Corso di astronomia, Lezione 2, 18/11/2010. Daniele Gasparri.

Determinare l’età delle stelle
Quanto vive una stella? Sappiamo che le stelle azzurre sono molto più massicce, ovvero contengono molta
più materia di quelle rosse. Maggiore è la materia contenuta in una stella, più essa tende ad essere calda,
quindi ad apparire blu. Una stella che contiene molta materia, tuttavia, possiede una forza di gravità
maggiore di una stella piccola, quindi le reazioni di fusione nucleare devono avvenire in modo molto più
veloce se devono contrastare l’azione della forza di gravità che tende a far collassare la stella
indefinitamente. Ne consegue che le stelle con massa maggiore consumano molto più rapidamente il
combustibile nucleare (l’idrogeno) rispetto a quelle con massa minore e di fatto vinono sensibilmente di
meno. Le stelle azzurre, blu, quelle che possiamo identificare con la classe spettrale O, decine di volte più
massicce del Sole e con una temperatura superficiale superiore ai 35000°C, vivono appena qualche milione
di anni prima di terminare la loro esistenza con un’immane esplosione della supernova. Stelle con meno
materia, quindi più fredde, come il Sole, la cui temperatura superficiale è di 5500°C, quindi è una stella di
classe spettrale G, ha combustibile a sufficienza per brillare almeno 10 miliardi di anni!
Le stelle più piccole che conosciamo, molto rosse, quindi fredde (circa 2000°C), quindi di classe spettrale M,
consumano così poco combustibile che
possono vivere anche per 50 miliardi di anni!
Una stella è una macchina perfetta: consuma
solamente lo stretto necessario che le serve per
sopravvivere; l’energia richiesta è determinata
solo dalla massa, ovvero da quanta materia
contiene, per questo quando sappiamo quanta
materia è contenuta nella stella sappiamo già
per quanto tempo potrà vivere.
Le stelle più calde, quindi più massicce,
vivono sensibilmente meno di quelle meno
massicce
Se supponiamo che tutte si siano formate nella
stessa epoca, la sequenza principale di ogni
ammasso stellare si mostra interrotta in
prossimità di una certa classe spettrale. Questo
punto è chiamato punto di inversione: l'età
dell'ammasso è tale per cui le stelle poste in
questa zona stanno uscendo dalla sequenza
Dal diagramma HR di un ammasso stellare, identificando il punto di
inversione si capisce perfettamente l’età dell’ammasso stellare, quindi
delle stelle in esso contenute!
principale. Se conosciamo la permanenza in sequenza principale in funzione della luminosità assoluta delle
stelle, allora possiamo stimare l'età dell'ammasso. Proprio in questo modo si è scoperta la differente età degli
ammassi aperti rispetto ai globulari, e come questi ultimi siano gli oggetti più antichi dell'Universo.
Negli ammassi globulari (quasi tutti), infatti, non esistono più stelle con massa superiore a quella Solare in
sequenza principale; poiché la nostra stella trascorre circa 10 miliardi di anni in questa zona, ne consegue che
(quasi) tutti gli ammassi globulari devono avere almeno 10 miliardi di anni.
La stima dell'età è fondamentale per cercare di determinare la nascita e l'evoluzione stessa dell'Universo.
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