Lezioni
Quiz
Domande
Utenti
Buco nero

Le stelle sono corpi celesti costituiti prevalentemente da idrogeno condensatosi da nebulose (nubi di gas e polveri) grazie all'attrazione gravitazionale. La condensazione si fa via via più intensa, causando un notevole aumento di temperatura, fino a decine di milioni di gradi centigradi.

Questa notevole temperatura permette la fusione dei nuclei di idrogeno e l'innesco di una reazione termonucleare; grazie a ciò le stelle riescono ad emettere una grande quantità di energia sotto forma di radiazioni elettromagnetiche. Tra queste radiazioni, quelle percepite dai nostri sensi ricadono nell'intervallo compreso tra 400 e 700 nanometri circa, cioè il campo del visibile.

La luminosità delle stelle

Non tutte le stelle ci appaiono con la stessa luminosità. Ciò è dovuto a due fattori:

  • la temperatura superficiale della stella;
  • la sua distanza dalla Terra.

Si possono utilizzare due metodi per esprimere la luminosità delle stelle:

  • la magnitudine apparente;
  • la magnitudine assoluta.

La magnitudine apparente è la misura della luminosità con cui una stella ci appare dalla Terra: non è una misura dell'effettiva luminosità.

La magnitudine assoluta è la misura della luminosità con cui le stelle ci apparirebbero se fossero tutte poste ad una distanza di 32,6 anni luce dall'osservatore. L'anno luce è la misura della distanza percorsa dalla luce in un anno.

Il rapporto di luminosità tra due successivi valori di magnitudine è pari a 2,5. Ad esempio la magnitudine assoluta del Sole è 5; una stella con magnitudine pari a 4 è quindi due volte e mezza più luminosa del Sole.

Gli spettri stellari

Le stelle, a causa dell'enorme distanza che le separa da noi, non possono essere indagate mediante metodi diretti. L'unico mezzo a disposizione degli astronomi è lo studio delle radiazioni che giungono sulla Terra. Nel campo del visibile può essere utilizzato lo spettrometro, che separa le diverse radiazioni emesse in base alla loro lunghezza d'onda. Si ottiene uno spettro stellare a righe di assorbimento, cioè uno sfondo continuo interrotto da alcune righe nere. I colori di sfondo sono le radiazioni emesse dal nucleo incandescente delle stelle. Le righe, invece, corrispondono alle lunghezze d'onda delle radiazioni assorbite dagli elementi presenti nella zona esterna, che sono caratteristiche di ciascun elemento, come se fossero delle impronte digitali.

Dall'analisi di uno spettro di assorbimento è quindi possibile risalire alla composizione chimica di una stella. Questa ricerca si può estendere anche ad altre lunghezze d'onda al di fuori del visibile con i radiotelescopi.

Le classi stellari

Dallo studio dello spettro stellare è possibile desumere anche un'altra importante caratteristica delle stelle: la loro temperatura superficiale. Si è scoperto quindi che le stelle blu hanno una temperatura superficiale fino a 40000°C, le stelle bianche 10000°C, le stelle gialle 5000-6000°C, le stelle rosse 3000°C.

Gli spettri vengono suddivisi i 7 classi (O, B, A, F, G, K, M), dette appunto spettrali, in ordine decrescente di temperatura. Le stelle blu appartengono alle classi spettrali O e B. Nella classe A vengono inserite le stelle bianco-azzurre; nella classe F le stelle bianche. Quelle gialle sono di classe G, mentre le stelle di classe K sono arancioni. Le più fredde di tutti, come è stato appena detto sono le stelle rosse, che quindi vengono inserite nella classe M. Ogni classe spettrale viene ulteriormente suddivisa in 10 sottoclassi, da 0 a 9.

Ricapitolando

Classe spettrale
Colore della stella
ΔT (°C)
O Blu 40000-25000
B Blu 25000-11000
A Bianco-azzurro 11000-7500
F Bianco 7500-6000
G Giallo 6000-5000
K Arancione 5000-3500
M Rosso 3500-3000

 

Le Pleiadi

Le Pleiadi sono un ammasso stellare composto da circa 250 stelle comprendente molte giganti blu

Se si costruisce un diagramma ponendo sull'asse delle ascisse la classe spettrale (utilizzando le temperature decrescenti come valori corrispondenti) e sull'asse delle ordinate la magnitudine assoluta, si nota che la gran parte delle stelle viene a trovarsi in una sorta di fascia, detta sequenza principale, delineando una diagonale che va dall'angolo superiore sinistro fino all'angolo inferiore destro del diagramma. Questa posizione indica quindi una condizione di stabilità per le stelle, oltre che la loro età. Infatti le stelle più "giovani" sono posizionate in alto a sinistra, mentre quelle più "vecchie" in basso a destra. Ci sono poi due zone "anomale": quella in alto a destra, dove sono presenti le giganti e le supergiganti, mentre in basso, dal centro verso sinistra, troviamo le stelle nane. In realtà esse rappresentano le stelle alla fine della loro evoluzione. Il diagramma appena descritto prende il nome dai due astronomi che lo hanno ideato: Hertzsprung e Russell, ma per semplicità viene anche definito come diagramma H-R.

L'evoluzione delle stelle

Dallo studio del diagramma di Hertzsprung-Russell si vede che ogni zona di esso corrisponde ad un diverso stadio evolutivo delle stelle. Le stelle poste nella sequenza principale sono quelle più stabili perché la loro magnitudine assoluta aumenta con l'aumentare della temperatura. Nelle stelle poste sulla sequenza principale del diagramma H-R, sono presenti due forze: una di attrazione gravitazionale, diretta verso il nucleo, ed una pressione di radiazione diretta verso l'esterno, generata dalle reazioni nucleari.

La posizione precisa dipende dalla loro massa; le stelle più pesanti hanno una luminosità maggiore. Maggiore è la loro massa, più breve sarà la loro durata: le stelle blu sono quelle meno durevoli. La permanenza nella sequenza principale dura fintanto che è presente idrogeno nel nucleo della stella: quando questo gas comincia ad esaurirsi la stella utilizza quello presente negli strati più esterni, diventando più luminosa. A questo punto la forza di gravità comincia a prevalere, la stella si contrae, aumentando così la sua temperatura: si innesca la fusione dei nuclei di elio (il prodotto della fusione nucleare dell'idrogeno) che produce carbonio ed un'enorme quantità di energia. Quest'ultima favorisce l'espansione della stella, che diventerà una gigante rossa. Di nuovo la stella si contrae: si innescano nuove fusioni, con la produzione di elementi più pesanti. Ad un certo punto l'ennesima contrazione trasforma la stella in una piccola sfera, luminosa e calda, detta nana bianca. Una nana bianca è destinata a consumarsi fino a spegnersi, trasfrormandosi in una nana nera.

Diverso destino viene riservato alle stelle con una grande massa iniziale; esse possono esplodere e formare una supernova, molto luminosa. Il nucleo residuo di una supernova possiede una densità elevatissima, tale da far collassare gli elettroni degli elementi formati sui loro rispettivi nuclei, permettendo l'esistenza dei soli neutroni. Si forma una stella a neutroni. Quando una stella a neutroni possiede una massa almeno tre volte superiore a quella del Sole diventa un buco nero; siccome ha un volume ridotto (ha un diametro di circa 20 kilometri), il buco nero possiede una densità elevatissima, ed esercita quindi un'attrazione gravitazionale tale da non permettere neanche alla luce di allontanarsi da esso.

Ascolta la lezione in formato audio (1,71 MB). Se non hai un audio player associato al browser, allora clicca col tasto destro del mouse sul collegamento, scegli la voce Salva oggetto con nome.... e scegli una directory dove salvare il file.

Qui di seguito troverete una mappa concettuale che riassume gli argomenti trattati a lezione:

evoluzione delle stelle

.

1 1 1 1 1 Rating 0.00 (0 Votes)

Pubblicità

Benedetta Mangy ha esclamato Eureka!
...perchè da oggi è su Scienze a Scuola!
Elena Armellini ha esclamato Eureka!
...perchè da oggi è su Scienze a Scuola!
Loredana cellitti ha esclamato Eureka!
...perchè da oggi è su Scienze a Scuola!
Altro

Altri stanno studiando...