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Lontano dalle luci della città, in una notte serena e senza Luna, sono numerose le stelle che potete ammirare.
Seppur uguali a prima vista, già dopo qualche minuto, tempo necessario affinché l’occhio si abitui alla carenza di luce, è possibile notare delle differenze di colore.
Le stelle, infatti, si differenziano tra loro per massa, dimensioni, e luminosità (fattori indubbiamente legati tra loro e alla composizione intrinseca di ogni stella).
Nasce pertanto la necessità di catalogarle per meglio studiarne l‘evoluzione.
I criteri iniziali di etichettatura si basavano unicamente sulla composizione, e nello specifico, sulla predominanza nello spettro delle linee di idrogeno, classificandole così secondo un ordine alfabetico dalla lettera A alla Q, dove A indicava le stelle in cui l’idrogeno si distingueva maggiormente.
Successivamente si comprese che il parametro fondamentale fosse la temperatura, decidendo così di riordinare la classificazione in O, B, A, F, G, K, M, sicuramente a prima vista più difficile da ricordare se non fosse per i classici trucchetti mnemonici dei nostri astrofisici:
“Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me”.
Questa appena descritta prende il nome di Classificazione di Harvard nella quale la temperatura fotosferica diminuisce progressivamente da una categoria all'altra e le linee spettrali caratteristiche variano.
Nelle stelle di tipo O avremo elementi relativamente pesanti e altamente ionizzati, nelle stelle di tipo B si inizia ad apprezzare la presenza dell’idrogeno che arriverà alla sua massima abbondanza nella classe A, per poi diminuire arrivando alle altre classi caratterizzate invece dalle linee spettrali di altri elementi come il calcio fino ad arrivare a bande spettrali molecolari.
Recentemente la classificazione è stata aggiornata comprendendo anche gli oggetti substellari noti come nane brune (categoria di corpi intermedi tra i giganti gassosi e stelle, nei cui nuclei non si è avviato il processo di fusione dell’idrogeno), classificati con L, T, e Y.
La classificazione di Harvard comprende anche delle sottocategorie per ogni lettera, che verrà quindi seguita da un numero da 0 a 9 per meglio definirne le caratteristiche e la tipologia; una stella classificata come O5 ha una temperatura di 54.000 Kelvin, mentre una O9 di 37.500 Kelvin.
Ma non è tutto, ciò non era ancora sufficiente, infatti alla classificazione di Harvard si sovrappone quella di Yerkes, basata sulla dimensione e/o sulla luminosità.
La necessità di questa ulteriore classificazione nasce perché due stelle possono avere la stessa temperatura superficiale ma differire per la loro dimensione, e pertanto per la loro luminosità.
Questa classificazione assegna a ogni stella un numero romano da I a VII, identificandole rispettivamente in: supergiganti, giganti luminose, giganti, subgiganti, nane, subnane, e nane bianche.
Tenendo a mente quanto detto, per fare qualche esempio, possiamo dire che il Sole viene classificato come G2V e Sirio come A1V.
Usando questi dati è possibile riportare le stelle nel diagramma di Hertzsprung-Russel, un grafico nel quale le stelle sono collocate in base alla loro temperatura superficiale e luminosità: sull’asse orizzontale è riportata la temperatura superficiale (o classe spettrale di Harvard), che determina il colore della stella, mentre sull’asse verticale la magnitudine assoluta, ovvero la luminosità.
Gli astri più caldi e luminosi (di colore blu) occupano la zona sinistra del diagramma, mentre le stelle più fredde e poco luminose (di colore rosso) occuperanno la destra. Questa relazione vale per la diagonale del grafico, detta Sequenza Principale, nella quale ritroviamo nel vertice superiore le giganti blu, mentre nel vertice inferiore le nane rosse.
Nel diagramma H-R possiamo osservare anche la presenza di un importantissimo gruppo di stelle che, pur essendo rosse e fredde, sono collocate in alto a destra del diagramma, mostrando un’enorme luminosità; le supergiganti e giganti rosse.
Mentre in basso a sinistra, è presente un gruppo di stelle molto calde ma poco luminose; le nane bianche.
Il diagramma H-R permette di capire l’evoluzione stellare, cioè quei cambiamenti che una stella subirà durante la sua vita; nel tempo, infatti, le stelle si trasformano cambiando le loro caratteristiche, di conseguenza il punto che rappresenta ad esempio una stella nella Sequenza Principale si sposterà fino ad uscirne.
Per meglio comprendere questi due gruppi isolati dalla Sequenza Principale, portiamo l’esempio del Sole: una stella discreta, con una dimensione e una luminosità medio-piccole.
Il Sole è nato dalla compressione degli elementi di una nebulosa, iniziando, grazie all’elevata temperatura e pressione del nucleo, i processi di fusione dell’idrogeno in elio; la quantità di idrogeno disponibile è tuttavia limitata, non solo perché si tratta pur sempre di una grandezza finita, ma anche perché è solo l’idrogeno del nucleo quello ad essere fuso. Quando il Sole consumerà tutta questa scorta, la sua struttura si altererà e l’astro abbandonerà la Sequenza Principale.
Con la diminuzione della produzione di energia verrà a mancare la forza di opposizione alla pressione gravitazionale, il nucleo stellare, che sarà costituito prevalentemente da elio, si contrarrà provocando un aumento di pressione e temperatura e anche le zone esterne al nucleo raggiungeranno le condizioni affinché si verifichi il processo di fusione dell’idrogeno.
La conseguenza sarà un’espansione di questi strati dovuta alla rinnovata produzione energetica, trasformando il Sole in una subgigante che inghiottirà Mercurio, e che sarà 2.300 volte più luminosa di quanto non sia adesso; l’ulteriore produzione di elio continuerà a far aumentare densità, pressione e temperatura, finché anche le condizioni necessarie alla fusione dell’elio non saranno soddisfatte.
La fusione dell’elio porterà il Sole ad espandersi ulteriormente, trasformandolo in una gigante rossa, abbassando la sua luminosità a 40 volte quella attuale.
Attualmente il Sole ha ancora davanti a sé tra i 5 e i 5,6 miliardi di anni di vita ai quali seguiranno un centinaio di milioni tra le fasi di subgigante e gigante. Arrivati a questo punto, avendo una massa inferiore a quella minima necessaria affinché possa continuare oltre nella catena di reazioni di fusione, gli strati esterni del Sole verranno espulsi, creando una nebulosa planetaria.
Il nucleo, invece, collassando diventerà una nana bianca dalle dimensioni simili alla Terra ma con densità di 3.000 kg/cm3 per una massa totale tra il 40 e il 50% quella attuale. La temperatura superficiale sarà di 120.000 Kelvin ma tuttavia, a causa dell’assenza di reazioni di fusione, si abbasserà progressivamente nel corso del tempo.
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