Puoi nominare la stella più vicina alla Terra? Può sembrare una domanda trabocchetto, ma il Sole è la stella più vicina alla Terra. Il nostro Sole è una stella con il nome Sole. Proprio come la Terra è un pianeta chiamato Terra. Sebbene il nostro Sole sia estremamente importante per la vita sulla Terra e possa sembrarci straordinario, in realtà è una stella molto ordinaria in termini di Universo.
Cos'è una stella?
Le stelle sono oggetti giganti costituiti principalmente da idrogeno ed elio che producono luce e calore dalle forze nucleari interne. Più semplicemente, una stella è una gigantesca palla di gas tenuta insieme dalla sua stessa gravità con reazioni nucleari al suo interno. Le stelle sono i mattoni delle galassie. Anche se non possiamo mai contare tutte le stelle dell'Universo, gli astronomi stimano che ci siano circa 300 miliardi di stelle solo nella nostra galassia, la Via Lattea. Ci sono miliardi di galassie nel nostro Universo, ognuna con milioni o miliardi di stelle.
La vita e la morte delle stelle
Nascita della stella
Le stelle nascono in gigantesche nubi di gas e polvere. Queste nubi sono sparse nella maggior parte delle galassie. All'interno di queste nubi di polvere c'è turbolenza che provoca nodi di gas densi e polvere. Il nodo inizia a collassare su se stesso sotto la sua stessa attrazione gravitazionale. Mentre crolla, la polvere e il gas al centro iniziano a riscaldarsi.
Questo è ciò che è noto come una protostella, un nucleo caldo e denso circondato da una nuvola di gas e polvere che collassante diventerà una stella. Non tutto questo gas e questa polvere diventeranno la stella, tutto ciò che rimane diventerà gli asteroidi, i pianeti o le comete nel sistema solare di quella stella.
I modelli computerizzati di questo processo prevedono che questa nuvola che collassa potrebbe formarsi in due o tre stelle. Questa previsione corrisponde a ciò che vediamo nella Via Lattea, la maggior parte delle stelle sono in coppia o in piccoli gruppi.
Occorrono milioni di anni prima che il nucleo caldo raggiunga temperature abbastanza elevate da consentire l'inizio della fissione nucleare, circa 27 milioni di gradi Fahrenheit (15 milioni di C). La fissione nucleare dell'idrogeno in elio nel profondo del loro nucleo è ciò che alimenta le stelle. Per tutta la sua vita una stella è in continua battaglia con la propria gravità.
A causa della massa delle stelle, la loro gravità li fa costantemente desiderare di collassare. Tuttavia, il nucleo nucleare caldo crea una pressione che spinge fuori e contrasta la gravità. Questo processo è chiamato equilibrio idrostatico. La stella rimane in vita finché c'è equilibrio tra questa gravità che spinge verso l'interno e la pressione che spinge verso l'esterno.
Vita da stella
Due dei parametri chiave che utilizziamo per differenziare e classificare le stelle sono la luminosità e la temperatura. Se tracciate questi parametri, otterrete quello che è noto come il diagramma di Hertzsprung Russell.
Credito immagine: ESO
Come puoi vedere da questo diagramma, le stelle più calde appaiono più blu, mentre le stelle più fredde appaiono più rosse. Il nostro Sole è una stella gialla sul ramo del diagramma noto come sequenza principale. Le stelle trascorrono la maggior parte della loro vita in questa fase della sequenza principale. Il nostro Sole è una stella nana gialla di dimensioni medie e trascorrerà circa 10 miliardi di anni nella sequenza principale.
Una stella rimarrà nella fase della sequenza principale finché ha idrogeno da bruciare. Stelle più massicce bruciano attraverso le loro riserve di idrogeno più velocemente e trascorrono meno tempo nella fase della sequenza principale, solo milioni di anni.
Classificazioni stellari
Ci sono sette classificazioni di stelle nella sequenza principale. Dal più grande e più caldo al più piccolo e più freddo le classificazioni sono O, B, A, F, G, K e M. Il diagramma seguente mostra le proprietà tipiche per ciascun tipo di stella.
Credito immagine: Atlante dell'Universo
Qual è il tipo più comune di stella?
Le stelle più comuni nel nostro Universo sono le nane rosse della sequenza principale. La maggior parte delle nane rosse sono troppo deboli per essere viste ad occhio nudo dalla Terra, ecco perché quando guardi nel cielo notturno sembrerà pieno di stelle bianche e blu. Il nostro Sole rientra nella categoria di tipo G della sequenza principale.
Morte stellare
Quando una stella inizia a esaurire il carburante, non è più in grado di combattere la propria gravità e i suoi strati interni cominceranno a collassare, il che aumenta la temperatura e la pressione del nucleo. Mentre il nucleo sta collassando, gli strati esterni iniziano ad espandersi verso l'esterno spesso centinaia di volte più grandi della stella originale. In questa fase la stella è chiamata Gigante Rossa.
La massa della stella determinerà cosa accadrà dopo nella sua evoluzione.
Le stelle medie sono stelle fino a 7 volte la massa del nostro Sole. Una volta che una stella media raggiunge la sua fase di gigante rossa, l'elio si fonderà nel carbonio nel suo nucleo. Quando il nucleo non ha più elio, libererà la maggior parte della sua massa formando una nuvola attorno al nucleo chiamata nebulosa planetaria. Il nucleo si restringerà e si raffredderà e diventerà una piccola palla calda chiamata White Dwarf.
Immagine di Hubble della Nebulosa Spirografo. (Credito: NASA/Hubble Heritage Team)
Le stelle massicce hanno più di 7 volte la massa del nostro Sole. Queste stelle massicce subiranno lo stesso processo delle stelle di massa media, con un nucleo che si restringe e strati esterni in espansione. Tuttavia, poiché hanno più materiale di una stella media, si espanderanno ulteriormente, diventando una Supergigante Rossa.
Nel nucleo, l'elio si fonderà ancora con il carbonio, ma invece di trasformarsi in una nana bianca, c'è abbastanza massa che il nucleo continuerà a restringersi e il carbonio si fonderà in neon. Se la stella è abbastanza massiccia, questa catena di fusione in elementi più pesanti continuerà attraverso la tavola periodica fino a diventare un nucleo di ferro. Durante questo processo di fusione la stella avrà energia sufficiente per creare una pressione sufficiente per combattere la gravità e non collassare su se stessa.
Tuttavia, la fusione in un nucleo di ferro richiede molta energia in ingresso e non produce molta energia in uscita. A questo punto la stella perderà la lotta contro la propria gravità e inizierà a collassare su se stessa. Quando il nucleo di ferro viene schiacciato insieme, il nucleo salirà a una temperatura di oltre 100 miliardi di gradi. A causa delle molte forze che interagiscono in questo nucleo surriscaldato, questo crea una massiccia esplosione chiamata supernova.
Immagine a raggi X Chandra del residuo di supernova Cassiopeia A. Al centro c'è una stella di neutroni. (Credito: NASA/CSC/SAO)
Circa il 75% della massa delle stelle viene espulso nello spazio. La massa di ciò che resta del nucleo ne determina il destino. Il nucleo collasserà in una stella di neutroni se è da 1.4 a 5 volte la massa del nostro Sole. Per trasformarsi in una stella di neutroni, la stella sarebbe stata da 7 a 20 volte la massa del nostro Sole prima dell'esplosione della supernova.
Se il nucleo rimanente è più grande di 5 volte la massa del nostro Sole, collasserà in un buco nero. Solo le stelle che erano più di 20 volte la massa del nostro Sole prima che diventassero supernova diventeranno buchi neri.
I detriti esplosi durante l'esplosione della supernova alla fine si mescoleranno con il gas e la polvere circostanti nella galassia. Un giorno, il gas e la polvere verranno riciclati e diventeranno gli elementi costitutivi della prossima generazione di stelle e pianeti.
Cosa accadrà al nostro sole?
Il nostro Sole è una stella piuttosto semplice, né troppo grande né troppo piccola, né troppo vecchia né troppo giovane. Mentre il nostro Sole si espanderà in un gigante rosso, mangiando Mercurio, Venere e probabilmente la Terra, questo non accadrà per cinque miliardi di anni. Rimarrà una gigante rossa per circa un miliardo di anni. Successivamente, a causa della massa del nostro Sole, crollerà in una nana bianca al suo interno, circondata da una nebulosa planetaria.
Riferimenti
https://www.space.com/14732-sun-burns-star-death.html
http://www.atlasoftheuniverse.com/startype.html
https://astrobackyard.com/types-of-stars/
https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/sun1.html
https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/stars1.html#:~:text=A%20star’s%20life%20is%20a,what%20is%20called%20hydrostatic%20equilibrium.
https://www.eso.org/public/usa/images/eso0728c/
https://www.space.com/22437-main-sequence-star.html
https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-stars-form-and-evolve
https://www.nationalgeographic.com/science/article/stars
https://www.amnh.org/exhibitions/permanent/the-universe/stars/our-star-the-sun
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