dell’energia cinetica rimarrà un corpo freddo
chiamato nana bruna.
Le stelle con massa compresa tra 0,2<M<3, come visto
diventano delle giganti rosse, innescando le reazioni dell’elio
che si trasforma in carbonio.
All’esaurirsi dell’elio però la stella non evolve oltre e le
reazioni termonucleari si arrestano.
La gravità fa contrarre solo il nucleo di elio e carbonio
formando una stella di piccola massa e alta temperatura
chiamata NANA BIANCA.
Gli strati esterni, non più attirati verso il nucleo, iniziano ad
abbandonare la stella progenitrice per dar vita ad un corpo
scoperto nel ‘700 da W. Hershel le NEBULOSE PLANETARIE.
Dopo l’esplosione
Nell’esplosione però la stella non viene disintegrata
completamente ma possiamo avere due casi:
Se la stella che rimane dopo l’esplosione ha una massa
inferiore alle 3 masse solari, il nucleo rimanente si condensa in
un corpo supermassiccio chiamato stella di neutroni.
Se invece la massa della stella che rimane è superiore alle 3
masse solari la gravità non si arresterà mai comprimendo la
materia a valori inimmaginabili e dando vita al corpo celeste
più esotico che conosciamo ovvero un buco nero.