Evoluzione stellare

La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella dell'intero universo, configurabile nella teoria, attualmente la piu' accreditata, del Big-Bang. Infatti, come abbiamo detto per il sistema solare, ed in particolar modo per il Sole, esse si sono formate, e continuano a formarsi, a partire da materiale interstellare, ricco di polveri e gas, che vaga per lo spazio galattico.

Spesso esso si addensa in fitte nubi, come quelle che occupano il piano equatoriale della galassia, così che al loro interno la materia inizierà a raggrupparsi, per effetto delle reciproche interazioni gravitazionali fra le particelle, in agglomerati, detti comunemente globuli di Bok, dei veri e propri embrioni stellari. Ognuno di questi a sua volta accumulerà sempre piu' materia, in modo tale da far crescere anche le forze gravitazionali, che di conseguenza contrarranno sempre piu' gli strati interni facendone aumentare la temperatura e la densità.

Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni di gradi, si innescheranno allora le reazioni termonucleari, che provocando una pressione interna capace di controbilanciare la contrazione, creeranno uno stato di equilibrio con l'avvio del processo di nucleosintesi stellare, nel quale l'idrogeno si fonde in elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia.

Tutto questo avviene nell'arco di milioni di anni, in maniera piu' o meno veloce a seconda della massa iniziale della nube, sino ad arrivare ad un punto, definito sequenza principale, la fase di maggior attività di ogni stella, che durerà per un tempo dipendente dalla quantità di materia. Infatti, tanto piu' sarà la massa stellare, di altrettanto la stella brillerà di splendore, bruciando però piu' velocemente le proprie risorse energetiche. Di conseguenza le stelle massiccie avranno una vita inferiore rispetto a quelle di dimensioni minori.

A questo punto inizia inoltre un meccanismo di autoregolazione dell'attività stellare, che permette ad ogni stella di dosare le proprie risorse energetiche. In pratica ad ogni abbassamento di temperatura, corrisponderà una contrazione del corpo stellare, e quindi un riscaldamento, viceversa ad ogni aumento di essa corrisponderà invece una dilatazione, e perciò un raffreddamento.

Successivamente, quando il combustibile nucleare inizierà ad esaurirsi, ossia quando tutto l'idrogeno si sarà tramutato in elio, il nucleo centrale della stella non riuscirà piu' a produrre quella quantità di energia necessaria a contrastare le forze gravitazionali, che così torneranno a contrarre l'astro. I conseguenti aumenti di temperatura, riscaldando gli strati adiacenti al nucleo, causeranno l'espansione degli strati gassosi esterni, che liberi ormai da vincoli gravitazionali, si estenderanno per centinaia di milioni di km (gigante rossa).

Per le fasi successive gli studiosi pensano che il nucleo stellare continui a contrarsi dando fondo a tutte le risorse energetiche. Gli ultimi elementi fonderanno allora in altri sempre piu' pesanti (idrogeno, elio, carbonio, ecc...), sino a raggiungere uno stato di squilibrio dove, a seconda delle dimensioni della stella, essa evolve in differenti maniere. Facendo infatti riferimento ad una massa pari a quella del Sole, abbiamo che le stelle concludono la loro vita in:

• Nana bianca - lo stadio finale di quelle con massa fino ad 1,4 masse solari. In essa praticamente, dopo l'espulsione degli strati esterni, rimarrà un involucro gassoso in espansione che creerà una nebulosa planetaria, al centro della quale vi sarà il nucleo stellare che, essendo composto da materia degenerata per le intense forze gravitazionali, non irradierà più energia, raffreddandosi quindi in maniera molto lenta sino a diventare una nana nera.
  

• Stella di neutroni - se la massa è compresa fra 1,4 masse solari fino ad un valore di 2-3 volte tanto. In questo caso il corpo stellare, passando per una fase di supernova, espanderà gli strati esterni espellendo piu' o meno violentemente la materia che creerà poi un involucro gassoso in rapida espansione. Il nucleo invece, diminuendo le proprie dimensioni, aumenterà allo stesso tempo la densità, così da risultare alla fine una sfera estremamente compatta (con un diametro di una decina di km), che per effetto delle grandi forze risultanti e dell'intenso campo magnetico, inizierà a girare vorticosamente attorno al proprio asse emettendo particolari impulsi sotto forma di onde radio (pulsar). La composizione della materia subirà inoltre cambiamenti radicali mutando tutti i propri elettroni e protoni in neutroni.
  

• Buco nero - quando la massa ammonta ad oltre 3 volte quella del Sole. In questo caso la stella inizia a contrarsi per effetto delle grandi forze gravitazionali, ed in maniera molto piu' massiccia, che non nelle stelle di dimensioni minori. La densità crescerà allora all'infinito dando inizio ad una fase di contrazione, che nemmeno la degenerazione della materia riuscirà ad arrestare, mentre di pari passo aumenteranno le sue capacità attrattive, sino ad impedire persino alla luce di sfuggire.

Classificazione stellare: tipi spettrali, doppie, variabili

Analizzando la luce stellare si può vedere come questa, attraversando un prisma, venga rifratta nello spettro, ossia nell'insieme delle componenti della luce di diversa lunghezza d'onda, le quali forniscono praticamente delle informazioni riguardo alla struttura ed alla composizione delle stelle.

Come criterio di classificazione si usano allora le caratteristiche spettrali, e quindi la temperatura ed il colore, che portarono alla prima suddivisione delle stelle, ad opera di A.Secchi, in 4 gruppi fondamentali. Successivamente agli inizi del '900 fù introdotto invece un nuovo sistema con la creazione di 6 gruppi principali (tipi o classi spettrali), indicati da lettere dell'alfabeto. Esistendo tuttavia delle stelle che presentano delle caratteristiche che ne impediscono la piena classificazione nelle classi precedenti, sono state create delle ulteriori 10 sottoclassi che vengono indicate con i numeri da 0 a 9.

Le caratteristiche stellari sono state sintetizzate inoltre in un grafico da due scienziati, che da loro prende il nome di diagramma di Hertzsprung-Russel. In esso, inserendo sull'asse delle ordinate i dati relativi alla magnitudine assoluta, e su quello delle ascisse quelli relativi alla temperatura, si notano cinque gruppi che contraddistinguono le varie tappe dell'evoluzione stellare: supergiganti, giganti, nane bianche, nane rosse ed infine la sequenza principale, che comprende il numero piu' alto di corpi stellari, compreso il Sole.

Stelle doppie (Binarie)

Anche le stelle, come i pianeti e tutti gli altri corpi celesti, sono soggette alla legge di gravitazione universale, e perciò due (o piu' nei casi di sistemi stellari multipli) di esse possono attrarsi e muoversi, secondo orbite ellittiche, attorno ad un comune centro di massa. Generalmente sono di tre tipi:

• ad eclissi - quando, a seconda dell'inclinazione del loro piano orbitale rispetto alla linea di visuale dalla Terra, danno vita a periodici fenomeni di occultazione che si riflettono sulla luminosità complessiva del sistema;
  

• spettroscopiche - se a causa della distanza che li separa dalla Terra non sono nettamente distinguibili, ed in tal caso saranno rivelate dallo spostamento delle loro righe spettrali dovute all'effetto doppler;
  

• visuali - quando le due componenti sono risolvibili mediante uno strumento ottico;
  

• prospettiche - stelle che sono viste vicino solo per un effetto di proiezione, mentre che in realtà si trovano a distanze diverse.
  

Stelle variabili

Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro luminosità periodicamente, in maniera piu' o meno regolare, a causa di variazioni delle caratteristiche geometriche del sistema orbitante (fenomeni di eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo stellare (contrazioni e decontrazioni). Delle prime abbiamo già detto, mentre generalmente possiamo notare che le stelle variabili si distinguono in:

• regolari - quando seguono un periodo ben definito secondo il quale variano la propria luminosità (fanno parte di questo gruppo le cefeidi);
  

• irregolari - se invece, espandendosi e comprimendosi, pulsano in maniera casuale.
  

Fra le variabili irregolari vi sono anche quelle stelle che espellono materia, causando così un improvviso e breve aumento della loro luminosità. Sono le novae e le supernovae.

Le prime sono quasi sempre doppie strette, ossia stelle orbitanti a breve distanza, che a causa delle reciproche interazioni gravitazionali provocano un flusso continuo di materia da una stella verso l'altra. Il risultato è che ad un certo punto una di esse espellerà tutta la materia acquisita, provocando quindi un temporaneo aumento della luminosità.

Nelle supernovae invece l'evento, ancora piu' devastante, essendo caratteristico dei corpi stellari di grandi dimensioni, segna la loro stessa fine per autodistruzione. Il nucleo infatti, dopo aver esaurito ormai tutto il combustile, crolla su se stesso per effetto delle immense forze gravitazionali, reagendo con una immane esplosione che causa effetti disastrosi nelle stesse vicinanze della stella. Vengono emesse infatti grandi quantità di radiazioni che provocano un aumento di luminosità di oltre un milione di volte i valori normali.

Il colore delle stelle

Chi guarda il cielo notturno ad occhio nudo può pensare che le stelle siano tutte della stessa colorazione bianca. Ma ciò è dovuto al fatto che l’occhio umano, al di sotto di una certa soglia di luminosità, non riesce a percepire i colori, e solo le stelle più brillanti sono abbastanza luminose per rivelare il loro colore.

Ma basta osservare con l’aiuto di un binocolo o di un piccolo telescopio per rendersi conto che tutte le stelle sono caratterizzate da colori ben precisi, che vanno dall’azzurro al bianco, al giallo, all’arancione e fino al rosso.

Il colore di una stella dipende dalla sua temperatura superficiale. Basti pensare ad esempio come una fiamma assuma colorazioni diverse con l’aumentare del calore emesso. Le stelle più "fredde" (con temperatura superficiale di 2500°) sono rosse , e quelle più calde (circa 25000°) sono azzurre.

Ecco alcune stelle visibili ad occhio nudo che mostrano chiaramente le varie tonalità di colore:
Mira (a Ceti) 2500° rosso cupo
Antares (a Scorpionis) 3000° rosso
Aldebaran (a Tauri) 4100° arancione
Arturo (a Bootis) 5000° giallo-arancio
Capella (a Aurigae) 6000° giallo
Altair (a Aquilae) 8700° bianco
Vega (a Lyrae) 11000° bianco-azz.
Alnilam (e Orionis) 25000° azzurro
Il Sole , simile a Capella, ha una temperatura superficiale di 6000° ed emette luce di colore giallo.

Le temperature di cui abbiamo detto finora sono le "temperature superficiali" delle stelle, e non sono da confondere con le temperature "interne" che arrivano a decine di milioni di gradi; è appunto questo calore interno così elevato che rende possibile quelle reazioni termonucleari dalla quale proviene tutta l’energia che ogni stella emette.