UN stella Si tratta di un oggetto astronomico composto da gas, principalmente idrogeno ed elio, e mantenuto in equilibrio grazie alla forza di gravità, che tende a comprimerlo, e alla pressione del gas, che lo espande..
In questo processo, una stella produce immense quantità di energia dal suo nucleo, in cui è presente un reattore a fusione che sintetizza l'elio e altri elementi dall'idrogeno..
In queste reazioni di fusione, la massa non è completamente conservata, ma una piccola parte viene convertita in energia. E poiché la massa di una stella è enorme, anche quando è una delle più piccole, lo è anche la quantità di energia che emette al secondo.
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Le caratteristiche principali di una stella sono:
-Massa: altamente variabile, potendo essere da una piccola frazione della massa del Sole a stelle supermassicce, con masse molte volte la massa solare.
-Temperatura: è anche una quantità variabile. Nella fotosfera, che è la superficie luminosa della stella, la temperatura è compresa tra 50000-3000 K.Mentre al centro raggiunge milioni di Kelvin.
-Colore: strettamente correlato alla temperatura e alla massa. Più una stella è calda, più è blu il suo colore e viceversa, più è fredda, più tende al rosso..
-Luminosità: dipende dalla potenza irradiata dalla stella, che solitamente non è uniforme. Le stelle più calde e più grandi sono le più luminose.
-Magnitudo: è la luminosità apparente che hanno quando vengono visti dalla Terra.
-Movimento: le stelle hanno movimenti relativi rispetto al loro campo, così come il movimento rotatorio.
-EtàLe stelle possono avere la stessa età dell'universo - circa 13,8 miliardi di anni - e anche 1 miliardo di anni.
Le stelle si formano dal collasso gravitazionale di enormi nubi di gas e polvere cosmici, la cui densità oscilla costantemente. Il materiale primordiale in queste nuvole è l'idrogeno molecolare e l'elio, e anche le tracce di tutti gli elementi conosciuti sulla Terra..
Il movimento delle particelle che compongono questa enorme quantità di massa dispersa nello spazio è casuale. Ma di tanto in tanto la densità aumenta leggermente in un punto, provocando una compressione.
La pressione del gas tende ad annullare questa compressione, ma la forza gravitazionale, quella che tira insieme le molecole, è un po 'più alta, perché le particelle sono più vicine tra loro e quindi contrasta questo effetto.
Inoltre, la gravità è responsabile dell'aumento della massa ancora di più. E mentre ciò accade, la temperatura aumenta gradualmente.
Ora immagina questo processo di condensazione su larga scala e con tutto il tempo a disposizione. La forza di gravità è radiale e la nuvola di materia così formata avrà una simmetria sferica. È chiamato protostella.
Inoltre, questa nuvola di materia non è statica, ma piuttosto ruota rapidamente mentre il materiale si contrae..
Nel tempo, si formerà un nucleo ad altissima temperatura e pressione enorme, che diventerà il reattore di fusione della stella. Per questo è necessaria una massa critica, ma quando accade, la stella raggiunge l'equilibrio e inizia così, per così dire, la sua vita adulta..
Il tipo di reazioni che possono verificarsi nel nucleo dipenderà dalla massa che ha inizialmente e con essa la successiva evoluzione della stella..
Per masse inferiori a 0,08 volte la massa del Sole - 2 x 10 30 kg circa - la stella non si formerà, poiché il nucleo non si accenderà. L'oggetto così formato si raffredderà gradualmente e la condensa rallenterà, determinando a nana bruna.
D'altra parte, se la protostella è troppo massiccia, non raggiungerà nemmeno l'equilibrio necessario per diventare una stella, quindi collasserà violentemente.
La teoria della formazione stellare per collasso gravitazionale si deve all'astronomo e cosmologo inglese James Jeans (1877-1946), che propose anche la teoria dello stato stazionario dell'universo. Oggi questa teoria, che sostiene che la materia viene creata continuamente, è stata scartata a favore della teoria del Big Bang..
Come spiegato sopra, le stelle sono formate dal processo di condensazione di una nebulosa composta da gas e polvere cosmici..
Questo processo richiede tempo. Si stima che avvenga tra i 10 ei 15 milioni di anni, mentre la stella acquisisce la sua stabilità definitiva. Una volta che la pressione del gas espansivo e la forza di gravità compressiva sono bilanciate, la stella entra in quello che viene chiamato il sequenza principale.
Secondo la sua massa, la stella si trova su una delle linee del diagramma Hertzsprung-Russell o diagramma H-R in breve. Questo è un grafico che mostra le diverse linee di evoluzione stellare, tutte dettate dalla massa della stella.
In questo grafico, le stelle sono classificate in base alla loro luminosità in base alla loro temperatura effettiva, come mostrato di seguito:
La sequenza principale è la regione approssimativamente diagonale che attraversa il centro del diagramma. Lì, a un certo punto, entrano le stelle appena formate, in base alla loro massa.
Le stelle più calde, luminose e massicce sono in alto e a sinistra, mentre le stelle più fredde e più piccole sono in basso a destra..
La massa è il parametro che governa l'evoluzione stellare, come è stato detto più volte. In effetti, le stelle molto massicce consumano rapidamente il loro carburante, mentre le stelle piccole e fredde, come le nane rosse, lo gestiscono più lentamente..
Per un essere umano, le nane rosse sono praticamente eterne, nessuna nana rossa conosciuta è ancora morta.
Adiacenti alla sequenza principale ci sono le stelle che, a causa della loro evoluzione, si sono spostate su altre linee. In questo modo, sopra ci sono le stelle giganti e supergiganti, e sotto le nane bianche..
Ciò che ci viene dalle stelle lontane è la loro luce e dalla sua analisi otteniamo una grande quantità di informazioni sulla natura della stella. Nella parte inferiore del diagramma H-R c'è una serie di lettere che indicano i tipi spettrali più comuni:
O B A F G K M
Le stelle con la temperatura più alta sono O e le più fredde sono di classe M. A sua volta, ciascuna di queste categorie è suddivisa in dieci diversi sottotipi, differenziandoli da un numero da 0 a 9. Ad esempio, F5, una stella intermedia tra F0 e G0.
La classificazione di Morgan Keenan aggiunge la luminosità della stella al tipo spettrale, con numeri romani da I a V. In questo modo, il nostro Sole è una stella di tipo G2V. Va notato che data la grande variabilità delle stelle, esistono altre classificazioni per loro.
Ogni classe spettrale ha un colore apparente, secondo il diagramma H-R nella figura. È il colore approssimativo che un osservatore vedrebbe senza strumenti o al massimo binocolo, in una notte molto buia e limpida.
Ecco una breve descrizione delle sue caratteristiche secondo i tipi spettrali classici:
Sono stelle blu con sfumature violacee. Si trovano nell'angolo in alto a sinistra del diagramma H-R, cioè sono grandi e luminosi, oltre ad alte temperature superficiali, tra 40.000 e 20.000 K.
Esempi di questo tipo di stella sono Alnitak A, dalla cintura della costellazione di Orione, visibile durante le notti invernali settentrionali, e Sigma-Orionis nella stessa costellazione..
Sono stelle blu con temperature superficiali comprese tra 20.000 e 10.000 K. Una stella di questo tipo che è facilmente visibile ad occhio nudo è la gigante Rigel, che fa parte di un sistema stellare nella costellazione di Orione..
Sono facili da vedere ad occhio nudo. Il suo colore è bianco-blu, con temperature superficiali comprese tra 10.000 e 7000 K. Sirius A, una stella binaria nella costellazione del Canis Major, è una stella di tipo A, così come Deneb, la stella più luminosa del Cigno..
Hanno un aspetto bianco tendente al giallo, la temperatura superficiale è addirittura inferiore a quelle del tipo precedente: tra 7000 e 6000 K. La stella polare Polaris, della costellazione dell'Orsa Minore appartiene a questa categoria, così come Canopo, la stella più luminosa di la costellazione della Carina, visibile molto a sud dell'emisfero settentrionale, durante l'inverno settentrionale.
Sono di colore giallo e le loro temperature sono comprese tra 6000 e 4800 K. Il nostro sole rientra in questa categoria..
Il loro colore è giallo-arancio, a causa del loro intervallo di temperatura inferiore: 4800-3100 K (gigante K0). Aldebaran in Toro, visibile durante l'inverno dell'emisfero settentrionale, e Albireo de Cisne, sono buoni esempi di stelle di tipo K..
Sono le stelle più fredde di tutte, presentano una colorazione rossa o rosso-arancio. La temperatura superficiale è compresa tra 3400 e 2000 K. Le nane rosse e anche le giganti rosse e le supergiganti rientrano in questa categoria, come Proxima centauri (nana rossa) e Betelgeuse (gigante rossa) della costellazione di Orione..
In linea di principio, non è facile scoprire la struttura interna di una stella, poiché la maggior parte di essi sono oggetti molto distanti..
Grazie allo studio del Sole, la stella più vicina, sappiamo che la maggior parte delle stelle sono costituite da strati gassosi a simmetria sferica, al centro dei quali si trova una nucleo dove avviene la fusione. Questo occupa più o meno il 15% del volume totale della stella.
Intorno al nucleo c'è uno strato come un mantello o Busta e infine c'è il atmosfera della stella, la cui superficie è considerata il suo limite esterno. La natura di questi strati cambia con il tempo e l'evoluzione seguita dalla stella.
In alcuni casi, in un punto in cui l'idrogeno, il suo principale combustibile nucleare, si esaurisce, la stella si gonfia e quindi espelle i suoi strati più esterni nello spazio, formando quella che è conosciuta come una nebulosa planetaria, al centro della quale rimane il nucleo nudo. di seguito denominata nana bianca.
È proprio nell'involucro della stella, dove avviene il trasporto di energia dal nucleo agli strati esterni.
Nella sezione dedicata ai tipi spettrali, i tipi di stelle attualmente conosciuti sono stati menzionati in modo molto generico. Questo in termini di caratteristiche scoperte attraverso l'analisi della sua luce.
Ma durante la loro evoluzione, la maggior parte delle stelle si muove sulla sequenza principale e la lascia anche, localizzandosi in altri rami. Solo le nane rosse rimangono nella sequenza principale per tutta la vita.
Ci sono altri tipi di stelle che vengono menzionati frequentemente, che descriviamo brevemente:
È un termine usato per descrivere tipi molto diversi di stelle, che d'altra parte hanno in comune le loro piccole dimensioni. Alcune stelle si formano con una massa molto bassa, ma altre che sono nate con una massa molto maggiore, diventano invece nane durante la loro vita..
In effetti, le stelle nane sono il tipo di stella più abbondante nell'universo, quindi vale la pena soffermarsi un po 'sulle loro caratteristiche:
Sono protostelle la cui massa non era sufficiente per avviare il reattore nucleare che spinge una stella nella sequenza principale. Possono essere considerati a metà strada tra un pianeta gassoso gigante come Giove e una stella nana rossa..
Poiché mancano di una fonte di energia stabile, sono destinati a raffreddarsi lentamente. Un esempio di nana bruna è Luhman 16 nella costellazione della Vela. Ma ciò non impedisce ai pianeti di orbitare attorno a loro, poiché finora ne sono stati scoperti diversi.
La loro massa è piccola, inferiore a quella del Sole, ma la loro vita scorre nella sequenza principale perché spendono con cura il loro carburante. Per questo sono anche più fredde, ma sono il tipo di stella più abbondante e anche la più lunga di tutte.
È il residuo di una stella che ha lasciato la sequenza principale quando il carburante nel suo nucleo si è esaurito, gonfiandosi fino a diventare una gigante rossa. Dopo questo, la stella perde i suoi strati esterni, riducendone le dimensioni e lasciando solo il nucleo, che è la nana bianca..
Lo stadio della nana bianca è solo una fase nell'evoluzione di tutte le stelle che non sono né nane rosse né giganti blu. Questi ultimi, essendo così massicci, tendono a porre fine alla loro vita in colossali esplosioni chiamate nova o supernova.
La stella IK Pegasi è un esempio di nana bianca, un destino che potrebbe attendere il nostro Sole tra molti milioni di anni..
Sono stelle ipotetiche, cioè la loro esistenza non è stata ancora dimostrata. Ma si ritiene che le nane rosse alla fine si trasformino in nane blu quando esauriscono il carburante..
Sono antiche nane bianche che si sono completamente raffreddate e non emettono più luce..
Questo è a volte il nome dato alle stelle con una massa paragonabile o inferiore a quella del Sole, ma maggiore per dimensioni e temperatura rispetto alle nane rosse..
Questa è l'ultima fase della vita di una stella supergigante, quando ha già esaurito il suo combustibile nucleare e subisce un'esplosione di supernova. A causa dell'esplosione, il nucleo della stella rimanente diventa incredibilmente compatto, al punto che elettroni e protoni si fondono per diventare neutroni..
Una stella di neutroni è così, così densa, che può contenere fino al doppio della massa solare in una sfera di circa 10 km di diametro. Poiché il suo raggio è diminuito così tanto, la conservazione del momento angolare richiede una velocità di rotazione maggiore.
A causa delle loro dimensioni, vengono rilevati dall'intensa radiazione che emettono sotto forma di un raggio che ruota rapidamente accanto alla stella, formando ciò che è noto come un stampa.
Sebbene le stelle abbiano caratteristiche in comune, come con gli esseri viventi, la variabilità è enorme. Come si è visto, ci sono stelle giganti e supergiganti, nane, neutroni, variabili, di grande massa, di dimensioni enormi, più vicine e più distanti:
-La stella più luminosa nel cielo notturno è Sirio, nella costellazione del Canis Major.
-Proxima Centauri è la stella più vicina al Sole.
-Essere la stella più brillante non significa essere la più brillante, perché la distanza conta molto. La stella più luminosa conosciuta è anche la più massiccia: R136a1 appartenente alla Grande Nube di Magellano.
-La massa di R136a1 è 265 volte la massa del Sole.
-La stella con la massa maggiore non è sempre la più grande. La stella più grande fino ad oggi è UY Scuti nella costellazione dello Scudo. Il suo raggio è circa 1708 volte più grande del raggio del Sole (il raggio del Sole è 6,96 x 10 8 metri).
-La stella più veloce finora era stata la US 708, che si muove a 1200 km / s, ma recentemente è stata scoperta un'altra stella che la supera: la S5-HVS1 della costellazione Gru, con una velocità di 1700 km / s. Si ritiene che il colpevole sia il buco nero supermassiccio Sagittario A, al centro della Via Lattea..
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