Star: fatti sulla formazione stellare, la storia e la classificazione

Le stelle sono sfere di plasma giganti e luminose. Ce ne sono miliardi, incluso il nostro sole, nella Via Lattea. E ci sono miliardi di galassie nell'universo. Finora, abbiamo appreso che centinaia di stelle hanno anche pianeti in orbita attorno a loro.

Come si formano le stelle?

Questa immagine dal telescopio Hubble This Web mostra sacche di formazione stellare. Il bagliore è creato dall'idrogeno gassoso che reagisce con la luce delle stelle vicine. (Credito immagine: ESA/Hubble, NASA, L. Ho) (si apre in una nuova scheda)

Una stella si sviluppa da una nuvola gigante, che ruota lentamente, composta interamente o quasi interamente da idrogeno ed elio. A causa della sua stessa attrazione gravitazionale, la nuvola inizia a collassare verso l'interno e, mentre si restringe, ruota sempre più rapidamente, con le parti esterne che diventano un disco mentre le parti più interne diventano un ammasso approssimativamente sferico.

Secondo la NASA (si apre in una nuova scheda), questo materiale che collassa diventa più caldo e più denso, formando una protostella a forma di palla. Quando il calore nella protostella raggiunge circa 1,8 milioni di gradi Fahrenheit (1 milione di gradi Celsius), i nuclei atomici che normalmente si respingono iniziano a fondersi e la stella si accende. La fusione nucleare converte una piccola quantità della massa di questi atomi in quantità straordinarie di energia, ad esempio, 1 grammo di massa convertito interamente in energia equivarrebbe a un'esplosione di circa 22.000 tonnellate di TNT.

Evoluzione stellare

I cicli di vita delle stelle seguono schemi basati principalmente sulla loro massa iniziale. Questi includono stelle di massa intermedia come il sole, con una massa da metà a otto volte quella del sole, stelle di massa elevata che hanno più di otto masse solari e stelle di piccola massa da un decimo a metà della massa solare. Maggiore è la massa di una stella, minore è generalmente la sua durata di vita, secondo la NASA. Oggetti più piccoli di un decimo di massa solare non hanno abbastanza attrazione gravitazionale per innescare la fusione nucleare, alcuni potrebbero diventare stelle fallite conosciute come nane brune.

Una stella di massa intermedia inizia con una nuvola che impiega circa 100.000 anni per collassare in una protostella con una temperatura superficiale di circa 6.750 gradi F (3.725 gradi C). Dopo l'inizio della fusione dell'idrogeno, il risultato è una stella T-Tauri (si apre in una nuova scheda), una stella variabile che fluttua in luminosità. Questa stella continua a collassare per circa 10 milioni di anni fino a quando la sua espansione dovuta all'energia generata dalla fusione nucleare è bilanciata dalla sua contrazione dalla gravità, dopodiché diventa una stella della sequenza principale che riceve tutta la sua energia dalla fusione dell'idrogeno nel suo nucleo.

Ciclo di vita delle stelle: nella parte superiore di questo ciclo si verifica una supernova, che rilascia detriti. Il resto della supernova si unisce al mezzo interstellare per formare nuove stelle. (Credito immagine: Getty Images) (si apre in una nuova scheda)

Maggiore è la massa di una tale stella, più rapidamente utilizzerà il suo combustibile a idrogeno e più breve rimarrà sulla sequenza principale. Dopo che tutto l'idrogeno nel nucleo si è fuso in elio, la stella cambia rapidamente senza che le radiazioni nucleari le resistano, la gravità schiaccia immediatamente la materia nel nucleo della stella, riscaldando rapidamente la stella. Ciò fa sì che gli strati esterni della stella si espandano enormemente e si raffreddino e si illuminino di rosso mentre lo fanno, rendendo la stella una gigante rossa.

L'elio inizia a fondersi nel nucleo e, una volta che l'elio è sparito, il nucleo si contrae e diventa più caldo, espandendo ancora una volta la stella ma rendendola più blu e luminosa di prima, spazzando via i suoi strati più esterni. Dopo che i gusci di gas in espansione svaniscono, rimane il nucleo rimanente, una nana bianca composta principalmente da carbonio e ossigeno con una temperatura iniziale di circa 100.000 gradi C (180.000 gradi F). Dal momento che le nane bianche non hanno più carburante per la fusione, diventano sempre più fredde nel corso di miliardi di anni fino a diventare nane nere troppo deboli per essere rilevate. Il nostro sole dovrebbe lasciare la sequenza principale tra circa 5 miliardi di anni, secondo Live Science (si apre in una nuova scheda).

Una stella di grande massa si forma e muore rapidamente. Queste stelle si formano dalle protostelle in soli 10.000-100.000 anni. Nella sequenza principale, sono calde e blu, da 1.000 a 1 milione di volte più luminose del sole e sono circa 10 volte più larghe. Quando lasciano la sequenza principale, diventano una supergigante rosso brillante e alla fine diventano abbastanza calde da fondere il carbonio in elementi più pesanti. Dopo circa 10.000 anni di tale fusione, il risultato è un nucleo di ferro largo circa 3.800 miglia (6.000 km) e poiché un'altra fusione consumerebbe energia invece di liberarla, la stella è condannata, poiché la sua radiazione nucleare non può più resistere al forza di gravità.

Gli astronomi studiano i resti di supernova per conoscere la morte di una stella. (Credito immagine: NASA/CXC/SAO) (si apre in una nuova scheda)

Quando una stella raggiunge una massa superiore a 1,4 masse solari, la pressione elettronica non può sostenere il nucleo contro un ulteriore collasso, secondo la NASA. Il risultato è una supernova. La gravità fa collassare il nucleo, facendo salire la temperatura interna a quasi 18 miliardi di gradi F (10 miliardi di gradi C), scomponendo il ferro in neutroni e neutrini. In circa un secondo, il nucleo si restringe a circa sei miglia (10 km) di larghezza e rimbalza proprio come una palla di gomma che è stata schiacciata, inviando un'onda d'urto attraverso la stella che provoca la fusione negli strati periferici. La stella esplode quindi in una cosiddetta supernova di tipo II. Se il nucleo stellare rimanente era grande meno di circa tre masse solari, diventa una stella di neutroni composta quasi interamente da neutroni e le stelle di neutroni rotanti che emettono impulsi radio rilevabili sono note come pulsar. Se il nucleo stellare fosse più grande di circa tre masse solari, nessuna forza conosciuta può sostenerlo contro la sua stessa attrazione gravitazionale e collassa formando un buco nero.

Una stella di piccola massa usa l'idrogeno in modo così lento da poter brillare come stelle della sequenza principale per 100 miliardi a 1 trilione di anni poiché l'universo ha solo circa 13,7 miliardi di anni, secondo la NASA (si apre in una nuova scheda), questo significa che non la stella di piccola massa è mai morta. Tuttavia, gli astronomi calcolano che queste stelle, conosciute come nane rosse, non fonderanno mai altro che idrogeno, il che significa che non diventeranno mai giganti rosse. Invece, alla fine dovrebbero raffreddarsi per diventare nane bianche e poi nane nere.

Storia delle osservazioni stellari

Fin dagli albori della civiltà documentata, le stelle hanno svolto un ruolo chiave nella religione e si sono rivelate vitali per la navigazione, secondo l'Unione Astronomica Internazionale (si apre in una nuova scheda). L'astronomia, lo studio dei cieli, potrebbe essere la più antica delle scienze. L'invenzione del telescopio e la scoperta delle leggi del moto e della gravità nel 17° secolo fecero capire che le stelle erano proprio come il sole, tutte obbedienti alle stesse leggi della fisica. Nel 19° secolo, la fotografia e la spettroscopia, lo studio delle lunghezze d'onda della luce che gli oggetti emettono hanno permesso di indagare da lontano le composizioni e i movimenti delle stelle, portando allo sviluppo dell'astrofisica.

Nel 1937 fu costruito il primo radiotelescopio, che consentiva agli astronomi di rilevare radiazioni altrimenti invisibili provenienti dalle stelle. Il primo telescopio a raggi gamma lanciato nel 1961, pioniere nello studio delle esplosioni stellari (supernovae). Sempre negli anni '60, gli astronomi iniziarono osservazioni a infrarossi utilizzando telescopi a palloncino, raccogliendo informazioni su stelle e altri oggetti in base alle loro emissioni di calore; il primo telescopio a infrarossi (il satellite astronomico a infrarossi) è stato lanciato nel 1983.

Le onde radio dei radiotelescopi possono passare attraverso le nuvole per osservare le stelle. (Credito immagine: Getty Images) (si apre in una nuova scheda)

Le emissioni di microonde sono state studiate per la prima volta da This Web nel 1992, con il satellite COBE (Cosmic Microwave Background Explorer) della NASA. (Le emissioni di microonde sono generalmente utilizzate per sondare le origini del giovane universo, ma occasionalmente sono utilizzate per studiare le stelle.) Nel 1990 è stato lanciato il primo telescopio ottico basato sul Web, l'Hubble This Web Telescope, che fornisce il più profondo e dettagliato vista in luce visibile dell'universo.

Ci sono stati, ovviamente, osservatori più avanzati (in tutte le lunghezze d'onda) nel corso degli anni, e ne sono previsti di ancora più potenti. Un paio di esempi sono l'Extremely Large Telescope (ELT), che dovrebbe iniziare le osservazioni nel 2024 nelle lunghezze d'onda dell'infrarosso e dell'ottica. Inoltre, il James Webb This Web Telescope della NASA, annunciato come successore di Hubble, verrà lanciato nel 2018 per sondare le stelle nelle lunghezze d'onda dell'infrarosso.

Come si chiamano le stelle?

Le culture antiche vedevano nei cieli modelli che assomigliavano a persone, animali o costellazioni di oggetti comuni che arrivavano a rappresentare figure del mito, come Orione il cacciatore, un eroe della mitologia greca.

Gli astronomi ora usano spesso le costellazioni nella denominazione delle stelle. L'Unione Astronomica Internazionale, l'autorità mondiale per l'assegnazione di nomi agli oggetti celesti, riconosce ufficialmente 88 costellazioni. Di solito, la stella più luminosa di una costellazione ha "alfa", la prima lettera dell'alfabeto greco, come parte del suo nome scientifico. La seconda stella più luminosa in una costellazione è tipicamente designata "beta", la terza "gamma" più luminosa e così via fino a quando non vengono utilizzate tutte le lettere greche, dopodiché seguono le designazioni numeriche.

La costellazione di Orione prende il nome da un cacciatore della mitologia greca. Il suo schema era paragonato a una persona che impugnava un arco e una freccia. (Credito immagine: Getty Images) (si apre in una nuova scheda)

Un certo numero di stelle ha avuto nomi sin dall'antichità Betelgeuse, ad esempio, significa "la mano (o l'ascella) del gigante" in arabo. È la stella più luminosa di Orione e il suo nome scientifico è Alpha Orionis. Inoltre, diversi astronomi nel corso degli anni hanno compilato cataloghi stellari che utilizzano sistemi di numerazione univoci. Il catalogo Henry Draper, dal nome di un pioniere dell'astrofotografia, fornisce una classificazione spettrale e posizioni approssimative per 272.150 stelle ed è stato ampiamente utilizzato dalla comunità astronomica per oltre mezzo secolo. Il catalogo designa Betelgeuse come HD 39801.

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Stelle oscure: le prime stelle nell'universo

Poiché ci sono così tante stelle nell'universo, l'IAU utilizza un sistema diverso per le stelle ritrovate. La maggior parte è costituita da un'abbreviazione che sta per il tipo di stella o un catalogo che elenca le informazioni sulla stella, seguite da un gruppo di simboli. Ad esempio, PSR J1302-6350 è una pulsar, quindi il PSR. La J rivela che viene utilizzato un sistema di coordinate noto come J2000, mentre 1302 e 6350 sono coordinate simili ai codici di latitudine e longitudine utilizzati sulla Terra.

Negli ultimi anni, l'IAU ha formalizzato diversi nomi per le stelle tra gli appelli della comunità astronomica per includere il pubblico nel processo di denominazione. L'IAU ha formalizzato i nomi di 14 stelle nel concorso "Name ExoWorlds" del 2015, prendendo suggerimenti dai club di scienza e astronomia di tutto il mondo.

Poi, nel 2016, l'IAU ha approvato 227 nomi di stelle, per lo più prendendo spunto dall'antichità nel prendere la sua decisione. L'obiettivo era ridurre le variazioni nei nomi delle stelle e anche nell'ortografia ("Formalhaut", ad esempio, aveva 30 variazioni registrate.) Tuttavia, il nome di vecchia data "Alpha Centauri" si riferiva a un famoso sistema stellare con pianeti di appena quattro anni luce dalla Terra è stato sostituito con Rigel Kentaurus.

Stelle binarie e altri multipli

Questa immagine mostra la regione intorno a NGC 1399 e NGC 1404. (Credito immagine: NASA/ Osservatorio a raggi X Chandra)

Sebbene il nostro sistema solare abbia solo una stella, la maggior parte delle stelle come il nostro sole non sono solitarie ma sono binarie, dove due stelle o più stelle orbitano l'una intorno all'altra. In effetti, solo un terzo delle stelle come il nostro sole sono singole, mentre due terzi sono multipli per esempio, il vicino più vicino al nostro sistema solare, Proxima Centauri, fa parte di più sistemi che includono anche Alpha Centauri A e Alpha Centauri B Tuttavia, le stelle di classe G come il nostro sole costituiscono solo il 7% circa di tutte le stelle che vediamo quando si tratta di sistemi in generale, circa il 30% nella nostra galassia sono multiple, mentre il resto sono singole, secondo Charles J. Lada dell'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (si apre in una nuova scheda) .

Le stelle binarie si sviluppano quando due protostelle si formano una vicino all'altra. Un membro di questa coppia può influenzare il suo compagno se sono abbastanza vicini tra loro, strappando via la materia in un processo chiamato trasferimento di massa. Se uno dei membri è una stella gigante che lascia dietro di sé una stella di neutroni o un buco nero, si può formare un binario di raggi X, in cui la materia estratta dalla compagna del resto stellare può diventare estremamente calda a più di 1 milione di F (555.500 C) e emettere raggi X.

Se un binario include una nana bianca, il gas estratto da un compagno sulla superficie della nana bianca può fondersi violentemente in un lampo chiamato nova. A volte, si accumula abbastanza gas per far collassare il nano, portando il suo carbonio a fondersi quasi istantaneamente e il nano ad esplodere in una supernova di tipo I, che può eclissare una galassia per alcuni mesi.

Caratteristiche principali delle stelle

Luminosità

Gli astronomi descrivono la luminosità delle stelle in termini di magnitudine e luminosità.

La magnitudine di una stella si basa su una scala di oltre 2.000 anni, ideata dall'astronomo greco Ipparco intorno al 125 aC, secondo Ask and Astrophysicist della NASA (si apre in una nuova scheda). Ha numerato i gruppi di stelle in base alla loro luminosità vista dalla Terra: le stelle più luminose erano chiamate stelle di prima magnitudine, le successive più luminose erano di seconda magnitudine e così via fino alla sesta magnitudine, le più deboli visibili.

Al giorno d'oggi gli astronomi si riferiscono alla luminosità di una stella vista dalla Terra come alla sua magnitudine apparente, ma poiché la distanza tra la Terra e la stella può influenzare la luce che si vede da essa, ora descrivono anche la luminosità effettiva di una stella usando il termine magnitudine assoluta, che è definito da quale sarebbe la sua magnitudine apparente se si trovasse a 10 parsec o 32,6 anni luce dalla Terra. La scala di magnitudine ora va a più di sei ea meno di uno, anche scendendo in numeri negativi la stella più luminosa del cielo notturno è Sirio, con una magnitudine apparente di -1,46.

Sirus, la stella più luminosa del cielo notturno, è una stella binaria composta da Sirio B, una massiccia nana bianca e Sirio A, una stella della sequenza principale di tipo A. (Credito immagine: Getty) (si apre in una nuova scheda)

La luminosità è il potere di una stella, la velocità con cui emette energia. Sebbene la potenza sia generalmente misurata in watt, ad esempio, la luminosità del sole è di 400 trilioni di trilioni di watt (si apre in una nuova scheda) la luminosità di una stella viene solitamente misurata in termini di luminosità del sole. Ad esempio, Alpha Centauri A è circa 1,3 volte più luminoso del sole. Per calcolare la luminosità dalla magnitudine assoluta, si deve calcolare che una differenza di cinque sulla scala della magnitudine assoluta equivale a un fattore 100 sulla scala della luminosità, ad esempio, una stella con una magnitudine assoluta di 1 è 100 volte più luminosa di una stella di magnitudine assoluta 6.

La luminosità di una stella dipende dalla temperatura e dalle dimensioni della sua superficie.

Colore

Le stelle sono disponibili in una gamma di colori, dal rossastro al giallastro al blu. Il colore di una stella dipende dalla temperatura superficiale.

Una stella potrebbe sembrare avere un solo colore, ma in realtà emette un ampio spettro di colori, potenzialmente includendo qualsiasi cosa, dalle onde radio e dai raggi infrarossi ai raggi ultravioletti e raggi gamma. Diversi elementi o composti assorbono ed emettono diversi colori o lunghezze d'onda della luce e, studiando lo spettro di una stella, si può indovinare quale potrebbe essere la sua composizione.

Temperatura superficiale

Gli astronomi misurano la temperatura delle stelle in un'unità nota come kelvin , con una temperatura di zero K ("zero assoluto") pari a meno 273,15 gradi C, o meno 459,67 gradi F. Una stella rosso scuro ha una temperatura superficiale di circa 2.500 K (2.225 C e 4.040 F); una stella rossa brillante, di circa 3.500 K (3.225 C e 5.840 F); il sole e altre stelle gialle, a circa 5.500 K (5.225 C e 9.440 F); una stella blu, da circa 10.000 K (9.725 C e 17.540 F) a 50.000 K (49.725 C e 89.540 F).

La temperatura del sole è di circa 10.000 gradi F (5.500 gradi C) in superficie (Image credit: Getty Images)

La temperatura superficiale di una stella dipende in parte dalla sua massa e ne influenza la luminosità e il colore. In particolare, la luminosità di una stella è proporzionale alla temperatura alla quarta potenza. Ad esempio, se due stelle hanno le stesse dimensioni ma una è due volte più calda dell'altra in kelvin, la prima sarebbe 16 volte più luminosa della seconda.

Dimensione

Gli astronomi generalmente misurano le dimensioni delle stelle in termini di raggio del nostro sole. Ad esempio, Alpha Centauri A ha un raggio di 1,05 raggi solari (il plurale di raggio). Le dimensioni delle stelle variano da stelle di neutroni, che possono essere larghe solo 12 miglia (20 chilometri), a supergiganti circa 1.000 volte il diametro del sole.

La dimensione di una stella influisce sulla sua luminosità. In particolare, la luminosità è proporzionale al raggio al quadrato. Ad esempio, se due stelle avessero la stessa temperatura, se una stella fosse larga il doppio dell'altra, la prima sarebbe quattro volte più luminosa della seconda.

Messa

Gli astronomi rappresentano la massa di una stella in termini di massa solare, la massa del nostro sole. Ad esempio, Alpha Centauri A è 1,08 masse solari.

Stelle con masse simili potrebbero non essere di dimensioni simili perché hanno densità diverse. Ad esempio, Sirio B ha all'incirca la stessa massa del Sole, ma è 90.000 volte più denso, quindi solo un cinquantesimo del suo diametro.

La massa di una stella influisce sulla temperatura superficiale.

Questa visione ad ampio campo del cielo attorno al luminoso sistema stellare Alpha Centauri è stata creata da immagini fotografiche che fanno parte del Digitized Sky Survey 2. (Image credit: ESO/Digitized Sky Survey 2 Acknowledgement: Davide De Martin) (si apre in una nuova scheda )

Campo magnetico

Le stelle ruotano sfere di gas in movimento, caricate elettricamente, e quindi generano tipicamente campi magnetici. Quando si tratta del sole, i ricercatori hanno scoperto che il suo campo magnetico può diventare altamente concentrato in piccole aree, creando caratteristiche che vanno dalle macchie solari alle spettacolari eruzioni note come bagliori ed espulsioni di massa coronale. Un'indagine presso l'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ha rilevato che il campo magnetico stellare medio aumenta con la velocità di rotazione della stella e diminuisce con l'invecchiamento della stella.

Metallicità

La metallicità di una stella misura la quantità di "metalli" che possiede, cioè qualsiasi elemento più pesante dell'elio.

Possono esistere tre generazioni di stelle in base alla metallicità. Gli astronomi non hanno ancora scoperto nessuna di quella che dovrebbe essere la generazione più antica, le stelle di Popolazione III nate in un universo senza "metalli". Quando queste stelle morirono, rilasciarono elementi pesanti nel cosmo, di cui le stelle di Popolazione II incorporavano quantità relativamente piccole. Quando un certo numero di questi è morto, hanno rilasciato elementi più pesanti e le stelle più giovani di Popolazione I come il nostro sole contengono la più grande quantità di elementi pesanti.

Classificazione a stella

Le stelle sono generalmente classificate in base al loro spettro in quello che è noto come il sistema Morgan-Keenan o MK, secondo l'European Southern Observatory (si apre in una nuova scheda). Esistono otto classi spettrali, ciascuna analoga a un intervallo di temperature superficiali dalla più calda alla più fredda, queste sono O, B, A, F, G, K, M e L. Ogni classe spettrale comprende anche 10 tipi spettrali, che vanno dal numero 0 per il più caldo al numero 9 per il più freddo.

Le stelle sono anche classificate in base alla loro luminosità nel sistema Morgan-Keenan. Le classi di stelle più grandi e luminose hanno i numeri più bassi, dato in numeri romani Ia è una supergigante brillante; Ib, una supergigante; II, un gigante luminoso; III, un gigante; IV, un subgigante; e V, una sequenza principale o nana.

Una designazione MK completa include sia il tipo spettrale che la classe di luminosità, ad esempio, il sole è un G2V.

Struttura stellare

Un'illustrazione della struttura e delle zone del sole. (Credito immagine: ESA&NASA/SOHO) (si apre in una nuova scheda)

La struttura di una stella può essere spesso pensata come una serie di sottili gusci nidificati, un po' come una cipolla.

Una stella durante la maggior parte della sua vita è una stella di sequenza principale, che consiste in un nucleo, zone radiative e convettive, una fotosfera, una cromosfera e una corona. Il nucleo è dove avviene tutta la fusione nucleare per alimentare una stella.

Nella zona radiativa, l'energia di queste reazioni viene trasportata verso l'esterno dalla radiazione, come il calore di una lampadina, mentre nella zona convettiva, l'energia viene trasportata dai gas caldi turbolenti, come l'aria calda da un asciugacapelli. Le stelle massicce che sono più di diverse volte la massa del Sole sono convettive nei loro nuclei e radiative nei loro strati esterni, mentre stelle paragonabili al Sole o di massa inferiore sono radiative nei loro nuclei e convettive nei loro strati esterni. Le stelle di massa intermedia di tipo spettrale A possono essere radiative dappertutto.

Dopo quelle zone viene la parte della stella che irradia luce visibile, la fotosfera, che viene spesso definita la superficie della stella. Dopo c'è la cromosfera, uno strato che appare rossastro a causa di tutto l'idrogeno che vi si trova. Infine, la parte più esterna dell'atmosfera di una stella è la corona, che se super calda potrebbe essere collegata alla convezione negli strati esterni.

Risorse addizionali

Per esplorare di persona le stelle del nostro universo, puoi utilizzare lo strumento Skymap della NASA (si apre in una nuova scheda) . Inoltre, per vedere le immagini delle stelle scattate dal telescopio Hubble This Web, sfoglia l'archivio immagini dell'Agenzia europea This Web (ESA) (si apre in una nuova scheda).

Bibliografia

Salaris, M., & Cassisi, S. (2005). "Evoluzione delle stelle e delle popolazioni stellari". John Wiley & Figli. https://books.google.co.uk (si apre in una nuova scheda)

"Classificazione spettrale". Rassegna annuale di astronomia e astrofisica (1973). https://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.aa.11.090173.000333?journalCode=astro (si apre in una nuova scheda)

"Il ciclo di formazione di GasStar nelle galassie che formano stelle vicine. I. Valutazione delle variazioni multiscala". Il diario astrofisico (2019). https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab50c2/meta (si apre in una nuova scheda)

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