Fino a ora abbiamo parlato prendendo a riferimento la nostra stella, che ha per noi un valore di grandezza simbolico pari a 1, ora vedremo come questo valore sia profondamente diverso nelle varie parti della nostra galassia, svelandoci una popolazione stellare niente affatto omogenea. Vediamo in questa pagina una prima catalogazione stellare.
Nel tempo gli astronomi hanno imparato a catalogare gli astri secondo precisi dati osservativi; ai giorni nostri ci sono ancora strumenti teorici che ci aiutano a capire come muoverci; sorvolero’ sulla genealogia dello sviluppo di questi dati dall’1800 in poi e andrei direttamente al 1910 con il DIAGRAMMA STELLARE HR. Questo tipo di catalogazione fu attuato separatamente dagli astronomi Hertzsprung e Russell: esso si basa su due parametri fondamentali la luminosita’ e la temperatura effettiva.
L’importanza di questo diagramma e’ determinato dal fatto che aiuta i ricercatori nelle predizioni dei modelli stellari durante la vita di una stella, per poi confrontarle con le osservazioni dirette, ma non solo: aiuta a comprendere la composizione interna delle stelle in base alla loro massa e luminosita’; permete di conoscere le dimesioni dell’astro poiche’ la luminosita’ si dice proporzionale alla superficie della stella (in gergo: la luminosita’ e’ proporzionale al quadrato del raggio della stella stessa); in fine ci indica se la stella che stiamo osservando si trova all’inizio, alla fine o nel mezzo della sua esistenza (come nel caso del nostro Sole).
Come e’ osservabile nel diagramma HR qui sopra, il Sole si trova nella fascia piu’ popolata (detta SEQUENZA PRINCIPALE) dove vi transitano la maggior parte delle stelle. La classificazione stellare viene fatta in base alla luminosita’ (che in una stella e’ determinata dal suo calore). Una stella come la nostra, che ha una temperatura “superficiale” compresa fra i 5000 e i 6000 K, e’ classificata come stella di tipo G. Sulle dimesioni stellari, qui sotto possiamo avere un’idea analizzando la classificazione di MORGAN – KEENAN
Come si vede dall’esempio qui sopra, si puo’ facilmente determinare anche le dimensioni dell’astro. Oltre la classificazione della fascia principale, troviamo le stelle con particolari “patologie” 🙂 a esempio, possiamo imbatterci nelle giganti (divise in ipergiganti – supergiganti – giganti – subgiganti); che a loro volta possono essere blu, gialle o rosse.
Le giganti blu sono stelle molto giovani, ma, sfortuna loro, data l’enorme mole, hanno anche vita molto breve perche’ bruciano molto velocemente le loro riseve di idrogeno……..rispetto a stelle del tipo G come il Sole. Le giganti rosse invece, sono stelle giunte alla loro fase finale della vita, l’ultimo sussulto prima di spegnersi.
Passata la classificazione delle grandi, troviamo le piccole; nella fattispecie si parla di nane che si dividono in NANE BRUNE – NANE BIANCHE – SUBNANE. Partiamo proprio da queste ultime; le subnane sono quelle stelle che hanno una luminosità inferiore alle stelle che occupano la sequenza principale (tecnicamente si direbbe che sono stelle subnane fredde comprese fra G ed M nella classe spettrale – cfr al diagramma HR qui sopra). Da questa categoria si passa alle nane rosse propio sotto le subnane; le dimensioni delle nane rosse sono comprese fra 0,4 e 0,08 masse solari (abiamo accennato prima che il Sole e’ il nostro riferimento ed e’ quindi uguale a 1).
Dopo le nane rosse troviamo le nane brune. Sono considerate le stelle piu’ fredde. Le loro dimensioni vanno da 0,08 masse solari a 77 masse gioviane (cioe’ 77 volte la massa del nostro Giove – e’ anche per questo che Giove, per alcuni, e’ considerato una stella mancata).
Una famosa nana bruna e’ la nostra stella piu’ vicina: Proxima Centauri……….
Ma le piu’ interessanti fra le piccoline, sono le nane bianche. A esempio parliamo di Sirio B, una stella di piccola taglia di colore chiaro, 100 volte piu’ piccola della ben piu’ visibile Sirio A o se si preferisce 10.000 volte meno luminosa………(si veda foto qui sotto).
Ma le vere (e’ il caso di dirlo) “STAR” di questa classe sono i residui di una stella agonizzante di massa simile al Sole che formano le nebulose planetarie. Le nane bianche sono riconducibili a stelle come la nostra che perdono progressivamente la loro massa, cosa che si accentua soprattutto verso le fasi finale della loro vita quando raggiungono lo stadio di gigante rossa, dopo che l’idrogeno e’ stato tutto bruciato. A questo punto la massa espulsa circonda la stella e al centro resta il residuo della stella stessa destinato progressivamente a raffeddarsi la dove la stella originaria non superava le 1,44 masse solari (detto limite di Chandrasekhar di cui parleremo in seguito). In una nana bianca subentrano le leggi della meccanica quantistica (*) le uniche idonee a spiegare il comportamento della materia in una situazione di fase critica ed estrema per la materia; basti pensare che la densita’ degli atomi della materia all’interno di queste stelle e’ pari a 10.000 volte la densita’ che hanno gli atomi all’interno del piombo. Stime ancora piu’ precise ci portano a dire che per una stella con la massa del Sole concetrata nelle dimensioni ridotte di una nana bianca la densita’ e’ pari a circa 106 g/cm³.
Avremo modo di parlare di ognuna di questi “tipi di stelle” in modo piu’ approfondito in seguito, dedicando ad ognuna una pagina che le illustri e spieghi bene.
Dal Cosmo e’ tutto…………
Francesca 74
(*) meccanica quantistica: branca della fisica che si occupa di spiegare i fenomeni che la meccanica classica non è in grado di spiegare.