“Nel momento di maggior oscurità, l'umanità vede le stelle». - Ralph Waldo Emerson

Guarda verso il cielo. Questi puntini che brillano, o «che bruciano ferocemente» (una migliore descrizione del fenomeno), brillano da quattro miliardi e mezzo di anni. Nel corso della storia dell'umanità, sono sempre stati lì, consumandosi e dando vita al nostro pianeta.

Non è niente... 4,6 miliardi di anni. Si tratta di una cifra quasi inimmaginabile. Tuttavia, gli scienziati calcolano che il Sole si trovi a circa metà del suo ciclo di vita.

Dopo altri quattro miliardi di anni, come fanno tutte le stelle, alla fine «morirà», passando dall'essere una stella di sequenza principale a una supernova o quella conosciuta come nebulosa planetaria, anche se non saremo vivi per essere testimoni di tale evento.

In questo articolo, ci concentreremo sulla vita di una stella, sulle forze che la compongono e su ciò che alla fine la distrugge. Parleremo di ciò che le aiuta a mantenere la loro forma e dimensione da quando si originano fino a quando vengono distrutte.

Approfondiremo anche alcuni concetti che forse già conosci: gigante rosso, stelle di neutroni, buchi neri, nane bianche e supernove.

Infatti, tutti questi concetti fanno parte della vita di una stella.

Se ti interessa, puoi anche saperne di più sul campo dell'astronomia e sulle differenze tra astronomia, astrofisica e cosmologia.

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Che cos'è una stella?

La maggior parte di noi sa cos'è il Sole, almeno da lontano. D'altra parte, a meno che tu non viva nella più grande città del mondo e non abbia mai guardato in alto, sicuramente avrai visto anche molte stelle nel corso della tua vita.
Tuttavia, giunto a questo punto, sai cos'è veramente una stella? A parte il fatto che «scintilla» ed è in «cielo».

Il Sole si situa al centro del Sistema Solare, dove si trova la Terra.

Una stella è una sfera di plasma e gas che irradia energia sotto forma di calore e luce. Questa radiazione è dovuta alla fusione termonucleare di idrogeno in elio che si produce nel suo nucleo.

Tutto questo non succederebbe se le stelle non fossero così grandi. Tuttavia, sotto la forza della gravità, e sotto ogni tipo di forza molecolare, gli atomi si rompono, formando così nuovi elementi. Tutto questo rilascia energia. Questo processo, quello che chiamiamo fusione nucleare, è, tra l'altro, qualcosa che speriamo di replicare sulla Terra, a causa della grande quantità di energia che produce.

Tuttavia, le stelle non «bruciano» nella realtà, né «sono in fiamme», né una qualsiasi di quelle parole che usiamo per descriverle. Piuttosto, i processi che vi succedono implicano che il sole è molto più caldo e ha molta più energia di qualsiasi fuoco mai visto.

Scopri tutto sul sistema solare.

 

Come si forma una stella?

Perché succede tutto questo? Una delle cose più sorprendenti del nostro universo è che c'è di tutto in esso. Come si pose il filosofo Gottfried Wilhelm Leibniz nel suo tempo: com’è  che c'è qualcosa invece di niente? Questa domanda non viene nemmeno alla mente quando si tratta di pensare che le stelle riproducono le stesse condizioni che sostengono la vita.

Nebulose

Immagina uno spazio vuoto, estremamente freddo, pieno di polvere e gas che sono i resti di antichi pianeti e stelle. La formazione delle stelle inizia quando, in questo freddo intenso, tutta questa polvere e gas interstellare cominciano a raggrupparsi lentamente. I gas raggiungono densità più alte nel freddo, mentre gli atomi si uniscono.

Questo è il primo passo nel ciclo di vita delle stelle: le nebulose planetarie, quelle nubi molecolari che si spostano nell'universo.

Non appena si raggiungono densità più elevate, le forze gravitazionali diventano più forti, il che implica che tutti i gas e le particelle della nebulosa cominciano a congiungersi lentamente. Queste grandi nubi molecolari iniziano a scontrarsi tra loro e, mentre cominciano a muoversi, il calore aumenta.

Con tutta questa materia raggruppata, il nucleo diventa quello che in seguito sarà la stella stessa, o anche due o tre stelle conosciute come ammassi stellari. Nel frattempo, diverse parti della nube possono diventare pianeti o semplicemente rimanere come polvere in sospensione, come quello che abbiamo trovato nel nostro sistema solare.

(Per inciso, tutto questo richiede circa dieci milioni di anni. In confronto, gli esseri umani sono esistiti solo duecentomila anni fa).

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Se ne hai la possibilità, studia com'è fatta una nebulosa.
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Quali sono le sette fasi del ciclo di vita di una stella?

Già sai, le stelle vengono create partendo dalle nuvole di polvere e gas grandi e disordinati che ci sono nell'universo. Tuttavia, ciò che creano queste nebulose è solo la punta dell'iceberg della stella. Sono piuttosto «protostelle», cioè l'inizio del ciclo di vita delle stelle.

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Protostelle

Dopo la fase iniziale come nebulosa, l'inizio dell'evoluzione stellare risiede nella protostella. Si tratta di quel momento in cui la stella sta ancora crescendo, sta ancora accumulando polvere e materiale dalla nube che l'ha formata.

La protostella inizia con solo l'1% della massa che avrà in futuro. Tuttavia, con tutta la massa che «cade» a causa della gravità del nucleo, si accumula con relativa rapidità.

Solo in quel momento in cui la fusione termonucleare inizia nel nucleo, la stella smette di essere una protostella e diventa una stella di sequenza principale. In quel momento, la massa della stella è stabile, poiché produce un «vento stellare» che evita la caduta di più massa.

La fase T-Tauri

Via via che soffiano i venti stellari, allontanano le molecole e i gas persistenti, lasciando ruotare rapidamente la stella appena formata. Una rotazione completa prende solo circa 10-12 giorni; rispetto alla rotazione del sole, ci vuole un mese intero per eseguire un giro completo.

In questa fase della vita di una stella, la stella è ancora giovane; ha solo circa 10.000 anni. La sua temperatura è troppo bassa; non genera abbastanza calore per la fusione dell'idrogeno, quindi dipende dalla sua attrazione gravitazionale per contrarsi.

Dopo circa 100 milioni di anni, la stella concluderà la sua fase T-Tauri, avanzando verso la sua fase di «sequenza principale».

Stelle di sequenza principale

Le stelle di sequenza principale sono identificate dal loro colore e luminosità e da dove si inseriscono nel diagramma di Herzsprung-Russell (che vedremo in seguito).

 

Quali sono le fasi di una stella?

La maggior parte delle stelle dell'universo sono stelle di sequenza principale; anche il Sole lo è.

A questo punto della vita di una stella, questa ha già raggiunto stabilità: la pressione del nucleo della stella dovuta al collasso gravitazionale dei suoi strati esterni è in equilibrio con la sua pressione termica interna. Questo atto di equilibrio è chiamato equilibrio idrostatico ed è ciò che dà forma alle stelle.

Questa fase comprende circa il 90 % della vita di una stella, durante la quale essa fonderà continuamente idrogeno e formerà elio per alimentare il suo nucleo.

Le stelle di sequenza principale sono anche chiamate stelle nane per le loro dimensioni relativamente piccole e per la loro bassa luminosità.

Tra l'altro, la parola «nana» viene usata per designare delle piccole stelle; oltre alle stelle nane che abbiamo appena esplorato, troviamo tra le altre stelle nane bianche e rosse.

Le nane brune

Se le protostelle non diventano abbastanza grandi, e con questo intendiamo circa l'8% delle dimensioni del Sole, in realtà non diventano mai stelle. Tuttavia, si trasformano in nane brune, una specie di stelle fallite in cui non si produce la fusione termonucleare.

Come funziona il diagramma Herzsprung-Russel?

Questo diagramma permette agli astrofisici e agli astronomi di tracciare il ciclo di vita di una stella

Prima di procedere oltre il ciclo evolutivo delle stelle, dobbiamo capire cosa significa la loro crescita, evoluzione e scomparsa, o, più specificamente, come questi processi vengono tracciati.

  • Ejnar Herzsprung  era un chimico/astronomo danese che lavorava presso l'Osservatorio di Leiden
  • Henry Norris Russell era un astronomo americano che ha lavorato all'Osservatorio di Cambridge e poi ha occupato un posto all'Osservatorio di Princeton. Russell è anche noto per la sua collaborazione con il fisico canadese-americano Frederick Saunders, la cui collaborazione ha ottenuto l'accoppiamento Russell-Saunders, noto anche come accoppiamento L-S..

 Dall'Osservatorio dell'Università di Harvard, nel XIX secolo, erano stati condotti studi di immagini spettroscopiche di stelle su larga scala. Queste rappresentazioni su larga scala hanno mostrato classificazioni spettrali per migliaia di stelle, una collezione successivamente conosciuta come il Catalogo Henry Draper.

Gli astronomi non tardarono a notare l'ampiezza delle linee spettrali mostrate dal catalogo

Herzsprung giunse alla conclusione che quelli con linee più strette avevano «movimenti propri» più piccoli, che interpretò come molto più brillanti degli spettri di linee più larghe.

Indipendentemente dal lavoro dello scienziato danese, Russell tracciò un diagramma della grandezza apparente delle stelle contro tre emissioni di linee di spettro standard per rivelare la temperatura approssimativa delle stelle.

I diagrammi dei due astronomi insieme divennero un diagramma della luminosità relativamente alla temperatura delle stelle.

A tutt'oggi, il diagramma di Herzsprung-Russell continua ad aiutare gli astronomi a calcolare l'età di una stella e dove si trova nel ciclo di vita di una stella tracciando il rapporto tra la luminosità e la temperatura.

Questo diagramma è conosciuto con molti altri nomi: il diagramma H-R, il diagramma HR o semplicemente DHR (o HRD con le sue sigle in inglese) e, come ci sono diverse denominazioni per questi diagrammi, ci sono anche diverse forme ma tutte seguono approssimativamente un disegno specifico.

L'asse orizzontale mostra il «tipo» spettrale di stelle e i valori che indicano la luminosità o la grandezza visiva sull'asse verticale.

Pertanto, ci rendiamo conto che le stelle molto luminose appariranno verso l'angolo in alto a sinistra del diagramma, mentre le stelle più vecchie e più sottili saranno posizionate verso il lato inferiore destro.

Una volta che abbiamo una conoscenza approssimativa di come l'evoluzione delle stelle è tracciata, vediamo cosa succede dopo che le stelle nane cambiano (stelle di sequenza principale).

Osserva la bellezza della natura e dell'astronomia.

Cos'è una gigante rossa?

Quando una stella diventa gigante rossa, ha un grande raggio e una temperatura relativamente bassa. La sua atmosfera esterna è sostanzialmente gonfia e debole, incapace di resistere all'espansione del nucleo. Queste stelle sono di solito molto grandi e molto luminose.

Prima di esplorare ulteriormente la vita delle stelle, ricapitoliamo ciò che abbiamo visto finora:

  • Le stelle sono formate da nubi molecolari. Queste nubi sono costituite principalmente da idrogeno ed elio, ma anche da altri elementi in quantità minime.
  • La scienza definisce questi elementi come qualsiasi altra cosa che non sia idrogeno ed elio; in altre parole, qualsiasi cosa con un numero atomico maggiore di due (2).
  • Questi oligoelementi si fondono allo stesso modo in tutta la stella, in parte a causa dell'attrazione gravitazionale della stella e della sua rotazione.
  • Quando il nucleo della stella raggiunge una temperatura abbastanza alta per iniziare la fusione dell'idrogeno, si dice che abbia raggiunto la fase di sequenza principale.

Questa fase dura finché la stella continua a trasformare il suo idrogeno in elio. Una volta che le riserve di idrogeno sono quasi esaurite, l'incapacità della stella di alimentare il processo di fusione che eviterebbe il peso dei suoi strati esterni perde il suo equilibrio idrostatico.

Il nucleo della stella comincia a contrarsi per il proprio peso, aiutato dalla gravità.

Contrariamente a quanto dice l'intuizione, la stella non si contrae durante questo processo, ma passa per una fase descritta come «il principio dello specchio».

Quando il nucleo della stella collassa, crea lo spazio per far entrare più idrogeno. Tuttavia, il nucleo è molto denso a questo punto, quindi il processo di fusione inizia nello strato che circonda il nucleo. Man mano che avanza, gli strati esterni aumentano di diametro, mentre il nucleo, ora sotto una tremenda pressione esterna, si contrae ancora di più.

Questo processo di raffreddamento ed espansione simultanei è ciò che rende le stelle che si trovano in questa fase della loro vita così brillanti; qui è quando diventano stelle subgiganti.

Mentre il processo di fusione continua sulla superficie, spingendo i bordi esterni della stella verso l'esterno, questi tratti esterni diventano più freddi, il che stabilisce un processo convettivo, che fa sì che il calore di fusione si diriga verso l'interno. La stella smette di espandersi e diventa ancora più luminosa.

Il posto che occupano questi giganti rossi nel diagramma di Herzsprung-Russell, e ciò che accadrà nella fase successiva della loro evoluzione dipenderà dalla loro massa.

Se non è troppo grande, diciamo circa il doppio della massa del nostro sole, gli elettroni del suo nucleo si degenereranno così tanto che si eviterà un collasso maggiore. Tuttavia, il nucleo continuerà a riscaldarsi fino a quando non sarà abbastanza caldo per fondere l'elio, un processo noto come flash di elio.

Si suppone che la Via Lattea sia una vasta popolazione di nane rosse

Le stelle con nuclei più grandi si degenereranno più lentamente, ma raggiungeranno temperature abbastanza alte da fondere l'elio prima che la degenerazione sia completa. Queste stelle massive non soffrono di scintille di elio; la loro bruciatura è molto più morbida.

Tutte le stelle diventano una gigante rossa?

Le stelle con nuclei di massa più piccola sono totalmente convettive, il che significa che probabilmente bruceranno per un miliardo di anni.

Aumentano in temperatura e luminosità come fanno le stelle più grandi, ma poiché bruciano così a lungo, la loro temperatura aumenta solo del 50 % circa e la luce che emettono aumenta solo in una proporzione del 10 %.

Queste stelle possono riscaldarsi più del nostro sole, ma anche così non raggiungeranno mai quel livello di luminosità, anche se sono più luminose in quella fase rispetto a quando hanno avuto origine.

Nel corso di miliardi di anni, la loro luce si affievolirà e diventeranno più fredde, quando diventeranno «nane bianche».

Cosa succede dopo?

Quali stelle si possono vedere nel cielo?

Ciò che accadrà dopo dipenderà dalla dimensione e dalla massa della stella.

Come abbiamo appena detto, la natura e i processi del ciclo di vita di una stella dipendono dalla massa della stella in particolare. È quindi importante distinguere due flussi distinti.

Da un lato, ci sono quelle stelle che hanno approssimativamente la massa del Sole; il sole ha una dimensione abbastanza «normale» per quanto riguarda le stelle. Poi ci sono quelle che sono molto più grandi. Più grandi sono le stelle, più velocemente bruciano. Quindi, mentre le stelle delle dimensioni del Sole rimangono come stelle di sequenza principale per circa dieci miliardi di anni, una stella di massa non riuscirà a vivere così a lungo.

Come abbiamo già detto, circa il 90 per cento della vita di una stella è come una stella di sequenza principale, in cui l'idrogeno viene continuamente fuso in elio. Quando l'idrogeno nel suo nucleo si esaurirà, il nucleo inizierà a collassare e si riscalderà molto di più.

Via via che il nucleo aumenta di temperatura, spinge il resto della stella verso l'esterno, il che fa raffreddare i bordi esterni.

Stelle della dimensione del Sole

Le stelle più comuni sono stelle delle dimensioni del Sole. Dopo circa dieci miliardi di anni, una volta che hanno finito l'idrogeno, si trasformano lentamente in nane bianche.

Nane bianche

Le nane bianche sono piccole cose che hanno lasciato perplessi gli scienziati nonostante il loro carattere comune. Immagina la massa del Sole in tutto lo spazio della terra e avrai una nana bianca. Stranamente, sono più dense quanto più piccole sono, il che significa che le stelle più grandi formerebbero le nane bianche più piccole.

Si tratta di una materia molto densa che evita di collassare ulteriormente a causa dell'attività degli elettroni. Tuttavia, senza il modo di produrre energia, nulla li tiene uniti al loro contenuto. Quando si raffreddano gradualmente, semplicemente tendono a svanire.

Nane rosse

Queste stelle sono le più piccole e fredde di tutte. Sono anche le stelle più comuni della nostra galassia. Sono molto difficili da vedere perché non sono molto brillanti, ma il caso di Proxima Centauri ci può servire per farci un'idea dato che si trova molto vicino al nostro Sole.

Lo stesso vale per altre 50 nane simili.

A prima vista, non si vedono, ma alcuni astronomi sospettano che i tre quarti della Via Lattea siano composti da nane rosse.

Le stelle nane rosse e brune, in particolare le nane brune massive con proprietà metalliche basse, condividono alcune caratteristiche, come intervalli di temperatura e tipi spettrali. Questo amalgama di denominazioni non è casuale, poiché il termine «nana rossa» è un nome generalmente utilizzato per le stelle che non hanno una classificazione chiara e ovvia.

Per il suo primo impiego, l'etichetta «nana rossa» è stata utilizzata per distinguere tra «nane blu» calde e luminose e quelle stelle che sono sostanzialmente più fredde e meno luminose. Definire le stelle in questo modo è un modo vago di fare le cose in un campo così disciplinato ma, quando si tratta di nane rosse, la vaghezza persiste fino ad oggi.

Questa è la prima foto scattata di un buco nero.

Stelle massive

Le stelle massive hanno un finale diverso riservato esclusivamente a loro.

Se una stella è circa otto volte più grande del Sole, la vita finirà in un'esplosione di massa conosciuta come supernova.

Ricorda, più grande è la stella, più velocemente brucia attraverso l'idrogeno.

Quando finiscono l'idrogeno, producono ferro come risultato di una serie di reazioni chimiche. Quando questo accade, il nucleo collassa in pochi secondi, da 5.000 miglia di larghezza a soli 12.

Raggiunge una temperatura di 100 miliardi di gradi e la supernova diventa più luminosa di un'intera galassia.

In cosa consiste un buco nero?

Le stelle particolarmente dense producono uno dei fenomeni più affascinanti dell'universo quando muoiono: si trasformano in buchi neri.

Invece di esplodere verso l'esterno, queste stelle imploderanno, collassando su se stesse per formare un oggetto così denso che niente, nemmeno la luce, può sfuggire da esso.

Questi «buchi» attirano tutto ciò che li circonda verso se stessi mentre emettono enormi quantità di radiazioni. Il limite dei buchi neri è denominato «orizzonte degli eventi».

Il più grande astrofisico del nostro tempo, Stephen Hawking, non fu immune all'attrazione dei buchi neri. Già nel 1974, egli affermò che gli effetti quantici vicino ad un orizzonte di buco nero dovrebbero emettere radiazioni, che oggi identifichiamo come radiazioni di Hawking.

Anche se gli astrofisici di oggi speculano, alcuni dedicano tutta la loro carriera allo studio di questo fenomeno, l'ipotesi non è nuova. Già nel XVIII secolo, le menti più prodigiose dovettero affrontare la possibilità di oggetti i cui campi gravitazionali erano troppo forti per permettere alla luce di fuggire.

Il postulato meritò diversi gradi di attenzione da allora al 1967, quando l'astrofisica Jocelyn Bell Burnell scoprì stelle di neutroni, nuclei collassati di stelle supergiganti. Improvvisamente, corpi celesti estremamente densi collassati gravitazionalmente si trasferirono dal regno del possibile alla realtà più probabile.

Scoperte come queste ci portano a porci domande più profonde come: c'è vita nell'universo?

 

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Paola

Traduttrice, insegnante, chissà un giorno....scrittrice. Ma con un'infinita passione per le lingue straniere