Le stelle: lo straordinario passaggio dal buio alla luce

E’ sempre stato così luminoso il nostro universo? Oggi rimaniamo incantati dalle spettacolari foto di telescopi spaziali, come Hubble ed Hershel, che ci mostrano le stelle, le nebulose e le galassie con  tutti i loro bellissimi colori accesi. Tutti queste luci che fotografiamo da dove vengono? Ad un certo punto nell’universo qualcosa è cambiato: prima era tutto buio e poi … luce fu! Ma quando sono effettivamente nate le prime stelle?

I risultati ottenuti dal telescopio spaziale Planck dell’ESA hanno evidenziato che la prima popolazione di stelle si è formata circa 700 milioni di anni dopo il Big Bang. Tuttavia l’esperimento Edges, ancor più recente, ha invece affermato che le primissime stelle si sono accese quando il neonato Universo aveva appena 180 milioni di anni.

Chi ha ragione? Come spesso accade la verità sta nel mezzo. Infatti le prime formazioni stellari furono eventi molto sporadici, poiché l’aggregazione di atomi era molto lenta a causa della bassa energia, per cui le prime stelle possono sì essere nate 180 milioni di anni dopo il Big Bang, ma la prima popolazione stellare (Popolazione III) ha avuto sostanzialmente inizio circa 500 milioni di anni dopo.

Per intraprendere il nostro viaggio all’interno del cosmo che ci porterà a capire come erano fette le prime fonti di luce è utile chiarirsi le idee su cosa sono effettivamente le stelle.

COSA SONO LE STELLE?

Ci sono molte definizioni utili a rendere chiara l’idea su cosa sia una stella, possiamo ricordala come un’enorme sfera composta da gas caldissimo che produce energia attraverso reazioni nucleari, riemettendola verso lo spazio sotto forma di radiazione. Le stelle che osserviamo sono molto lontane dal nostro sistema solare, perciò ci appaiono come piccoli puntini luminosi nel cielo. In ogni galassia oltre a nubi, pianeti e altri corpi, ci sono miliardi di stelle. Siccome la massa di una stella è ben maggiore rispetto a qualsiasi altro corpo celeste le galassie sono costituite per la maggior parte da sta stelle. La masse di questi corpi può variare da 0,08 e 150–200 masse solari (M_☉), cioè possono avere una massa molto minore oppure anche 200 volte la masse del Sole che vale \(1,989 × 10^30\) kg. Le stesse modalità di confronto sono possono attuare con la luminosità che varia da \(10^{-4}\) e \(10^6\) – \(10^7\) luminosità solari (L_☉).

In realtà gli elementi al loro interno si trovano nello stato di plasma e le reazioni che permetto alla stella di brillare di luce propria sono fusioni nucleari. Gli altissimi valori di temperatura e pressione favoriscono il processo di fusione dei nuclei di idrogeno che diventano nuclei elio. L’energia che si sprigiona sprigiona riesce a contrastare il collasso a cui la stella andrebbe incontro. Così all’interno una stella si trova generalmente in una condizione di equilibrio in cui la gravità  e l’energia termica della massa del plasma si equivalgono e si oppongono a vicenda.

Sistemi planetari

Molto spesso nel cosmo è possibile osservare dei sistemi composti da una, o più stelle, intorno alla quale orbitano pianeti, asteroidi e altri corpi celesti. Molto probabilmente i sistemi planetari nascono dalla stessa nube da cui è nata la stella e nel tempo possono subire modifiche e cambiare di composizione. A determinare le caratteristiche del sistema planetario è la stella stessa che si trova al suo centro. Essa influenza la posizione dei pianeti, rilascia una quantità di energia proporzionale alla sua natura e favorisce, oppure no, le condizioni per la vita come la conosciamo. È il caso del sistema planetario in cui è situato il nostro pianeta che prende il nome di Sistema Solare, poiché i corpi orbitano introno al Sole.

Esistono però alcuni sistemi planetari diversi dal nostro in cui non vi è una normale stella al suo centro, ma una stella di neutroni. Questi astri particolari sono chiami pulsar, perché emettono radiazione luminosa sotto forma di fasci ristretti che vengono percepiti alternati a seconda del loro passaggio in una determinata regione di spazio. Questa intermittenza della radiazione fa sì che le stella di neutroni sembri “pulsare” di energia. Le pulsar sono stelle particolari perché si formano quando una stella esplode come supernova (detta supernova II).

La cosa affascinante dei sistemi planetari delle pulsar è che i pianeti che lo compongono sono dei sopravvissuti. Una delle teorie planetarie, infatti, prevede che i pianeti e copri del nuovo sistema siano dei frammenti del sistema planetario della stella che è esplosa. L’esplosione in supernova però è estremamente violenta e i pianeti che circondavano la stella originaria dovrebbero evaporare e sfuggire all’attrazione gravitazionale.

Proprio per le scarse possibilità che hanno i corpi di sopravvivere, sono state prese in considerazione altre teoria. Una di queste prevede che i pianeti potrebbero formarsi, non si sa come, nel disco di accrescimento che circonda le pulsar, cioè nella struttura composta dal materiale che viene attratto e cade verso la pulsar.

Metallicità e granulazione

All’interno del plasma di  elementi di idrogeno ed elio vi è una piccola percentuale di elementi più pesanti. La quantità di tali elementi nell’atmosfera stellare è detta metallicità. Precisiamo che in campo astrofisico per metalli si intendono tutti gli elementi più pesanti dell’Elio, per questo motivo molti elementi sono considerati metalli anche se non lo sono ordinariamente.

Di solito il valore della metallicità di una qualsiasi stella si ottiene confrontandola con l’abbondanza di elementi metallici nel Sole. Si ottiene così una misura relativa di metallicità rispetto al Sole che ha metallicità un 1,6% della massa. I valori da prendere in considerazione sono l’abbondanza di ferro (Fe) e l’abbondanza si idrogeno (H). La formula è la seguente:

 \([\frac{Fe}{H}] = \log({\frac{ab Fe}{ab H}})_{stella} – \log({\frac{ab Fe}{ab H}})_{Sole}\),

dove ab è appunto l’abbondanza di quello specifico elemento.

Nella Via Lattea il valore di metallicità è più elevato nel centro e più basso via via che si va verso l’esterno. Questo perché il centro della galassia è maggiormente popolato da stelle rispetto alle zone esterne.

Perché è così importante sapere il valore di metallicità di una stella? Per due motivi:

• Questa grandezza insieme alla temperatura, il raggio e proprietà fondamentali, influisce sulla granulazione. La granulazione non è altro che il movimento convettivo che si origina tra l’interno della stella e la parte superficiale, un movimento del plasma che possiamo immaginare simile al “ribollire” dell’acqua.
• Lo studio della metallicità permette di stimare l’età di una stella.

Ed è qui che grazie alla scoperta di stelle ben più vecchie di altre, ci si è posti la domanda sulla nascita di una stella particolare: la prima! Ovviamente è un evento che può essere avvenuto in simultanea con altri e oltretutto risulta impossibile determinare la stella precisa. Questo perché con molta probabilità le stelle primordiali si sono già spente. Allora gli scienziati hanno iniziato ad indagare per identificare a quali tipologie di stelle appartenessero le prime ad essersi formate.

TIPOLOGIE DI STELLE

Le stelle si formano all’interno di nubi molecolari e in alcune regioni dove il gas è particolarmente denso si instaurano delle attrazioni gravitazionali instabili. Quando la materia raggiunge una condizione tale da soddisfare i criteri di instabilità di Jeans, allora inizia a collassare su se stessa. A quel punto può nascere una stella con diverse caratteristiche. Nel corso del tempo la continua scoperta di stelle sempre diverse ha portato alla necessità di classificare per le loro proprietà principali.

Classificazione della temperatura

Un modo classificare le stelle è quello delle classi spettrali di Harvard che prevede l’utilizzo delle lettere Spesso sono elencate in ordine decrescente di temperatura:

• O : temperatura maggiore di  33 000 K, blu
• B : temperatura tra 10 000 K e 33 000 K, azzurre
• A : temperatura tra 7 500 K e 10 000 K, bianche
  
• F : temperatura tra 6 000 K e 7 500 K, bianche e gialle
• G : temperatura tra 5 200 K e 6 000 K, gialle
• K : temperatura tra 3 700 K e 5 200 K, arancioni
• M : temperatura inferiori a 3 700 K, rosse

Classificazione mediante luminosità e dimensioni

La classificazione più famosa è quella che fa utilizzo della luminosità delle stelle, spesso questa caratteristica è legata alla grandezza delle stelle fuori dalla sequenza principale. L’aumento del volume delle stelle giganti implica anche un aumento della superficie radiante e quindi della luminosità della stella.

• 0 Ipergiganti
• I Supergiganti
• II Giganti brillanti
• III Giganti
• IV Subgiganti
• V Sequenza principale, dette anche nane
• VI Subnane
• VII Nane bianche

Unendo la classificazione per temperatura e quella per luminosità si ottengo le varie combinazione che descrivono gli atri. Ad esempio il Sole appartiene alla classe G e alla V, quindi è una nana gialla. Questo ragionamento può ripetersi per gli altri astri di cui desideriamo conoscere la tipologia. Esistono però altre tipologie di classificazione che tengono in considerazione altri fattori.

Nell’universo ci sono così tanti astri che è praticamente impossibile osservarli tutti, figuriamoci riuscire a determinarne le caratteristiche. Per adesso la stella più grande mai osserva è UY Scuti, una stella ipergigante rossa all’interno della Via Lattea. Si trova nella costellazione di Scudo a diverse migliaia di anni luce dalla Terra. Il volume di UY Scuti è circa 5 miliardi di volte più grande del Sole (1 700 volte il suo raggio).

Mentre è più complicato stabilire quali stelle, tra quelle osservate, sia la più piccola, a causa dell’indecisione nel considerarle stelle oppure no. Di sicuro un astro molto piccolo è OTS 44: una nana bruna “non molto” distante dalla Terra nella costellazione del Camaleonte.

Popolazioni stellari

La Popolazione II comprende le stelle più vecchie che possiamo osservare, quelle con valori di metallicità molto bassi. Queste stelle descrivono orbite ellittiche e inclinate, spesso o molto inclinate rispetto al piano galattico e a loro velocità relativa rispetto al Sole è molto alta. Un esempio di queste antichi astri è la stella di Sneden e appartiene a quella regione di spazio che circonda le galassie a spirale, detto alone galattico.

Della Popolazione I invece fanno parte le stelle più giovani, quelle della generazione successive alla popolazione II. Quando una stella muore può esplodere in una supernova o diventare una nebulosa planetaria, liberando una parte del materiale di cui era composta. Gli elementi chimici più pesanti dell’idrogeno e dell’elio prodotti dalla vecchia stella sono di maggiore quantità rispetto a quelli che la stella possedeva inizialmente. Così le nuove stelle che nascono da queste nubi avranno valori maggiori di metallicità. Queste stelle di nuove generazione appartengono alla popolazione I.  Anche il Sole è una stella di popolazione I.

Le stelle primordiali che sono nate per prime nell’universo, dovrebbero quindi appartenere ad una generazione stellare antecedente alle due popolazioni che conosciamo. Per questo motivo questi astri si considerano appartenere alla popolazione III, anche se nessuno di questi è stato mai osservato. La teoria secondo cui queste stelle della popolazione III siano realmente esistite si base sul fatto che nel Big Bang furono prodotti soltanto idrogeno ed elio. Quindi le stelle di popolazione II devono essere nate da nebulose planetarie contenenti metalli generati da stelle ancora più antiche, appunto da quelle della popolazione III. Come erano fatti questi astri primordiali?

CARATTERISTICHE DELLE STELLE PRIMORDIALI

Nel primo centinaio di milioni di anni il nostro Universo era totalmente al buio ed estremamente freddo (circa 85 Kelvin), questo perché l’unico calore presente era quello residuo del Big Bang, ovvero la radiazione cosmica di fondo. Inoltre gli unici elementi presenti erano Idrogeno ed Elio, che furono quindi gli elementi costitutivi delle nascenti stelle primordiali. Come dobbiamo immaginarci queste stelle? La popolazione III, se davvero esistita, non è più presente nel nostro Universo e per identificare le fattezze delle prime stelle non possiamo fare altro che affidarci a dei modelli teorici. Questi ci dicono che moltissime delle stelle primordiali avevano una massa di circa decine o centinaia di volte la massa del Sole. Erano quindi mediamente ben più massive delle stelle presenti nell’attuale Universo.

Ma un momento, se all’epoca vi erano solo Idrogeno ed Elio, come sono sbucati fuori gli altri elementi? Andiamo con ordine. Nelle nubi dove si sono formate le stelle di popolazione III non vi era alcuna traccia di metalli. Per cui si dice che tali stelle presentavano metallicità Z nulla, dove con metallicità Z si indica la percentuale di metalli presente del gas da cui originano le stelle. L’accensione delle prime stelle avviene per mezzo del processo di fusione termonucleare nel nucleo, viene dunque liberata energia e al livello della superficie essa viene diffusa sotto forma di radiazione elettromagnetica. Questa radiazione è la luce che illumina le regioni circostanti, riscaldando e ionizzando il gas allo stesso tempo.

Tali reazioni portano alla creazione di elementi via via più pesanti (fino al Ferro), da cui l’origine di una parte dei metalli che conosciamo oggi (diremo fra poco dove si origina la restante parte).

Catena protone-protone

Come detto, le stelle primordiali erano molto grandi e per mantenere tale struttura il loro nucleo doveva essere luogo di reazioni termonucleari molto efficienti. La prima reazione ad attivarsi è la catena protone-protone.

L’interazione tra due protoni energetici, attraverso processi intermedi e paralleli, conduce alla formazione di un nucleo di Elio (⁴He). Questa prima combustione sprigiona più di 26 MeV di energia cinetica che contribuiscono all’energia termica della stella.

Si pensi ora che una stella primordiale di 100 masse solari presentava un temperatura nel nucleo interno di circa 100 milioni di gradi Kelvin a confronto dei 4-5 milioni di gradi presenti nel nucleo del Sole. Inoltre, proprio a causa delle alte temperature. Contemporaneamente alla catena protone-protone si può attivare la combustione dell’Elio che produce Carbonio. A questa segue la produzione di elementi più pesanti passando dal “ciclo del Carbonio-Azoto-Ossigeno” (dove per l’appunto vi è la produzione degli elementi che danno nome al ciclo).

Stelle così grandi e con reazioni termonucleari così efficienti hanno una durata di vita relativamente breve, ciò spiegherebbe l’assenza di stelle di popolazione III nell’attuale Universo. Inoltre anche il modo in cui termina la loro vita dipende dalla massa iniziale: tra 10 e 40 vi sono combustioni instabili che sottraggono energia alla stella, la quale prima collassa e poi esplode in supernova. Tra 40 e 120 masse solari la stella collassa in un buco nero poiché non vi è sufficiente energia d’onda d’urto per esplodere in supernova. Una stella maggiore di 260 masse solari durante il collasso gravitazionale ha temperature interne così elevate da causare la foto-disintegrazione dei nuclei; il collasso non potendo essere arrestato genera un buco nero massivo tanto quanto lo era la stella.

Possiamo ora finalmente dire dove si generano gli elementi più pesanti del Ferro, ebbene ciò accade nelle esplosioni di supernova, poiché si tratta di eventi enormemente energetici. In un tempo brevissimo viene liberata mille volte più energia di quanta il Sole ne avrà prodotta nella sua intera esistenza di 10 miliardi di anni.

COME APPAIONO LE STELLE SULLA TERRA

Se osserviamo le stelle ad occhio nudo ci appaiono come puntini luminosi in un cosmo scuro, ma come abbiamo scoperto insieme questi copri celesti sono enormi. Ciò ovviamente è dovuto a alle grandi distanze che ci dividono dalle stelle, soltanto il Sole riusciamo ad apprezzarlo un minimo, per quanto esso rimanga sempre una nana gialla.

L’immagine quelle stelle che riusciamo ad osservare con un telescopio spaziale, invece, riescono a fornire informazioni molto più dettagliate degli astri e di ciò che li circonda. Tuttavia queste immagini possono essere distorte o modificate da un fenomeno di lente gravitazionale, tanto da cambiarne addirittura l’apparente posizione nella sfera celeste.

Quelle stelle di cui la posizione è stata definita con una certa precisione su cui gli astronomi non hanno dubbi fin ad ora, sono state raggruppate in sistemi di costellazioni.

Costellazioni e mappe stellari

In antichità i gruppi di stelle con forme particolari che venivano osservati dalle persone comuni, non erano molti e prendevano il nome si asterismi. Un asterismo è un qualsiasi allineamento di stelle che formano semplici figure geometriche. Successivamente gli astronomi iniziarono ad osservare il cielo con maggior cura chiamarono gli asterismi con il nome di costellazioni. Questi gruppi di stelle però non hanno un reale significato poiché cambiano a seconda del punto di osservazione. Le costellazioni infatti sono sovrapposizioni tridimensionali che possono essere stravolte in base ai sistemi di riferimenti che si prendono in considerazione.

La funzione principale di identificare dei gruppi di stelle e darle dei nomi è quella di includere in mappe stellari per l’orientamento terrestre. Il cielo è definito da 88 costellazione ufficiali definita dall’Unione Astronomica Internazionale. Dall’emisfero settentrionale sono visibili le costellazioni che già Antichi Greci avevano individuato: Pegaso, Ercole, Perseo e altri gruppi di stelle con nomi mitologici. Lo zodiaco invece è una fascia della volta celeste che comprende dodici costellazioni che intersecano il piano dell’eclittica.

Oltre alle costellazioni dello zodiaco, una delle più famosi è quella di Orione, chiamata anche il Cacciatore. È visibile dalla maggior parte dei punti del globo perché si torva sull’equatore celeste. È possibile osservare circa 130 stelle, ma l’allineamento che permette di identificare la costellazione di Orione è quello che forma la cintura di Orione, composta da tre stelle: Alnitak, Alnilam e Mintaka.