Temperatura e colore

  La temperatura è una grandezza fisica che descrive lo stato di agitazione termica delle particelle (atomi, molecole, elettroni,...) che formano un corpo. Maggiore è la velocità media delle particelle elementari che costituiscono un oggetto, maggiore sarà il valore di temperatura misurato da un termometro.
   Un qualunque oggetto, in virtù dell’agitazione termica delle particelle, emette “onde elettromagnetiche”, cioè luce. Tale luce può essere visibile se il corpo è sufficientemente caldo. E’ familiare a tutti il fatto che anche al buio un pezzo di ferro caldo comincia ad essere visibile. Più esso è caldo, più il colore “tende” al blu. Se non fondesse prima, ad alte temperature diverrebbe blu.
   Tutto ciò è valido anche per le stelle; ecco perché esse hanno diversi colori: quello che varia è la loro temperatura superficiale.

Cosa è il colore

   Un’onda sonora è una perturbazione del mezzo (ad esempio dell’aria) che si ripete in maniera oscillatoria. L’organo che percepisce tale perturbazione è l’orecchio.         Un’onda elettromagnetica è una perturbazione sia elettrostatica che magnetica: essa può essere percepita dall’occhio, oppure da una pellicola fotografica o da una telecamera. In tutti i casi, l’onda elettromagnetica viene percepita come “luce”. Un’onda del tipo suddetto si può schematizzare così:

   Senza entrare nei dettagli, basta dire che la “lunghezza d’onda”
  distingue i vari “tipi di luce”. L’occhio vede allora, al variare di
   diversi colori.
    Il bianco è un miscuglio di un gran numero di onde di svariate
 . Se un raggio biancastro passa attraverso un prisma, o attraverso una goccia d’acqua, esso viene “disperso” nei colori che lo compongono, e si ottiene così uno “spettro”. Per tale ragione dopo un temporale è visibile l’arcobaleno. L’arcobaleno è un esempio di
 spettro solare, perché è proprio il raggio bianco-giallo del Sole che viene scomposto. Se vivessimo su un pianeta di Betelgeuse (una stella gigante rossa), l’arcobaleno sarebbe assai diverso: lo spettro di Betelgeuse, infatti, essendo questa una stella più fredda del Sole, è più intenso nelle lunghezze tipiche del rosso.
     Lo spettroscopio è uno strumento che, oltre ai colori dell’iride, mostra dei dettagli minori: le righe di assorbimento. Si tratta di zone scure, sovrapposte allo spettro continuo dell’iride. Esse dipendono dalla temperatura ma anche dalla composizione chimica del mezzo attraversato dalla luce prima di giungere al prisma dello spettroscopio.
  Ora abbiamo anche un’idea di come si fa per conoscere gli elementi che compongono le stelle.

Luminosità e magnitudini

   Più una stella è calda, più essa tende al blu ed  è luminosa. E’ovvio che la luminosità dipende anche dalle dimensioni del globo stellare: una nana bianca (temperatura superficiale di circa 15000° C) è meno luminosa di una supergigante rossa (circa 3500° C).
   Se però consideriamo che le stelle sono a diverse distanze dal nostro pianeta, il problema si complica. Basta però usare i metodi per conoscere le distanze stellari, per  sapere quanto effettivamente sia splendente una stella.
    La magnitudine apparente è la grandezza più usata per descrivere lo splendore di un astro visto dalla terra. Una stella di sesta magnitudine sarà appena visibile ad occhio nudo; Sirio, la più luminosa stella del firmamento, ha una magnitudine apparente di     -1,4.
    La magnitudine assoluta è la magnitudine che avrebbe una stella se si trovasse alla distanza di 10 parsec (=32,6 anni luce) dalla Terra. Il Sole ha magnitudine apparente di circa -26, ma quella assoluta è circa  +5,5. Il Sole è infatti una stella nana.
 

Cosa è una stella

   Una stella è un immenso globo di gas incandescente. Il Sole è una comunissima “nana” con un raggio di 700.000 mila km (quello della Terra è di soli 6.300 km). Il gas che lo costituisce ha una temperatura che va dai 15 milioni di °C  del nucleo, ai 5.500 °C circa della fotosfera.
 
 

Perché vediamo le stelle
 

Perché il Sole è visibile ed è così caldo? Perché lo sono le altre stelle? e inoltre: cosa ha permesso al Sole di vivere per almeno 5 miliardi di anni (visto che la vita  esiste sulla Terra da non meno di 4 miliardi di anni) pur essendo l’esempio  massimo di dispendiosità energetica? Facendo un po' i conti, l’energia è tale che se il proprietario di un piccolo appezzamento di terra riuscisse a sfruttare tutta l’energia solare che vi piove in un anno, egli non avrebbe problemi energetici per lunghissimo tempo, e la Terra dista dal Sole 150 milioni di km!!
Ebbene il Sole “vive” grazie all’energia prodotta nel suo nucleo dalle reazioni di fusione termonucleare: alla temperatura ed alla pressione di quelle regioni i protoni possiedono energia tale da riuscire a vincere la repulsione elettrostatica fondendosi, attraverso stadi intermedi, per formare nuclei di elio 4. In parole povere, l’idrogeno si trasforma in elio.
Il peso dell’elio formato è però un po' minore della somma dei pesi dei quattro protoni iniziali. Tale difetto di  massa indica che  la quantità mancante si è trasformata in energia secondo la relazione di Einstein:

                         Energia = m   c2

dove m è, nel nostro caso, il difetto di massa e c è la velocità della luce nel vuoto (circa 300.000 km/sec).
Un’altra reazione che avviene nel nucleo delle stelle (soprattutto in quelle che hanno un nucleo molto più caldo di quello solare) è il ciclo CNO (Carbonio-Azoto-Ossigeno) che distrugge idrogeno creando elio con l’aiuto dei tre suddetti elementi.

Il diagramma H-R

Quando gli astronomi Hertzsprung e Russel decisero di  “dilettarsi” con le magnitudini  assolute delle stelle e la loro temperatura, rappresentando ogni stella con un punto su un grafico del seguente tipo:

anziché ottenere una disposizione casuale, i punti (le stelle) si addensarono in certe zone, a seconda delle loro caratteristiche fisiche. In particolare in una regione sono concentrati moltissimi puntini. Essa fu chiamata sequenza principale. Guardacaso il Sole si trova in essa.

Come nasce una stella

    Lo spazio è disseminato di nebulose: estesissime regioni ricche di gas e polveri finissime (comunque molto meno dense del vuoto più spinto ottenibile in laboratorio). E’ in tali regioni che i telescopi infrarossi hanno individuato “punti caldi” che mostrano tutte le caratteristiche calcolate teoricamente per una stella in formazione. Ciò dimostra che la formazione stellare è un processo che avviene tuttora e queste osservazioni sono proprio rivolte a “embrioni stellari”.
   Per ragioni ancora non chiare (forse a causa dell’onda d’urto di una vicina esplosione stellare) in quelle nebulose il gas comincia ad addensarsi in certe regioni. La sua attrazione gravitazionale accelera il processo ed in qualche decina di milione di anni si forma un oggetto caldo. Se la temperatura raggiunge i 10 milioni di °C si accendono le reazioni termonucleari: nasce una stella.
 
 

La “maturità” di una stella

    All’inizio la composizione chimica di una stella è la seguente:
--  il 70% circa di idrogeno
--  il 28% circa di elio
--  il 2% circa di elementi più pesanti.
   Le reazioni nucleari avvengono solo nel nucleo; qui l’idrogeno si trasforma in elio fino al suo esaurimento. Ciò si verifica entro pochi milioni di anni per stelle di massa molto maggiore del Sole (poiché il tasso di produzione energetica è molto elevato a causa della reazione CNO), ed in qualche decina di miliardi di anni per stelle di 0,2 masse solari.
    La stella, fino a quel momento, rimane in “equilibrio”: l’azione di sostegno dei suoi strati  è svolta dall’energia prodotta nel nucleo. Quando questa viene a mancare la stella tende a collassare su se stessa per l’azione della forza di gravità.
 
 

La vecchiaia

   L’esaurimento dell’idrogeno nel nucleo decreta l’avvento della morte dell’astro: esso da questo momento avrà le ore contate.
   Il collasso che segue l’esaurimento dell’idrogeno, determina però un aumento della temperatura delle parti centrali della stella. In un “guscio” circostante il nucleo si riaccende la reazione di fusione dell’idrogeno in elio. Questa energia, poiché viene emessa più in prossimità della fotosfera, non è bilanciata dal peso degli strati esterni: l’astro allora si gonfia diventando una gigante rossa. In questo modo il Sole arriverà forse ad ingoiare persino Venere! La Terra a quel punto sarà arsa dall’enorme entità di quelle radiazioni così vicine.
    Successivamente la temperatura del nucleo raggiungerà valori talmente elevati da consentire l’innesco della reazione di fusione dell’elio in elementi più pesanti.
 

La morte

   Quando anche l’elio si sarà esaurito all’interno della stella e l’idrogeno non brucerà se non in esili strati, il Sole collasserà nuovamente, assumendo la parvenza di un tempo. Ma si tratterà solo di un’illusione per gli abitanti del sistema solare di quei giorni: il Sole splenderà infatti per trasformazione di energia gravitazionale in energia radiante; ormai l’idrogeno si va esaurendo anche in quelle zone in cui la temperatura permette ancora la reazione p-p.
   L’astro è piccolo, compresso, caldissimo: una nana bianca. Un pugno di materia di una nana bianca è tanto denso da pesare centinaia di tonnellate.
   Nel 1054 astronomi cinesi e giapponesi registrarono la comparsa di una “nuova stella”. Un astro luminosissimo nella costellazione del Toro che fu visibile anche di giorno per diversi mesi; poi diminuì lentamente di luminosità e scomparve. Era un’esplosione di supernova: là dove allora fu vista, oggi si trova la nebulosa del Granchio (M1), residuo dell’immane esplosione che caratterizza la fine delle stelle molto più massicce del Sole. In tali stelle, dopo quella dell’elio riescono ad innescarsi le fusioni di elementi via via più pesanti. Giunti al ferro però non è più possibile una reazione di fusione esoenergetica: la stella in pochi minuti (!) collassa su sé stessa, aumentando la temperatura centrale fino a miliardi di gradi e quella esterna fino a centinaia di milioni di gradi. In pochi istanti si accende sia la reazione p-p che le altre, anche nelle zone più esterne, ma l’astro non regge a tale esperienza, esplodendo. E’ in tali momenti che si formano gli elementi più pesanti del ferro.
   Resta così solo una nebulosa ed un astro centrale superdenso: una “stella di neutroni” (visibile come “pulsar”). Se la massa di tale inconcepibile oggetto supera le tre masse solari, esso diventa un buco nero, oggetto tanto denso che sulla sua “superficie” infinitamente vicina al centro di massa, la gravità è tanto forte da impedire persino alla luce di sfuggirvi e da modificare quindi lo “spazio-tempo” delle zone circostanti.
 
 
 

                                                                        Giuseppe Marino
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