Lo studio delle stelle in astrofisica

Lo studio delle stelle in astrofisica

Par. 1) La magnitudine

Secondo una tradizione che risale probabilmente all'astronomo greco Ipparco di Nicea (II sec. a.C.), le stelle sono divise in sei classi di grandezza in base alla loro luminosità. Nel 1856 l'astronomo britannico R. Pogson volle esprimere in forma più razionale questa classificazione per estenderla a tutte le stelle scoperte. Introdusse allora una scala fotometrica per valutare la luminosità apparente delle stelle, chiamata magnitudine apparente e indicata con m. Si indica invece con E la luminosità apparente, che esprime effettivamente l'intensità della luce prodotta da una stella rispetto al Sole, di luminosità 1. Il legame tra m ed E è data dalla seguente relazione.

RELAZIONE DI POGSON

Ad esempio, se una stella di riferimento ha magnitudine apparente , per valutare la magnitudine apparente di una stella 100 volte meno luminosa della stella considerata, possiamo scrivere: . Mentre la luminosità E cresce con la luce percepita, la magnitudine m diminuisce con essa.

Per valutare con parametri oggettivi la luce emessa da una sorgente si può introdurre poi la magnitudine assoluta M, coincidente con la magnitudine apparente che avrebbe la sorgente luminosa se si trovasse alla distanza di 10 pc (parsec).

Par. 2) Le classi spettrali

Nel primo decennio del 1900 le stelle allora conosciute sono state classificate in alcune classi spettrali, a seconda dello spettro di emissione elettromagnetica. Poiché ogni spettro è indicativo della temperatura superficiale di una stella, ad ogni classe spettrale è possibile abbinare un intervallo di temperature probabili. Le sette classi spettrali sono riportate nella tabella sottostante.

Questa classificazione ordinata si è resa necessaria solo nel XX secolo perché è a partire dal 1900 che iniziarono gli studi sulle galassie diverse dalla Via Lattea.

Par. 3) Stelle "giganti" e stelle "nane"

Nel 1905 l'astronomo Ejnar Hertzprung si mise a ad esaminare con cura le informazioni di catalogo sugli spettri stellari. Egli aveva notato che corpi stellari aventi spettri tra loro simili potevano però differire grandemente sotto il profilo delle dimensioni e della luminosità. Non si trattava, a suo avviso, di variazioni rilevanti nelle masse, ma nelle densità, nel senso che esistevano osservazioni attendibili sull'esistenza di grandi differenze nel volume di stelle che pure appartenevano ad una medesima classe spettrale. Nella comunità degli astronomi, dunque, si cominciò a far uso di una distinzione tra stelle "giganti" e stelle "nane", dove alla prime si attribuiva una superficie molto maggiore di quella che caratterizzava le seconde. Queste considerazioni portarono Henry Norris Russell a scoprire, attorno al 1913, alcune relazioni fra lo spettro di una stella e altre caratteristiche di quest'ultima, con particolare riferimento alla magnitudine assoluta. Russell riteneva inoltre che la differenza tra una classe spettrale ed un'altra consistesse nella variazione di una singola condizione fisica nelle atmosfere delle stelle. Egli escludeva pertanto che tale discriminante fisica fosse di natura chimica, dato che, se così fosse stato, vi sarebbero state variazioni di più di una condizione fisica. La comunità degli studiosi era propensa a dire che le differenze misurabili per via spettroscopica dipendevano dalle temperature delle atmosfere delle stelle.

Par. 4) Il diagramma Hertzprung-Russell

Hertzprung e, quasi contemporaneamente, Russell misero in evidenza che, per la maggior parte delle stelle, colore, temperatura superficiale e luminosità assoluta potevano essere messe in relazione. Ogni stella può essere rappresentata da un punto su un diagramma fig.1) avente:

a)     in ascissa la temperatura superficiale, cui corrispondono le varie classi spettrali

b)     in ordinata la luminosità assoluta, cui corrisponde la magnitudine assoluta.

Il diagramma può contenere anche particolari raggruppamenti di stelle, oppure le stelle di una galassia intera. Esso è in ogni caso indicativo delle caratteristiche generali del raggruppamento considerato.

La maggior parte delle stelle si dispone lungo la diagonale del diagramma, detta sequenza principale.

	figura 1

Par. 5) Le nane bianche

Non tutte le stelle però si collocano lungo la sequenza principale. Le nane bianche, per esempio, costituiscono un'eccezione del diagramma H-R. Nel 1914 l'astronomo Walter Sydney Adams scoprì un comportamento eccezionale dal punto di vista fisico in un sistema di due stelle, costituito da Sirio e dalla sua compagna. Sirio è una stella di classe spettrale A che irradia molta più luce della sua compagna. Con una strumentazione particolarmente raffinata, però, anche la compagna poté essere analizzata. Essa aveva una massa simile a quella del Sole ed una magnitudine assoluta di 11,3. Se tale stella avesse seguito l'andamento della sequenza principale avrebbe dovuto trovarsi tra le nane rosse. Essa si presentava invece con spettro F ed andava dunque classificata come nana bianca. Sulla base di tali considerazioni si poté dedurre che il suo raggio era di circa 20.000 km e la sua densità di 60.000 g/cm³ (data la massa simile a quella del sole): tale valore fu sconvolgente e spinse gli astronomi a chiedersi come fosse possibile l'esistenza di materia tanto densa.

Par. 6) La formazione di una nana bianca

Una sella nasce in quanto la forza gravitazionale è sufficiente a produrre fenomeni di condensazione in nubi di materiale interstellare. Questo materiale, costituito prevalentemente da idrogeno, continua ad addensarsi e si riscalda fino a raggiungere temperature tali da innescare reazioni nucleari che trasformano l'idrogeno in elio. L'energia così liberata genera una pressione in grado di contrastare l'azione gravitazionale: la stella è in equilibrio e si colloca nella sequenza principale del diagramma H-R. Se la fusione nucleare procede la stella raggiunge temperature elevatissime ed aumenta di volume. Quando il combustibile si esaurisce la pressione non è più in grado di contrastare la forza di gravità e la stella subisce un collasso gravitazionale, originando una nana bianca, una stella di neutroni oppure un buco nero. In particolare la nana bianca si forma se la massa della stella è inferiore a 1,44 masse solari. Si veda a questo proposito anche il capitolo 3, con particolare attenzione al paragrafo 6.

Par. 7) Le supergiganti rosse

Anche le supergiganti rosse si trovano al di fuori della sequenza principale del diagramma H-R. Una supergigante rossa si origina quando una stella, terminata la fusione dell'idrogeno e dell'elio, continua la fusione nucleare degli elementi più complessi accrescendo il suo volume. Tale processo è possibile soltanto se la massa della stella è superiore a 1,44 masse solari (il contrario di quanto accade per le nane bianche).