Il colore delle stelle – il diagramma H-R

Eccoci arrivati alle ultime risposte da dare al mio cane.
Domanda n. 5)
“Il colore delle stele dipende anche dalla loro età?”

Abbiamo visto che il colore delle stelle è strettamente legato alla “temperatura”, al suo spettro. Alla massa e alla luminosità.

Sappiamo che tutte le stelle producono energia con la loro fornace, in cui avvengono reazioni nucleari che seguono il ciclo protone- protone. Vi sono stelle più luminose e calde del Sole, che trasformano la loro materia in energia con un ritmo molto più rapido di quello della nostra stella; altre, quindi, meno calde, consumano molto più lentamente il loro “combustibile nucleare”.

Ma veniamo a noi.
Le principali tappe nella vita delle stelle sono state ricostruite dagli astronomi Hertsprung e Russel, che indipendentemente l’uno dall’altro hanno ideato un diagramma (diagramma H-R) in cui si possono collocare le varie stelle, ponendo in ascissa la loro temperatura (da cui dipende il loro colore e la loro classe spettrale) e in ordinata la luminosità (magnitudine assoluta).

Nel diagramma H-R le stelle non si distribuiscono a caso, ma in grandissima parte si raccolgono lungo una fascia, che attraversa diagonalmente il diagramma, chiamata “sequenza principale”.

In tale sequenza le stelle risultano disposte secondo un ordine regolare, da quelle blu, più calde e con massa maggiore (50 volte quella del Sole) fino a quelle rosse, più fredde e di massa minore (1/10 di quella del Sole).

Il Sole vi compare in posizione intermedia, come una stella gialla.
Al di fuori della sequenza principale. Nella parte in alto e a destra del diagramma, compaiono stelle giganti rosse: hanno la stessa temperatura superficiale, e quindi lo steso colore, di stelle della sequenza principale, ma rispetto a queste sono molto più luminose, per cui devono avere una superficie radiante, cioè che emette energia luminosa, molta più estesa. Alcune sono così grandi da essere dette supergiganti (con un diametro fino a 800 volte quello del Sole).

Un altro gruppo di stelle esterno alla sequenza principale occupa la parte in basso e verso sinistra del diagramma: tali stelle hanno lo stesso colore di quelle della sequenza principale, ma sono molto meno luminose, per cui devono essere molto più piccole e vengono dette nane bianche (anche se non sono soltanto di questo colore).

La posizione di una stella e la sua permanenza nella sequenza principale dipendono dalla massa iniziale della nebulosa da cui si è originata.

Stelle nate con grande massa diventano più calde, blu e consumano il loro idrogeno più rapidamente (nel giro di milioni di anni).
Stelle con massa piccola rimangono meno calde, rosse e sono più longeve (miliardi di anni). Le stelle gialle rimangono nella sequenza circa 10 miliardi di anni: il Sole, che ha già 5 miliardi di anni, à una stella “di mezza età”.

Quando quasi tutto l’idrogeno à ormai consumato, il nucleo di elio che si è formato, molto più denso del nucleo di idrogeno originario, finisce per collassare.

In tale processo si riscalda progressivamente fino a temperature di 100 milioni di gradi, sufficienti ad innescare nuove reazioni termonucleari, che trasformano l’elio in carbonio. Per l’alta temperatura l’involucro gassoso esterno della stella si espande enormemente: la superficie si dilata e si raffredda fino a quando non si raggiunge un nuovo equilibrio. La stella è entrata in una nuova fase e appare come una gigante rossa.

Dopo la fase di gigante rossa l’evoluzione stellare segue vie diverse a seconda della massa della stella.

Stelle con massa iniziale di poco inferiore a quella del Sole (Sirio B) collassano gradualmente fino a divenire corpi della dimensione della Terra; la materia che le compone si presenta con i nuclei degli atomi immersi in un mare continuo di elettroni.
Sarebbe questa l’origine delle nane bianche che sono destinate a raffreddarsi lentamente fino a trasformarsi in corpi oscuri di materia inerte (nane nere).

Le stelle con massa <0.4 M☉ hanno una vita molto lunga.
Stelle di massa notevolmente inferiore a quella del Sole M5 (< 0.2 M☉) danno origine ad una nana rossa (M5). Una nana rossa vive sulla sequenza principale per circa 600 miliardi di anni.
40 volte l’età attuale dell’universo!

Stelle con massa iniziale come quella del Sole o alcune volte maggiore (0.4 M☉ < M < 8 M☉) finiscono ugualmente come nane bianche ma prima attraversano una fase particolare. Arrivate allo stadio di giganti rosse perdono i loro strati più esterni e danno origine alle nebulose planetarie. Alla fine la nebulosa scompare e la stella centrale diventa una nana bianca.

Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del Sole (M > 8 M☉), all’esaurirsi del combustibile nucleare, il collasso gravitazionale è di così vaste proporzioni da liberare una gigantesca quantità di energia, che provoca un’immane esplosione: gran parte della stella, definita supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio.

Si genera così una stella di neutroni o pulsar (Mnucleo < 3 M☉) (elettroni e protoni si fondono per formare neutroni), molto piccola (20 0 30 km di diametro) e difficilmente osservabile otticamente; possiede un campo magnetico molto forte e appare a chi la osserva come una rapida pulsazione ritmica.

Lo studio teorico porta a concludere che, se la massa originaria della stella è qualche decina di volte quella del Sole (Mnucleo > 10 M☉), dopo la fase di supernova la densità continua ad aumentare e si forma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso.

E’ come se una porzione di spazio, non più grande di una decina di chilometri si trasformasse in un vortice oscuro capace di attirare entro di sé e di far scomparire qualunque corpo o particella entri nel suo raggio d’azione: neanche le radiazioni, compresa la luce, potrebbero uscirne. Per cui è molto appropriato il nome di buco nero con cui viene indicato.

Possiamo concludere, mio caro fedele amico – dico al mio cane, che è rimasto attento molto meglio di molti scolari a scuola – che il colore delle stelle varia dal bianco, al giallo, arancio, rosso, verde, blu. Ed anche nero.

Qui sotto una figura che riassume il tutto (più o meno).

Domanda n. 6)
Ci sono altri tipi di stelle?

Si – rispondo al mio amico di compagnia a quattro zampe,  una coda e un capoccione pensante – si,  ci sono stelle particolari, coppie di stelle e ciò che resta di loro che conosciamo poco.
– I sistemi binari. Il trasferimento di massa nei sistemi binari altera notevolmente il loro processo evolutivo è può condurre all’esplosione di una supernova di tipo Ia (originata dall’esplosione di una nana bianca).
– Le pulsar sono stelle di neutroni ruotanti, con forti campi magnetici.
– I Gamma Ray Burst sono esplosioni di supernove o il risultato della fusione di due stelle di neutroni.

Ma c’è del nuovo.
Nell’autunno del 2006 gli astronomi hanno osservato una esplosione che ha lasciato sbalorditi gli scienziati. La esplosione di una stella super gigante chiamata SN 2006gy nella galassia NGC 1260, distante circa 240 milioni di anni luce.

La stella esplosa doveva avere dimensioni enormi, circa 150 volte quelle del nostro Sole. Non si era mai visto una cosa del genere in passato. Una esplosione mostruosa, cento volte più potente di una tipica supernova. Non esiste stella di massa maggiore.

Una esplosione talmente violenta da non formare nemmeno un buco nero.

Si pensa che le stelle di prima generazione fossero di massa enorme e che probabilmente sono esplose allo stesso modo disseminando elementi pesanti nello spazio contribuendo alla formazione di nuove generazioni di stelle e sistemi solari con maggiore probabilità di formare pianeti che contengono gli elementi essenziali per un ciclo biologico.
FINE

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