Cosa sono le stelle? Una guida
Quando guardiamo il cielo notturno, vediamo un tappeto scintillante di stelle. Questi scintillanti puntini di luce sono in realtà enormi palle di plasma – gas di elio e idrogeno surriscaldati.
Sono alimentate dalla fusione nucleare, si presentano in molte forme diverse e hanno un’affascinante traiettoria evolutiva.
A Star Is Born
Le stelle si formano all’interno di nuvole amorfe di gas e polvere chiamate nebulose. Masse di gas – per lo più elio e idrogeno – all’interno di questi vivai stellari collassano sotto la loro stessa gravità e cominciano a riscaldarsi, formando una protostella. Le temperature aumentano nel nucleo di queste protostelle vorticose mentre raccolgono gas e polvere nelle vicinanze.
Una protostella passerà circa 100 milioni di anni nella sua fase T Tauri. Queste stelle grandi e volatili non possono ancora generare la fusione nucleare, ma possono dare un bel colpo con i venti stellari che emettono. Alla fine, quando il nucleo della stella raggiunge temperature di circa 27 milioni di gradi Fahrenheit, avviene la fusione nucleare. Gli atomi di idrogeno ed elio si legano tra loro, e voilà: è nata una stella.
Questa esplosione di energia rallenta il collasso gravitazionale. Il materiale che non viene inghiottito dalla stella appena nata può formare pianeti, asteroidi e altri oggetti celesti. Questo processo può durare circa 100.000 anni, secondo Universe Today.
Una volta che la fusione nucleare inizia, la stella scivola nella sua fase successiva, la fase della Sequenza Principale. La maggior parte delle stelle che vediamo nel cielo di notte (e di giorno) sono stelle di sequenza principale, secondo il National Geographic. Le stelle passano la maggior parte della loro vita nella fase di sequenza principale.
Si classifica
Ci sono molti tipi diversi di stelle di sequenza principale. Gli astronomi usano la firma spettrale di una stella per decifrare la sua composizione, luminosità, colore e temperatura. Sulla base di queste osservazioni, possono dire quanto è vecchia una stella e quanto è grande. Le sette classi spettrali, ordinate dalla più calda alla più fredda, sono O, B, A, F, G, K e M.
La temperatura di una stella si misura nell’unità kelvin. La temperatura superficiale delle stelle può variare da circa 2.500 K nelle stelle più fredde a circa 30.000 K nelle stelle più calde. (La lava eruttata dal vulcano Kilauea nelle Hawaii raggiunge temperature di circa 1.444 kelvin). Il colore di una stella è direttamente legato alla sua temperatura. Le stelle più calde sono bianche o blu. Le stelle più fredde hanno tonalità più calde e spesso appaiono gialle, arancioni e rosse.
Gli astronomi caratterizzano la luminosità di una stella misurando sia la sua magnitudine che la luminosità, o la quantità totale di energia che una stella produce in un secondo, così come la sua distanza. Le stelle possono essere classificate in base alla loro luminosità. Le sei classi, dalla più luminosa alla più fioca sono Ia, Ib, II, III, IV e V.
La massa di una stella può definire come vivrà e morirà. Le stelle più massicce bruciano il loro idrogeno più velocemente e si estinguono prima. Gli astronomi misurano la massa delle altre stelle in “masse solari” rispetto al nostro sole.
Utilizzando tutte queste variabili, gli astronomi tracciano la fase evolutiva di una stella sul diagramma di Hertzsprung-Russell.
Le stelle più piccole sono chiamate nane rosse. Queste stelle di lunga vita sono abbondanti nell’universo e molto fioche, emettendo lo 0,01% dell’energia del nostro sole. Le ipergiganti a vita breve, invece, possono raggiungere fino a 100 masse solari. Bruciano più intensamente, raggiungono temperature di 30.000 kelvin e sono estremamente rare nell’universo.
Il nostro sole è una nana gialla di tipo G. Il nostro vicino stellare più vicino, Proxima Centauri, è una nana rossa di tipo M. Vega, nella costellazione della Lira, è una stella nana di tipo A bianca e bluastra.
Stella della morte
L’idrogeno è la principale fonte di carburante di una stella. Alla fine, una stella esaurirà tutto l’idrogeno nel suo nucleo, dopo averlo convertito in elio. Le forze di gravità faranno collassare il nucleo, facendolo riscaldare di nuovo. L’aumento della temperatura stimolerà le reazioni di fusione negli strati esterni della stella, facendola espandere e diventare una gigante rossa.
Alla fine della loro vita, le giganti rosse di massa media si liberano dei loro strati esterni e si trasformano in una nana bianca ultra-densa. Questi piccoli gusci stellari più densi alla fine svaniscono in sfuggenti stelle nane nere, che sono quasi inosservabili dagli astronomi. Il nostro sole andrà incontro a questo destino tra circa 6 miliardi di anni.
Il nostro sole è l’unica stella di questo sistema. Non è così ovunque nell’universo. Molti sistemi stellari sono ciò che si chiama un “sistema binario”, cioè sono costituiti da due stelle che girano l’una intorno all’altra. (Pensa a Tatooine.) Ci sono anche “sistemi multipli”, che hanno un certo numero di stelle diverse.
Le nane bianche in un sistema stellare binario sono coinvolte in un ciclo complicato. Assorbono idrogeno gassoso e altro materiale dalla loro stella compagna finché non si gonfiano ed esplodono in un’esplosione di fusione nucleare. Dopo che la nana bianca “diventa nova”, si affievolisce e ripete il ciclo. In alcuni casi, secondo la NASA, una nana bianca può accumulare abbastanza materiale dalla sua stella compagna per esplodere completamente e diventare supernova.
Invece di trasformarsi in una nana bianca, le supergiganti rosse, stelle con una massa più di otto volte quella del nostro sole, si liberano violentemente di gas e polvere nel mezzo cosmico. (I resti di queste violente esplosioni sono chiamati stelle di neutroni.
Le stelle di massa maggiore – quelle con una massa più di 25 volte quella del nostro sole – diventano supernove e lasciano buchi neri nella loro scia. Dopo l’esplosione, tutto il materiale della stella collassa in un unico punto, dando origine a un buco nero di massa stellare.
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