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Questi globuli scuri non sono altro che zone a maggior concentrazione di gas e polveri dove si raggiunge una densità di circa 200volte quella del Sole. Qui è maggiore anche la forza di attrazione e il nucleo che si sta per formare attrae sempre più materia circostante, iniziando a collassare su sé stesso.
Questo porta a una maggiore velocità di rotazione e a una più alta temperatura. Dopo un processo che dura centinaia di migliaia di anni, si formerà una protostella. Questa successivamente evolve e continua a catturare la materia esterna aumentando di densità, pressione e temperatura e assumendo un colore rosso scuro.
Ovviamente la temperatura superficiale è minore rispetto a quella del nucleo, dove la protostella continua a riscaldarsi, fino al processo detto condensazione, in cui temperatura e velocità di rotazione interne sono così elevate che i gas diventano quasi un disco. Tutto questo avviene quando le nubi esterne avvolgono ancora la stella nascente per cui tutti questi processi sono osservabili solo all’infrarosso.
Ora si può “accendere” la stella, ma ci devono essere gli ingredienti giusti: una massa di circa il 10% del Sole non è abbastanza da far innescare le reazioni nucleari interne per cui le nubi continueranno a collassare ma porteranno solo alla nascita di una piccola nana bruna. Un esempio di stella mancata è il gigante del sistema solare, Giove nel quale , con una massa maggiore di circa il 60%, sarebbero iniziate le reazioni e… il Sole avrebbe avuto una compagna!!!
Se invece la massa è il 10% di quella del Sole e anche maggiore, la temperatura nel nucleo avrebbe raggiunto valori di milioni di gradi attivando il “reattore nucleare” e accendendo la stella. Il suo vento solare, poi, spazzerà via gli involucri esterni che ancora nascondono la stella all’osservatore.
A seconda della massa dipendono anche la vita e la “fine” della stella.
La stella, durante tutto il corso della sua vita, deve mantenere un delicato equilibrio: infatti le stelle sono soggette alla pressione esterna della forza di gravità e quella interna dovuta alle reazioni nucleari.
Una stella di massa come quella del Sole ha una vita abbastanza tranquilla, le sue dimensioni non sono particolarmente elevate (almeno in termini astronomici).
Le stelle sono letteralmente tenute in vita dalle riserve di idrogeno e di elio che sono contenute nel suo nucleo. Quando queste si esauriscono, la stella va incontro alla sua fine.
All’inizio le stelle più piccole si espandono diventando giganti rosse; il Sole ad esempio si espanderà fino a raggiungere quasi l’orbita della Terra. L’espansione dura fin quando gli strati più esterni non vengono allontanati dal nucleo e i gas che li costituivano vanno a formare brillanti costruzioni: le nebulose planetarie; queste possono, poi, di nuovo addensarsi e far nascere nuove stelle. Il nucleo, intanto, ricerca un nuovo equilibrio per bilanciare nuovamente le forze:l’equilibrio lo ritrova sotto forma di una piccola stella: è diventata una le forze:l’equilibrio lo ritrova sotto forma di una piccola stella: è diventata una nana bianca.
Le stelle più grandi, invece, conducono una vita più turbolenta: esaurite le riserve di idrogeno, gli strati esterni vengono letteralmente scagliati nello spazio per mezzo di una violenta esplosione, che fa diventare la stella tanto luminosa da poter essere osservata anche ad elevate distanze e talvolta diventa anche più luminosa della galassia ospite. Il nucleo, a questo punto, si contrae violentemente e può diventare una stella di neutroni (così chiamata poiché la densità e la pressione sono talmente elevate che gli atomi vengono tanto “schiacciati” da far confondere elettroni e protoni che si annullano in neutroni), così densa che un solo cucchiaino di questa stella sulla Terra peserebbe milioni di tonnellate!
Se però la massa iniziale della stella è ancora maggiore, il nucleo termina la sua vita nel modo più “mostruoso”: diventa un buco nero.
I buchi neri sono stelle “morte” talmente dense che hanno una forza di gravità tale che nemmeno la luce riesce a sfuggirne e sono capaci di distorcere le linee dello spazio - tempo. Proprio per questo motivo non sono osservabili al visuale ma emettono forti radiazioni nell’infrarosso.
Di recente è stato scoperto un buco nero anche all’interno della nostra galassia: in direzione del centro della galassia, nella costellazione del Sagittario, è stata rilevata troppa materia che emette all’infrarosso in troppo poco spazio, addirittura in uno spazio ristretto come l’orbita di Saturno.
I buchi neri sono anche al centro di fantasie: sono visti come mostri del cielo che ingurgitano tutto e non appena un qualsiasi oggetto viene catturato non ha scampo: vi è un punto, detto del non ritorno, in cui la materia viene disintegrata; altri credono che possano essere dei “tombini” di collegamento tra universi paralleli, ma se così fosse la materia catturata dovrebbe poi essere espulsa “dall’altra parte”, dai cosiddetti buchi bianchi; ma allora dovrebbero essercene anche nel nostro Universo, solo che fino ad ora non se ne ancora osservati.
Le stelle di piccola massa sono più deboli e fredde, mentre quelle più grandi raggiungono magnitudini elevate e temperature maggiori.
A lato è possibile visionare il diagramma Hertzsprung – Russell che pone nel grafico alcune stelle campione a seconda del loro colore e della magnitudine e presenta il loro colore. Di queste stelle campione bisogna conoscere con una buona approssimazione la loro distanza per poterne calcolare la magnitudine.
Come è possibile vedere, la maggior parte delle stelle si trova lungo la diagonale principale e costituiscono la cosiddetta “sequenza principale”. Questo è possibile perché le stelle durante la loro vita sono costrette a mantenere un equilibrio tra la forza che tende a far collassare gli strati esterni sul nucleo e la pressione nucleare interna. Quando questo equilibrio si rompe, le stelle si spostano nel grafico andando a porsi in un primo momento negli angoli dove si possono vedere le giganti e le supergiganti (quando, come detto, tendono ad allontanare dal nucleo gli strati più esterni), e successivamente nell’angolo in basso dove si trovano le nane bianche.
Le stelle rosse sono quelle con una temperatura superficiale minore; allora viene spontaneo chiedersi come mai stelle con la stessa temperatura superficiale presentano luminosità (misurata in magnitudine assoluta) così differenti da +10 fino a circa-10 e la risposta più logica è proprio per la loro grandezza, che le fa denominare “giganti”. Lo stesso vale per le nane bianche e per le stelle blu, alla sinistra del grafico.
IInfine nell'immagine a lato, è possibile notare quanto siano impressionanti le dimensioni delle stelle e come la stessa quantità di materia si disponga, nel corso della vita della stella, in dimensioni sempre più ridotte!!!
Il diagramma HR
Confronto tra le varie fasi dell'evoluzione stellare