Stelle

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Classificazione
Stelle doppie
Vita delle stelle
Pulsar
Quasar

 

 

 

 Quei puntini luminosi che vediamo di notte, alzando lo sguardo al cielo, in realtà sono delle stelle estremamente simili al nostro Sole. Le stelle nascono nelle nebulose gassose composte da idrogeno, elio, carbonio, azoto, ossigeno e in minor quantità da altri gas presenti sulla Terra.  Sono inoltre presenti alcuni elementi più pesanti come potassio, zolfo, calcio, ferro che si trovano allo stato ionizzato a causa delle condizioni fisiche della nebulosa. Ci è possibile vedere con i telescopi queste nebulose che di per sé non emetterebbero luce restando quindi invisibili, come la nebulosa Testa di cavallo, perché nella maggior parte dei casi esse subiscono l’influsso di qualche stella vicina. Le stelle possono influenzare le nebulose principalmente in due modi:

1.              Una o più stelle in vicinanza della nebulosa possono illuminarla ed essa assume un colore simile alla luce emessa dalle stelle;

2.              La nebulosa può essere eccitata da una stella ad alta temperatura presente nelle sue vicinanze e pertanto emettere della fluorescenza.

Nel caso “1“  la luce emessa dalla nebulosa avrà lo stesso spettro di quella irradiata dalla stella illuminante mentre nel caso “2“ sarà emessa luce che all’analisi spettrografica  sarà situata in corrispondenza delle linee di Ha, Hb e dell’ossigeno ionizzato una o due volte e a seconda dell’emissione predominante la nebulosa assumerà un diverso colore. (Per esempio se l‘emissione di Ha domina sulle altre la nebulosa assumerà un colore rosso). Sono stati effettuati dei calcoli da diversi astrofisici che hanno dimostrato che le stelle tendono ad allontanarsi le une dalle altre in un tempo relativamente breve di circa 10 milioni d’anni; perciò noi guardando la nebulosa d’Orione dobbiamo concludere che essa si deve essere formata meno di 10 milioni d'anni fa e che quindi al suo interno si stanno ancora formando delle stelle.

Secondo la teoria di Helmholtz e Kelvin  le stelle si creano all’interno delle nebulose gassose. Qui  prima che la temperatura si sufficientemente alta da permettere l’innesco di reazioni termonucleari la stella sviluppa energia contraendosi ovvero il materiale più esterno cade verso l‘interno a causa della forza di gravità. Più la massa della stella è grande e minore sarà la durata di questa fase.

 Il diagramma di Hertzsprung-Russel illustra tale situazione (nella nebulosa di Orione). In blu è rappresentata la linea di età zero. I punti situati al di sopra di essa rappresentano tutte quelle stelle che non hanno ancora ultimato la fase di contrazione gravitazionale che precede l‘innesco delle prime reazioni termonucleari. A destra sono situate le stelle rosse con masse inferiori a quella del Sole che hanno un tempo di evoluzione più lungo.

 La linea di “età zero” indica il punto in cui hanno inizio le reazioni termonucleari. Al di sopra di essa saranno situate tutte quelle stelle ancora in fase di contrazione gravitazionale poiché avendo un maggior diametro e una temperatura  costante avranno anche una superiore luminosità. Il tempo di permanenza in questo stato varia dai 4 milioni di anni per le stelle con masse più grandi ai 700 milioni di anni per quelle con le masse più piccole

 

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