Il Ciclo Vitale e le Caratteristiche Uniche delle Stelle nello Spazio

Una stella è una massa enorme di materia plasmatica unita da forze gravitazionali. Verso la fine della sua vita, una stella può contenere anche una porzione significativa di materia degenerata. Il Sole è la stella più vicina alla Terra. Di notte, altre stelle diventano visibili quando non sono oscurate dalla luce del Sole o da interferenze atmosferiche. In passato, le stelle più brillanti venivano designate come costellazioni o dotate di nomi propri. Oggi, gli astronomi identificano fino a 88 costellazioni, utilizzate per mappare il cielo. Le stelle forniscono luce ed energia per l’Universo. La continua nascita e morte delle stelle nel corso di lunghi, lunghi periodi di tempo genera elementi pesanti necessari per la creazione della vita.

Sebbene tutte le stelle appaiano bianche quando osservate di notte, in realtà si presentano in colori diversi se esaminate da vicino: giallo, rosso, blu, marrone o arancione. Il Sole è una stella nana gialla.

Osservando il moto, lo spettro e la luminosità di una stella, gli astronomi possono determinare la sua età, massa, composizione chimica e molte altre proprietà. Il fattore principale che determina il tipo di evoluzione che una stella attraversa è la sua massa totale.

Sebbene il Sole sia una stella solitaria, ci sono molti sistemi stellari multipli nell’Universo. Il centro di alcuni sistemi stellari può contenere da due a sei stelle che ruotano attorno l’una all’altra.

Ciclo Vitale di una Stella

Una stella si forma tipicamente da una nebulosa, una nube gassosa con una combinazione di idrogeno, elio e polvere. Quando il nucleo di una stella diventa sufficientemente denso, parte dell’idrogeno si fonde in elio. La compressione necessaria affinché ciò avvenga è solitamente causata dalla gravità di una stella vicina o da un’onda d’urto di una supernova. Il materiale nella nube inizia quindi a formare una regione densa nota come protostella, che si riscalda lentamente man mano che cresce. Una volta che raggiunge la massa critica, sarà in grado di sostenere la fusione nucleare. Questo segna l’inizio di una stella e dell fase detta sequenza principale.

Sequenza Principale

La stella rimarrà nella sequenza principale per un lungo periodo, circa il 90% della sua vita, anche se la durata dipende dalla sua massa totale. Le stelle molto grandi tendono a bruciare i loro gas più rapidamente rispetto a stelle più piccole e stabili. Una grande stella può bruciare tipicamente per alcune centinaia di migliaia di anni, rispetto a miliardi di anni per stelle più piccole. Le nane rosse, ad esempio, possono durare decine di miliardi di anni, ma poiché l’età dell’universo è di circa 13,7 miliardi di anni, nessuna nana rossa è ancora prevista per essere completamente estinta.

Nella fase della sequenza principale, una stella brucia fondendo l’idrogeno e producendo elio alle condizioni di alta temperatura e alta pressione del nucleo. L’aumento della concentrazione di elio nel nucleo aumenta la luminosità e la temperatura di una stella nel tempo. Ad esempio, il Sole è aumentato in luminosità di quasi la metà da quando la sua sequenza principale è iniziata circa 4,6 miliardi di anni fa.

Ogni stella produce un vento stellare di particelle di gas neutre e cariche che soffiano nello spazio. Questo rappresenta una piccola quantità di massa persa, che per il Sole è meno dell’uno per cento della sua massa iniziale durante la combustione dei gas nel suo nucleo. Alcune stelle della grandezza di cinquanta soli potrebbero perdere fino al 50% della loro massa totale nel corso della loro vita.

La composizione di metallo pesante può anche influenzare il ciclo vitale di una stella. I metalli pesanti si producono con l’invecchiamento di una stella. Una stella di seconda generazione o superiore, nata dall’eredità di stelle morte, tende a contenere quantità più elevate di metalli pesanti. Questi metalli possono influenzare la durata della stella, l’intensità del vento stellare e la formazione di campi magnetici più forti.

Espansione e Esplosione

Quando una stella si avvicina alla fase finale della sua vita, si espande. Alcune diventano giganti rosse, mentre le stelle massicce diventano supergiganti. Quando il carburante di una stella si esaurisce completamente, le reazioni nucleari nel suo nucleo si fermano. Ciò che accade è che la pressione stabilita dalle fusioni nucleari diventa inferiore alla potente forza di gravità, causando il collasso della stella su se stessa. Ciò che accade successivamente dipende dalla grandezza della stella.

Una stella di dimensioni medie espelle una nebulosa planetaria, un guscio luminoso di gas ionizzati che alla fine formerebbe nuove stelle. Il nucleo residuo diventa una nana bianca che brucia per il resto della sua vita, alla fine della quale rimarrà una nana nera debole. Una stella circa 1,4 volte la massa del Sole collasserà in quella che viene chiamata stella di neutroni, mentre protoni ed elettroni si scontrano, creando neutrini e neutroni con un’esplosione di energia. L’onda d’urto prodotta da questo innesca una supernova, una massiccia esplosione stellare. Le supernovae possono essere i fenomeni più luminosi o tra i più luminosi da osservare nello spazio; a volte possono superare l’intera luminosità delle galassie in cui si trovano. Una stella con più di tre masse solari innescherà anch’essa una supernova e potrebbe lasciare dietro di sé un buco nero, una regione con una gravità così intensa che la luce non può sfuggire.

Un Nuovo Inizio

Una nebulosa creata dal ciclo vitale di una stella continuerà a espandersi per milioni o miliardi di anni. Tuttavia, questo materiale è proprio ciò che è necessario per creare nuovamente nuove stelle, a condizione che un catalizzatore come un campo gravitazionale in transito o un’onda d’urto di una supernova faccia sì che la nube si condensi. Questi molti cicli di vita e morte delle stelle creano elementi pesanti come quelli richiesti per produrre pianeti rocciosi e sostenere la vita. Il nostro sistema solare, ad esempio, è nato da una nebulosa di seconda o terza generazione che aveva un’eccedenza di elementi pesanti. Si può affermare che siamo fatti di materiale stellare. Tutto ciò che vediamo è stato creato da una reazione nucleare in una stella o in una supernova a un certo punto nella storia.

La Potenza Nucleare di una Stella

La potenza di una stella è generata dal processo di fusione nucleare dell’idrogeno nel nucleo, producendo elio e rilasciando energia che si irradia nello spazio esterno. Questo processo coinvolge la fusione di due ioni di idrogeno, o due protoni. Ci sono due isotopi principali di atomi di idrogeno che concernono la fusione nucleare stellare: il deuterio, che ha 1 protone e 1 neutrone, e il tritio, che ha 1 protone e 2 neutroni. La fusione di questi crea un atomo di elio (2 protoni e 2 neutroni) e un neutrone extra più un grande rilascio di energia.

Un altro processo è il ciclo CNO in cui il carbonio viene convertito in azoto, poi in ossigeno, il quale converte l’idrogeno in elio. Quando la riserva di idrogeno di una stella è completamente esaurita, l’elio inizia a convertirsi in carbonio e ossigeno. Una stella sufficientemente grande continuerà ulteriori fusioni nucleari e produrrà elementi più pesanti, fino al ferro. Le condizioni di energia estremamente alta causate dalle continue reazioni di fusione nucleare all’interno delle stelle sono responsabili della creazione di elementi massicci come il ferro.

Quando un nucleo stellare raggiunge una certa proporzione di ferro, la fusione nucleare si interrompe perché l’energia necessaria per fondere gli atomi di ferro è molto maggiore rispetto a quella prodotta da una stella. La pressione interna della gravità diventa troppo forte e la stella collassa. Può collassare in una stella di neutroni, una nana bianca o un buco nero. Può anche verificarsi una supernova. Il destino finale di una stella dipende in ultima analisi dalla sua massa totale.

Quasi tutti gli elementi naturalmente occorrenti sono creati da nucleosintesi durante la vita di una stella, così come durante le esplosioni di supernova alla fine della sua vita.

Quali sono le Unità di Misura SI per le Stelle?

Quando si confrontano e misurano oggetti stellari, vengono utilizzati parametri relativi al Sole. Ad esempio, una stella tre volte grande quanto il Sole ha tre masse solari. Gli standard per massa, luminosità e raggi sono i seguenti:

Massa solare: = 1.9891 x 10³⁰ kg
Luminosità solare: = 3.827 x 10²⁶ watt
Raggio solare: = 6.957 x 10⁸ m

Grandi distanze possono essere misurate in unità astronomiche (AU), che equivalgono a 149,60 × 10⁶ (149.600.000) km. Per distanze maggiori, gli anni luce sono lo standard a 9.460.730.472.580,8 km, o 63.241,1 AU.

Classificazione delle Stelle

Intorno al 1912, due astronomi, Ejnar Hertzsprung dalla Danimarca e Henry Norris Russell dagli Stati Uniti, giunsero indipendentemente alla definizione della temperatura delle stelle. Tuttavia, collaborarono per spiegare la luminosità e le temperature delle stelle in un diagramma. Il grafico sottostante riassume il diagramma. “Colore” è la classe spettrale, non il colore reale delle stelle.

Caratteristiche di una Stella

La massa iniziale di una stella può determinare molte delle sue caratteristiche. Qualità come dimensione, luminosità e durata della vita dipendono dalla massa iniziale della stella.

Età

Molte stelle hanno dieci anni o meno miliardi. La più antica scoperta è di circa 13.200.000.000 anni (rispetto ai 13.700.000.000 anni dell’Universo). Le stelle più massicce tendono a vivere meno. Con pressioni centrali più elevate, bruciano il loro carburante molto più rapidamente rispetto alle stelle più piccole.

Composizione Chimica

Le stelle formatesi nella nostra galassia, la Via Lattea, sono tipicamente composte dal 71% di idrogeno, 27% di elio e il resto da altri elementi o metalli pesanti. Gli elementi pesanti sono stimati misurando il contenuto di ferro, poiché è più comune e la sua esistenza è correlata agli elementi più pesanti.

Diametro

Tutte le stelle distanti sembrano tremolare quando vengono osservate ad occhio nudo a causa di un effetto creato dall’atmosfera terrestre. La maggior parte delle stelle è troppo piccola in dimensione angolare per essere esaminata con i telescopi attuali. Una tecnica consiste nel misurare la diminuzione di luminosità di una stella quando è oscurata dalla Luna, per determinare il diametro angolare di una stella.

Cinematica

Il moto di una stella viene misurato rispetto al Sole. I vettori di misurazione includono la velocità radiale, la velocità verso o lontano dal Sole, e il movimento angolare attorno al centro (movimento proprio). Le velocità radiali sono misurazioni lineari, mentre i movimenti propri sono misurazioni angolari (come un arco). Entrambi i tipi di misura possono essere utilizzati per determinare la velocità di una stella rispetto a un punto fisso nello spazio.

Campo Magnetico

La forza del campo magnetico di una stella dipende dalla sua composizione e massa. L’attività magnetica sulla superficie è influenzata dalla velocità di rotazione di una stella. L’attività superficiale delle stelle crea macchie stellari, regioni di temperatura relativamente bassa e potenti campi magnetici. L’attività magnetica può anche emettere esplosioni energetiche di particelle chiamate flare stellari. Le stelle più giovani possono essere più attive sulla superficie rispetto a quelle più vecchie e massicce. Ruotano più rapidamente e hanno campi magnetici meno funzionanti. Il campo magnetico di una stella ha un effetto di frenata sulla velocità di rotazione e sull’attività superficiale delle stelle più anziane.

Massa

Ci sono state molte speculazioni sulla massima massa che una stella potrebbe avere nell’Universo. Una stella di 100-150 masse solari può essere considerata massiccia. Stelle di questa grandezza tendono a durare solo alcune centinaia di migliaia o milioni di anni al massimo. Nella evoluzione attuale dell’Universo, si può considerare estremamente grande una stella di 150 volte la massa del Sole, forse la dimensione massima. Nonostante ciò, è stata trovata una stella con circa 265 masse solari, contraddicendo la teoria. Si pensava che le stelle esistite dopo il Big Bang avessero 300 volte la massa del Sole a causa della mancanza di elementi pesanti. Tuttavia, si ritiene che stelle di questo calibro siano state estinte da tempo.

Rotazione

La velocità di rotazione di una stella può essere stimata misurando la velocità angolare delle macchie stellari. Le stelle tendono a ruotare più velocemente attorno all’equatore che ai poli. La velocità critica di rotazione di una stella si dice sia di 300 km/s, quando una stella si strapperebbe. Il Sole, alla sua attuale età, ruota con una velocità di circa 2 km/s al suo equatore, completando una rotazione ogni 25-35 giorni. Il campo magnetico e il vento stellare di una stella possono rallentarne la rotazione mentre invecchia.

Stelle più piccole dovrebbero teoricamente ruotare molto rapidamente a causa della massa compatta. Tuttavia, secondo la legge della conservazione del momento angolare, potrebbero effettivamente avere velocità di rotazione inferiori a quelle attese. Teoricamente, le stelle più piccole ruotano più rapidamente perché hanno raggi più piccoli. Tuttavia, la conservazione dell’energia è valida, in quanto la perdita di momenti angolari attesi viene compensata da una maggiore attività del vento stellare. Nonostante ciò, la nebulosa del Granchio contiene un pulsar che è stato trovato a ruotare a 30 rivoluzioni al secondo.

Temperatura

Le temperature su una stella dipendono dalla distanza dal centro. Il centro di una stella può raggiungere milioni di kelvin. La temperatura sulla superficie varia a seconda della quantità di energia prodotta e delle dimensioni della stella. L’indice di colore stellare è un metodo molto popolare per stimare la temperatura superficiale delle stelle. Alcune stelle massicce possono raggiungere temperature di 50.000 kelvin sulla superficie, mentre stelle più piccole, come il Sole, potrebbero essere solo a migliaia di kelvin. I giganti rossi hanno anche temperature basse sulla superficie ma alta luminosità a causa delle loro grandi dimensioni.