Vita delle stelle

Nebulose

La parola nebulosa deriva dal latino nebula che significa nuvola. Una nebulosa è una grande nube di gas e di polveri che si trova nello spazio interstellare. Le nebulose sono costituite da circa il 70 % di idrogeno, il 28 % di elio e solo lo 0.2 % di carbonio, ossigeno, azoto ed altri atomi piu' pesanti. Tali gas sono presenti sia allo stato neutro sia di plasma, ovvero di gas ionizzato, formato da elettroni e ioni positivi.

Le piu' grandi possono raggiungere le dimensioni di qualche decina di anni luce. Nelle regioni piu' dense e fredde delle nebulose possono nascere nuovi ammassi di stelle e la conseguenza e' che la nebulosa, prima oscura, diventa successivamente brillante e colorata.

CLASSIFICAZIONE 1 ) NEBULOSE AD EMISSIONE Queste sono nubi di gas e polvere nello spazio che emettono luce. Nella maggior parte dei casi ciò avviene perchè la nebulosa è riscaldata dall'irraggiamento di una o più giovani stelle vicine molto calde. Tra le nebulose ad emissione rientrano anche le Nebulose planetarie ed i residui di supernove. Le nebulose planetarie sono un tipico esempio di fase finale della vita di una stella di medie dimensioni.

2) NEBULOSE A RIFLESSIONE In questo caso la luce di stelle vicine colpisce queste nebulose che ne riflettono la luce. Esse ci appaiono azzurre a causa del modo in cui la luce viene dispersa dalle particelle di polvere nella nebulosa (è lo stesso fenomeno che fa apparire azzurro il cielo). Un notevole esempio di questo tipo di nebulosa è l'ammasso aperto M45 o Pleiadi.

3) NEBULOSE OSCURE Sono nubi fredde di gas e polvere che sono visibili solo perchè assorbono la luce di stelle lontane, che nascondono in tal modo alla vista. La massa di una nebulosa oscura può superare anche di 1000 volte quella del Sole e, se è sufficientemente grande può condensarsi e dare origine a nuove stelle che, con la loro, luce la trasformeranno in una nebulosa luminosa ad emissione.

Evoluzione stellare La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella dell'intero universo, 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 così che al loro interno la materia inizierà a raggrupparsi, per effetto della gravità, 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, gli strati interni si contrarranno sempre piu' facendo aumentare la temperatura e la densità.

Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni di gradi, si innescheranno allora le reazioni termonucleari e si avvia il processo di nucleosintesi stellare, nel quale l'idrogeno si fonde in elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia.

E’ nata una stella! La fase di maggior attività di ogni stella, durerà per un tempo dipendente dalla quantità di materia. Infatti, quanto più sarà la massa stellare, tanto più la stella brillerà di splendore, bruciando però più velocemente le proprie risorse energetiche. Di conseguenza le stelle con massa maggiore avranno una vita inferiore rispetto a quelle di dimensioni minori.

Quando quando tutto l'idrogeno si sarà tramutato in elio, il nucleo centrale della stella non riuscirà più a produrre quella quantità di energia necessaria a contrastare le forze gravitazionali, che così torneranno a contrarre l'astro. I conseguenti aumenti di temperatura causeranno l'espansione degli strati gassosi esterni che si estenderanno per centinaia di milioni di km (gigante rossa).

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.

    Nana bianca E’ 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 che creerà una nebulosa planetaria, al centro della quale vi sarà il nucleo stellare che 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 il corpo stellare, diventando per una supernova, espanderà e espellerà gli strati esterni. Il nucleo invece, diminuendo le proprie dimensioni, aumenterà la densità, alla fine diventerà 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). PULSAR

Buco nero Quando la massa di una stella ammonta ad oltre 3 volte quella del Sole la stella inizia a contrarsi per effetto delle grandi forze gravitazionali, ed in maniera molto più massiccia, che non nelle stelle di dimensioni minori. La densità crescerà allora all'infinito dando inizio ad una fase di contrazione inarrestabile, mentre di pari passo aumenteranno le sue capacità attrattive, sino ad impedire persino alla luce di sfuggire.

Classificazione stellare: tipi spettrali, doppie, variabili Il colore delle stelle Chi guarda il cielo notturno ad occhio nudo può pensare che le stelle siano tutte della stessa colorazione bianca. Invece 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.

Come criterio di classificazione si usano allora le caratteristiche spettrali, si distinguono così 6 gruppi principali (tipi o classi spettrali), indicati da lettere dell'alfabeto. Oh, Be A Fine Girl. Kiss Me!

O-B BIANCO-AZZURRE 60.000 - 10.000 A BIANCHE 10.000 - 7500 F CLASSE SPETTRALE TIPO DI STELLA TEMPERATURA O-B BIANCO-AZZURRE 60.000 - 10.000 A BIANCHE 10.000 - 7500 F 7500 - 6000 G GIALLE 6000 - 5000 K ARANCIO 5000 – 3000 M ROSSE MENO DI 3000

Diagramma di Hertzsprung-Russel 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.

Stelle variabili Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro luminosità periodicamente o a causa di variazioni delle caratteristiche geometriche del sistema orbitante (fenomeni di eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo stellare . 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.

FINE