Il colore delle stelle

Il colore delle stelle
Il colore delle stelle è una delle cose che possono già essere osservate, almeno per
le più brillanti, in una normalissima serata limpida e senza luna anche ad occhio nudo, è
così che salta agli occhi il colore arancione della stella Antares nella costellazione dello
Scorpione, il bianco brillante di Sirio nel Cane Maggiore, oppure il favoloso contrasto tra
turchese e giallo della stella doppia Albireo nel Cigno. Ma qual è il motivo di tali diverse
tonalità di colore?
Tutte le stelle così come il Sole hanno delle caratteristiche specifiche legate alla loro
massa (la massa e quanto pesa una stella, cioè quanto combustibile nucleare forma
l’immensa sfera infuocata dell’astro) e di conseguenza alla loro evoluzione. Ogni oggetto
dell’universo, quindi anche le stelle, ha una sua nascita, vita evolutiva e morte più o meno
violenta. Prendiamo pertanto in esame i vari passi evolutivi di una stella.
All’inizio esiste soltanto una immensa nube di gas e
polveri che per attrazione gravitazionale tende a restringersi
verso il punto più interno della nube stessa. E’ in questa fase
che gli atomi che costituiscono la nube avvicinandosi gli uni
agli altri iniziano ad urtarsi aumentando di centinaia e poi di
migliaia di gradi la temperatura della nube protostellare (è
questa la nube dalla quale si formerà la stella nell’arco di
qualche decina di milioni di anni).
Il componente più diffuso nell’universo e che costituisce
queste nubi è l’idrogeno che innescandosi in una reazione
Nebulosa M 8
termonucleare accende la stella che inizia così la sua vita
vera e propria.
A seconda di quanto idrogeno si trovava nella nube protostellare avremo una stella
più o meno massiccia, questa è una caratteristica molto importante che ne determinerà il
suo cammino evolutivo; infatti quanto più grande e pesante sarà la stella tanto più veloce
sarà la sua vita e in ultimo la sua morte.
Le stelle vengono classificate in base ad un semplice diagramma che le cataloga
per la loro colorazione, chiamato diagramma HR (dalle iniziali Hertzprung e Russel gli
scienziati che lo definirono) e al loro spettro luminoso.
Dalla fisica è noto infatti che i corpi luminosi
incandescenti emettono spettri luminosi di tipo continuo
mentre i gas emettono ed assorbono righe ben
determinate delle spettro tipiche delle specie che li
costituiscono.
Spettro luminoso continuo
Se prendiamo per esempio, lo spettro del nostro
Sole, si osserva che esso non appare continuo, ma
interrotto e solcato da righe nere in corrispondenza delle
radiazioni mancanti, queste righe si chiamano righe di
Fraunhofer.
Gli scienziati hanno misurato tutte le loro lunghezze
d’onda associandole ai vari elementi.
E’ questa la carta d’identità di ogni stella ed in base
agli elementi che sono identificati con la presenza delle
righe di cui abbiamo parlato vengono riunite in gruppi
Righe di vari elementi
distinti a cui corrispondono lettere dell’alfabeto che
dividono in settori il diagramma HR.
Grazie alla presenza di alcuni elementi piuttosto che altri possiamo capire quanto
una stella è vecchia, quali combustibili nucleari sta bruciando, l’evoluzione futura della
sua vita, e determinare con certezza la sua colorazione superficiale. E’ così che abbiamo
stelle azzurre molto giovani, stelle gialle come il Sole, e stelle Arancioni e rosse molto
vecchie come Antares
Come si può facilmente notare
ad
una
colorazione
azzurra
corrisponde
una
temperatura
superficiale alta, mentre ad una
colorazione rossa corrisponde una
temperatura
superficiale
molto
bassa. A seconda del colore, cioè
della
temperatura,
e
delle
caratteristiche dello spettro, le stelle
vengono classificate in 7 classi Diagramma HR con la colorazione delle varie
diverse ciascuna delle quali, a sua stelle ed indicate alcune delle più famose.
volta è divisa in 10 sottoclassi.
A partire dalla temperatura più alta, abbiamo stelle:
Tipo O: azzurre, molto luminose e massicce, con temperatura superficiale fra
22.000 e 33.000 °C;
Tipo B: bianco – azzurre con temperatura superficiale compresa tra 11.000 e
17.000 °C ;
Tipo A: bianco – verdi con temperature superficiali comprese tra 8.000 e
11.000 °C;
Tipo F: verdi con una temperatura superficiale compresa tra 7.000 e 8.000
°C;
Tipo G: gialle con una temperatura superficiale compresa tra 5.000 e 6.000
°C; (La stella Sole è classificata come una G0)
Tipo K: giallo – arancione con temperatura superficiale tra 3.500 e 5.000 °C;
Tipo M: rosse con una temperatura superficiale compresa tra 2.500 e 3.500
°C;
Possiamo inoltre dire che durante la loro vita le stelle modificando la loro colorazione
superficiale modificano anche gli elementi che le costituiscono. Mentre nelle stelle
azzurre e bianche troviamo grandissima presenza di elio, nelle stelle verdi e gialle
abbonda l’idrogeno e cominciano ad essere presenti anche altri elementi come il ferro, il
calcio, il sodio. Nelle stelle con colorazione arancione e rossa inizia a diminuire la
presenza dell’idrogeno ed aumentano le presenze di metalli pesanti come ad esempio
titanio e carbonio.
E’ un processo evolutivo lunghissimo, tant’è che una stella media come il Sole si
pensa sia giunta grosso modo a metà della sua vita, stimata in circa 10 miliardi di anni,
quando la stabilità che adesso caratterizza il Sole terminerà, la nostra stella inizierà ad
espandersi arrivando con la sua atmosfera ad inghiottire pianeti come Mercurio, Venere,
la Terra ed addirittura Marte, in quella fase gradualmente, passerà da una colorazione
superficiale gialla ad arancione per poi diventare una gigante rossa ed arrivare alla
espulsione degli strati superficiali esterni con una forte esplosione. Diventerà in questa
fase una supernova e darà vita nell’arco ci pochissimo tempo ad un nuovo oggetto
chiamato stella di neutroni, costituito dal materiali più interno della stella originaria.