IIll ccoolloorree ddeellllee sstteellllee

Il colore delle stelle è una delle cose che possono già essere osservate, almeno per le più brillanti, in una normalissima serata limpida e senza luna anche ad occhio nudo, è così che salta agli occhi il colore arancione della stella Antares nella costellazione dello Scorpione, il bianco brillante di Sirio nel Cane Maggiore, oppure il favoloso contrasto tra turchese e giallo della stella doppia Albireo nel Cigno. Ma qual è il motivo di tali diverse tonalità di colore?

Tutte le stelle così come il Sole hanno delle caratteristiche specifiche legate alla loro massa (la massa e quanto pesa una stella, cioè quanto combustibile nucleare forma l’immensa sfera infuocata dell’astro) e di conseguenza alla loro evoluzione. Ogni oggetto dell’universo, quindi anche le stelle, ha una sua nascita, vita evolutiva e morte più o meno violenta. Prendiamo pertanto in esame i vari passi evolutivi di una stella.

All’inizio esiste soltanto una immensa nube di gas e polveri che per attrazione gravitazionale tende a restringersi verso il punto più interno della nube stessa. E’ in questa fase che gli atomi che costituiscono la nube avvicinandosi gli uni agli altri iniziano ad urtarsi aumentando di centinaia e poi di migliaia di gradi la temperatura della nube protostellare (è questa la nube dalla quale si formerà la stella nell’arco di qualche decina di milioni di anni).

Il componente più diffuso nell’universo e che costituisce queste nubi è l’idrogeno che innescandosi in una reazione termonucleare accende la stella che inizia così la sua vita vera e propria.

A seconda di quanto idrogeno si trovava nella nube protostellare avremo una stella più o meno massiccia, questa è una caratteristica molto importante che ne determinerà il suo cammino evolutivo; infatti quanto più grande e pesante sarà la stella tanto più veloce sarà la sua vita e in ultimo la sua morte.

Le stelle vengono classificate in base ad un semplice diagramma che le cataloga per la loro colorazione, chiamato diagramma HR (dalle iniziali Hertzprung e Russel gli scienziati che lo definirono) e al loro spettro luminoso.

Dalla fisica è noto infatti che i corpi luminosi incandescenti emettono spettri luminosi di tipo continuo mentre i gas emettono ed assorbono righe ben determinate delle spettro tipiche delle specie che li costituiscono.

Se prendiamo per esempio, lo spettro del nostro Sole, si osserva che esso non appare continuo, ma interrotto e solcato da righe nere in corrispondenza delle radiazioni mancanti, queste righe si chiamano righe di Fraunhofer.

Gli scienziati hanno misurato tutte le loro lunghezze d’onda associandole ai vari elementi.

E’ questa la carta d’identità di ogni stella ed in base agli elementi che sono identificati con la presenza delle righe di cui abbiamo parlato vengono riunite in gruppi distinti a cui corrispondono lettere dell’alfabeto che dividono in settori il diagramma HR.

Grazie alla presenza di alcuni elementi piuttosto che altri possiamo capire quanto una stella è vecchia, quali combustibili nucleari sta bruciando, l’evoluzione futura della

Nebulosa M 8

Spettro luminoso continuo

Righe di vari elementi

sua vita, e determinare con certezza la sua colorazione superficiale. E’ così che abbiamo stelle azzurre molto giovani, stelle gialle come il Sole, e stelle Arancioni e rosse molto vecchie come Antares

Come si può facilmente notare ad una colorazione azzurra corrisponde una temperatura superficiale alta, mentre ad una colorazione rossa corrisponde una temperatura superficiale molto bassa. A seconda del colore, cioè della temperatura, e delle caratteristiche dello spettro, le stelle vengono classificate in 7 classi diverse ciascuna delle quali, a sua volta è divisa in 10 sottoclassi.

A partire dalla temperatura più alta, abbiamo stelle: ��Tipo O: azzurre, molto luminose e massicce, con temperatura superficiale fra

22.000 e 33.000 °C; ��Tipo B: bianco – azzurre con temperatura superficiale compresa tra 11.000 e

17.000 °C ; ��Tipo A: bianco – verdi con temperature superficiali comprese tra 8.000 e

11.000 °C; ��Tipo F: verdi con una temperatura superficiale compresa tra 7.000 e 8.000

°C; ��Tipo G: gialle con una temperatura superficiale compresa tra 5.000 e 6.000

°C; (La stella Sole è classificata come una G0) ��Tipo K: giallo – arancione con temperatura superficiale tra 3.500 e 5.000 °C; ��Tipo M: rosse con una temperatura superficiale compresa tra 2.500 e 3.500

°C; Possiamo inoltre dire che durante la loro vita le stelle modificando la loro colorazione

superficiale modificano anche gli elementi che le costituiscono. Mentre nelle stelle azzurre e bianche troviamo grandissima presenza di elio, nelle stelle verdi e gialle abbonda l’idrogeno e cominciano ad essere presenti anche altri elementi come il ferro, il calcio, il sodio. Nelle stelle con colorazione arancione e rossa inizia a diminuire la presenza dell’idrogeno ed aumentano le presenze di metalli pesanti come ad esempio titanio e carbonio.

E’ un processo evolutivo lunghissimo, tant’è che una stella media come il Sole si pensa sia giunta grosso modo a metà della sua vita, stimata in circa 10 miliardi di anni, quando la stabilità che adesso caratterizza il Sole terminerà, la nostra stella inizierà ad espandersi arrivando con la sua atmosfera ad inghiottire pianeti come Mercurio, Venere, la Terra ed addirittura Marte, in quella fase gradualmente, passerà da una colorazione superficiale gialla ad arancione per poi diventare una gigante rossa ed arrivare alla espulsione degli strati superficiali esterni con una forte esplosione. Diventerà in questa fase una supernova e darà vita nell’arco ci pochissimo tempo ad un nuovo oggetto chiamato stella di neutroni, costituito dal materiali più interno della stella originaria.

Diagramma HR con la colorazione delle varie stelle ed indicate alcune delle più famose.

��������������� �������