L'universo intorno a noi Massimo Capaccioli - News

ne fugge via in forma di radiazione e che l'altra parte va ad aumentare
la temperatura delle regioni centrali della protonube. Il riscaldamento
è tanto maggiore quanto più opaco è il materiale protostellare:
a trattenere i fotoni ci pensano gli elettroni liberati dagli atomi
per ionizzazione. Tralasciando i dettagli del processo, che vedremo
nel seguito di questo corso, per il momento accontentiamoci di sapere
che, se la massa della protonube è sufficientemente elevata,
nelle sue regioni centrali si raggiungono ben presto le temperature
necessarie ad assicurare l'innesco delle prime reazioni nucleari: il
bruciamento del litio e poi, a T 1.6 10 7 K, quella conversione di 4
nuclei di idrogeno in elio che oggi sappiamo essere la principale
fonte di energia stellare. Quest'ultima reazione è talmente efficiente
da arrestare il collasso ed assicurare stabilità alla stella per un
periodo di tempo molto lungo. Nel caso del Sole, ad esempio, ci si
aspetta che il bruciamento di idrogeno in elio, già in corso da 4.5
miliardi di anni, duri sostanzialmente immutato per altrettanto
tempo. Vedremo poi quali sono le equazioni dell'equilibrio di un edificio
stellare, come la stella sappia naturalmente raggiungere e
mantenere questo perfetto equilibrio, come sia la massa il principale
parametro che governa la struttura stellare, e la composizione
chimica il parametro secondario più importante, assieme alla rotazione.
Scopriremo anche che il meccanismo con cui la radiazione si
trasferisce dal centro alla periferia è l'irraggiamento, coadiuvato
dalla convezione, cioè da moti ascendenti di bolle calde e discendenti
di bolle fredde, quando l'energia prodotta è troppa per essere
smaltita dai soli fotoni o quando se n'è accumulata troppa per un
eccesso di opacità. Impareremo che nel piano della temperatura T e
della luminosità totale L le stelle neonate si dispongono lungo una
curva detta Sequenza Principale, costruita empiricamente dal danese
Ejnar Hertzsprung e dall'americano Henry Norris Russell all'avvio
del Novecento (ragion per cui il piano logT - logL prende anche il
nome di diagramma HR): gli astri più luminosi essendo più caldi e
dunque più blu, quelli più fiochi men caldi e più rossi. Il diagramma
HR ci sarà di grande aiuto per affrontare un secondo, più difficile
aspetto della fisica stellare: quello riguardante l'evoluzione. Infatti,
sebbene le stelle vivano a lungo, e tanto più a lungo quanto minore
e la loro massa, prima o poi devono restare senza carburante e dunque
adattarsi a una nuova condizione.
Torniamo per un momento al processo di formazione. Nel
corso della contrazione, pur essendo molto luminosa, la protostella
è circondata da uno spesso inviluppo, una sorta di placenta di gas e
polveri che assorbono la
radiazione prodotta e, essendo
relativamente freddi, la
riemettono nell'infrarosso
lontano. Recenti osservazioni
ottenute con i satelliti IRAS e
ISO, e con il più moderno
Spitzer, hanno permesso di
scoprire molte di queste stelle
in gestazione che ci appaiono
come dei bozzoli di
forma irregolare. Quando si
Figura 10: La Nebulosa Omega (M17), una struttura innescano le reazioni nuclea-
giovanissima alla distanza di 7000 anni luce, prossima ri, la pressione della radia-
ad un ammasso di stelle massicce e luminosissime che
la provvedono di energia ultravioletta. (copyright ESO)
zione emessa rimuove il bozzolo
di gas e polveri (Figura 11) dando origine a due fenomeni diversi
ma ugualmente spettacolari: le regioni HII (Figura 8) e le nebulose
a riflessione. Le prime sono prodotte in una fase iniziale della
dispersione della placenta, e sono dovute al fatto che i fotoni UV
emessi dalla stella neonata ionizzano l'idrogeno e altri elementi presenti
nel mezzo interstellare. Gli ioni, ricombinandosi con gli elettroni
liberi, producono un'intensa emissione concentrata intorno a
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