Stelle e galassia – parte 3ª

di Marco Massa

 

Non hai letto le prime due parti? Eccole! Parte 1a – Parte 2a

 

Dopo aver descritto gli ammassi di stelle nella parte 2a di cui al n.114 di questa rivista, vediamo ora, un po’ più da vicino, le caratteristiche delle stelle.

Le stelle della nostra galassia vengono normalmente suddivise in due popolazioni stellari: le stelle di popolazione I che si trovano nel disco della galassia e sono più giovani e più ricche di metalli e le stelle di popolazione II che sono più vecchie e povere di metalli (in astronomia il termine metalli indica gli elementi più pesanti dell’idrogeno).

Le stelle si distinguono per la loro luminosità e per il loro colore; queste due caratteristiche, insieme alla posizione nel firmamento, sono le più direttamente accessibili all’osservazione. La luminosità apparente di una stella, o magnitudine apparente, dipende sia dall’energia totale emessa da tutta la superficie stellare sia dalla distanza da noi, mentre il colore dipende dalla temperatura della superficie. Per confrontare la luminosità intrinseca delle stelle bisogna calcolare la magnitudine assoluta, cioè la magnitudine che avrebbero se fossero tutte poste ad una stessa distanza. Gli astronomi hanno stabilito una distanza standard di 10 parsec, rispetto alla quale si calcolano le magnitudini assolute. (10 parsec = 32,6 anni luce) Non avrebbe senso confrontare magnitudini apparenti, infatti una stella può
apparire molto splendente solo perché è molto vicina, mentre altre possono apparire deboli solo perché sono lontane. Attraverso lo studio dello spettro si può conoscere con precisione il colore delle stelle e quindi la temperatura alla quale è direttamente legata.

La classificazione delle stelle, per mezzo dei loro spettri, ha portato alla costituzione dei “tipi spettrali” nei quali si raggruppano le stelle in relazione alle righe di assorbimento ed emissione osservate. La serie è indicata dalle lettere O – B – A – F – G – K – M- R – N – S che corrispondono a stelle la cui temperatura va decrescendo dai 60 mila gradi delle stelle di classe O (Bianco Azzurre) ai duemila gradi delle stelle rosse M – R – N – S.

CLASSE O
Le stelle di classe O sono molto calde (30.000– 60.000 K) e luminose, e mostrano un colore decisamente blu. Alnitak nella costellazione di Orione è una stella di classe O. La maggior parte della luce da loro emessa è composta da raggi ultravioletti.

CLASSE B
Le stelle di classe B sono anch’esse molto luminose e calde (10.000–30.000 K). Rigel, nella costellazione di Orione, è una supergigante di tipo B.

CLASSE A
Stelle di tipo A sono la maggioranza delle stelle luminose visibili ad occhio nudo (7.500–10.000 K). Deneb nel Cigno e Sirio nel Cane Maggiore sono stelle di classe A , bianche.

CLASSE F
Le stelle di tipo F sono più fredde delle A (6.000–7.500 K). Sono stelle di classe F Procione e la stella polare. Il loro colore è bianco con una tinta gialla.

CLASSE G
Le stelle di classe G sono le stelle come il nostro Sole ( 5.000 – 6.000 K). Anche Capella è una stella di classe G . Il loro colore è giallo.

CLASSE K
Le stelle di tipo K sono leggermente meno calde del Sole (3.500–5.000 K), e di colore arancione. Alcune sono stelle giganti come Arturo.

CLASSE M
Le stelle di classe M sono di gran lunga le più numerose (2.000–3.500 K). Tutte le nane rosse appartengono a questa classe, si calcola che siano circa il 90% di tutte le stelle. Sono poco luminose per cui nessuna nana rossa è visibile ad occhio nudo. La classe M ospita anche molte stelle giganti e supergiganti, come Antares e Betelgeuse, ben visibili a occhio nudo.

CLASSE R E N
Le stelle di tipo R e N sono stelle giganti con alto contenuto di carbonio.

CLASSE S
Le stelle di tipo S hanno abbondanze relative quasi uguali di carbonio e ossigeno. Queste stelle sono così fredde da permettere la formazione dell’ossi- do di carbonio.

DISTRIBUZIONE DELLE STELLE DELLA GALASSIA

La stima del numero di stelle della Galassia è andata sempre aumentando a causa soprattutto della scoperta che le nane rosse sono molto più numerose di quanto si pensava. Il valore attualmente più accettato è di circa 300 miliardi, ma alcuni astronomi ipotizzano si possa arrivare quasi a 400 miliardi. Valori indicativi sulla distribuzione in percentuale delle varie classi di stelle possono essere i seguenti:

• O : ~ 0,00001% (blu)
• B : ~ 0,01% (blu-bianche) • A : ~ 1% (bianche)
• F : ~ 3% (giallo-bianche) • G : ~ 6% (gialle)
• K : ~ 9% (gialle-arancio) • M : ~ 80% (nane rosse)

DIAGRAMMA HR
Fra il 1911 e il 1913 gli astronomi Hertzsprung e Russel fecero una scoperta di basilare importanza mettendo in un grafico la magnitudine assoluta ed il tipo spettrale per le poche centinaia di stelle per le quali allora era nota la distanza. L’idea di vedere se esisteva una qualche relazione fra il tipo spettrale di una stella (o temperatura) e la sua luminosità intrinseca portò immediatamente a risultati di grande rilievo; ma solo in tempi molto più recenti si è cominciato a sfruttare in pieno la formidabile potenza di tale strumento di indagine.

Con quella semplice idea era stata trovata la chiave che avrebbe consentito di penetrare il segreto della vita delle stelle, di riconoscere se una stella è appena nata o adulta, oppure alla fine del ciclo vitale; di stabilire il grado di evoluzione degli ammassi stellari; di assegnare agli uni molti miliardi di anni, agli altri, viceversa, solo pochi milioni di anni di età. Una chiave che ci apre le porte del tempo e dello spazio nell’universo siderale. Esaminando il grafico (vedi figura allegata), i due astronomi si accorsero che i punti rappresentativi delle stelle non si sparpagliavano disordinatamente nel piano del grafico, ma si allineavano secondo certi allineamenti in modo da formare una specie di 7 rovesciato. Uno di questi allineamenti scende obliquamente da sinistra in alto verso destra in basso: è detto “sequenza principale” perché vi è addensato il maggior numero di stelle; un altro gruppo di punti segue un allineamento più corto e quasi orizzontale che viene detto “ramo delle giganti”. È proprio questo ramo orizzontale che destò la maggiore sorpresa in quanto, le stelle di questa zona del diagramma, sono enormemente più luminose delle stelle di uguale classe spettrale che si trovano nella sequenza principale. Per esempio: la quantità di luce emessa da una stella di tipo spettrale M del ramo orizzontale è un milione di volte superiore alla quantità di luce emessa da una stella di pari classe spettrale e temperatura appartenente alla sequenza principale; la spiegazione può essere una sola: la superficie della stella più luminosa è un milione di volte più grande della superficie della stella meno luminosa. Poiché la superficie di una sfera cresce col quadrato del raggio, la stella più splendente deve avere raggio mille volte più grande.

CALCOLO DISTANZA DELLE STELLE
Un’altra applicazione immediata del diagramma HR è la determinazione approssimata della distanza delle stelle. Per costruire il diagramma HR bisognava conoscere la distanza
di un certo numero di stelle per averne la magnitudine assoluta; ora però che questo diagramma è a nostra disposizione, possiamo ritenere che esprima una legge statistica valida per tutte le stelle ed utilizzarlo per trovare la distanza di stelle troppo lontane per il metodo trigonometrico. Partendo dal punto dell’asse orizzontale corrispondente al tipo spettrale ricavato, si traccia una parallela all’asse verticale fino ad incontrare la zona popolata del diagramma da cui si traccia una parallela all’asse orizzontale; l’intersezione di questa con l’asse verticale ci dà la magnitudine assoluta della nostra stella. Dal confronto della magnitudine assoluta così trovata con la magnitudine apparente, si ricava la distanza della stella: il diagramma HR diventa uno strumento formidabile per la valutazione delle distanze e permette lo studio della popolazione stellare della Galassia, anche a grandissime distanze. Esaminando a fondo questo diagramma notiamo che le stelle di tipo 0-B hanno una luminosità centinaia di migliaia di volte superiore a quella del Sole.

Continua nella parte 4a