23/04/18

Le stelle si ammalano [5]. Piccole ma vivaci *

Abbiamo lasciato le nostre stelle in società, nella sequenza principale, dove possono gustarsi a  pieno l’idrogeno del proprio nucleo, trasformandolo in elio e liberando energia a sufficienza per mantenere la giusta temperatura interna, per inviare radiazione luminosa all’esterno (importantissima per i pianeti che si sono costruite e per essere “viste” dai loro abitanti ) e, veramente fondamentale, per mantenere l’equilibrio nella lotta con la gravità che non dimentica certo di agire e schiacciare la materia stellare (come ciò accada lo abbiamo spiegato nei dettagli QUI)

Questo periodo felice e tranquillo ha, però, una sua durata e prima o poi anche le stelle invecchiano e sono costrette a lasciare la società e iniziare il loro viaggio verso la pensione e la… “trasformazione” finale. Ovviamente, le prime a lasciare la sequenza principale sono le stelle giganti, le più luminose e le più massicce. Sappiamo benissimo che hanno fretta e che proprio nella fase finale danno il meglio di sé (la vecchiaia e la saggezza relativa possono valere molto di più dell’affanno e dell’incompetenza giovanile…). Poi, sempre più lentamente, se ne vanno anche le stelle più piccole.

Potremmo pensare che in quattordici miliardi di anni di esistenza del Cosmo, tutte le stelle create all’inizio, durante la fase oscura, dovrebbero già aver lasciato il proprio posto in società. Ciò è sicuramente vero per le stelle più grandi, al cui posto sono già arrivate generazioni successive, ma non lo è per quelle più piccole. Parliamoci chiaro, le nane rosse e le stelle mancate di poco sono ancora là, a centellinarsi l’idrogeno o a spegnersi lentamente, e chissà per quanto lo faranno ancora. Quattordici miliardi di anni? Puff… una vera inezia, un attimo della loro vita… non per niente abbiamo fatto raccontare la storia dell’Universo da Rosetta nel libro “Rosetta e le tre sorelle”.

Possiamo solo pensare a che cosa andranno incontro… niente di veramente speciale. A un certo momento, si stancheranno di assomigliare a dei “bradipi” e sveltiranno un po’ le loro azioni nucleari con conseguente aumento della temperatura. In tal modo, invece di “scappare” verso destra, come le stelle più grandi,  si sposteranno verso sinistra cambiando il colore corrispondente e diventando  -forse- proprio nane azzurre. Poi, l’idrogeno finirà e rimarrà solo elio, inerte e non attivo. La temperatura scenderà e diventeranno nane bianche (vivranno assieme a quelle provenienti da una vita ben più agitata) e poi… si spegneranno del tutto, sempre che l’Universo ci sia ancora!

La Fig. 4 mostra la durata della residenza nella sequenza principale in funzione della massa delle nane rosse (espressa in frazione della massa solare). Guardate bene l’unità di misura dell’età! Stiamo parlando di 1012 anni, ossia mille miliardi di anni… Cosa sono per loro quattordici miliardi di anni? Un niente, un battito di ciglia… stellari.

Figura 4
Figura 4

Malattie di sequenza principale

Normalmente le stelle che stanno sulla sequenza principale non si ammalano mai gravemente: piccoli acciacchi, attacchi febbrili, colpi di tosse. Il guaio è che qualcosa di relativamente poco importante per un stella può diventare molto preoccupante per chi le sta vicino. Pensiamo al nostro Sole e alle sue macchie e  ai brillamenti: piccole variazioni di luminosità, al limite qualche bella eruzione che può danneggiare gli apparecchi elettronici o lasciar passare una quantità maggiore o minore di raggi cosmici. Sappiamo anche che certe variazioni sono periodiche (il celebre ciclo solare di undici anni e forse qualche altro anche più lungo). Roba da poco comunque, non sufficienti a parlare del Sole come una stella veramente variabile o “malata”, anche se il clima terrestre sarebbe costretto a risentirne (magari si convincessero i maniaci del GW...).

D’altra parte, provate a stare voi per qualche miliardo di anni sempre nelle stesse condizioni fisiche. Potremmo perciò concludere che non esiste variabilità intrinseca (non possiamo contare le eclissi periodiche di sistemi binari, che non hanno niente di veramente fisico a parte i casi molto stretti che vedremo in seguito) durante la sequenza principale.

In realtà, ciò non è prorio vero. Prorio quelle più piccole e teoricamente tranquille possono dar luogo a variazioni di portata ben diversa. Le possiamo chiamare con il nome dell’oggetto più famoso: UV Ceti. Esse danno origine a brillamenti, ossia a vere e proprie eruzioni con lancio di materia ed energia che possono fare aumentare la luminosità della stella di parecchie volte. Fenomeni, sicuramente legati al campo magnetico e alle sue linee che si sconnettono e si riconnettono, che impiegano molto tempo per “caricarsi”, ma poi rilasciano l’energia accumulata in pochi secondi o minuti. E in un tempo non molto più lungo tornano allo stato normale.

russel

UV Ceti è una nana rossa che è accompagnata da una stella altrettanto piccola. La sua massa è solo il dieci per cento di quella del Sole e la sua luminosità è pari a pochi centomillesimi di quella della nostra stella. Tuttavia, quando decide di dare un colpo di tosse “magnetico” la sua luce aumenta di quattro o cinque volte. A meno di non esagerare, come fece nel 1952, quando in meno di mezzo minuto raggiunde una luminosità pari a 75 volte quella normale. Poveri abitanti dei pianeti a lei vicini… In Fig. 5 alcuni casi di brillamento osservati su UV Ceti.

Figura 5
Figura 5

Stelle piccole, che possono essere visibili solo se estremamente vicino a noi, ma che, in certi casi possssono essere rilevate anche a un migliaio di anni luce. Pensiamo che UV Ceti passa da una magnittuddine di circa 13 a una che la rende quasi visibile a occhio nudo: 6.8. Che i loro brillamenti siano dovuti alla smania di farsi vedere anche da lontano? Certi misteri stellari non sono ancora alla nostra portata… Comunque, se state osservando Tau Ceti, visibile a occhio nudo e poco più piccola del Sole, e vedete accendersi una piccola lampadina a poca distanza... non spaventatevi: è solo UV Ceti che si mette in mostra!

Un’altra “variabile” di questo tipo molto conosciuta è Proxima Centauri, la stella più vicino a noi. Niente a che vedere, però, con gli eccessi di UV Ceti. Nella Fig. 6, in cui è rappresentato il diagramma HR, oltre alle T-Tauri già conosciute, inseriamo la zona delle prime variabili corrispondenti a stelle ormai adulte (Stelle a Brillamenti).

Figura 6
Figura 6

Voci di corridoio stellare, dicono che addirittura certe nane brune siano capaci di dar luogo a brillamenti. Beh… in quel caso è sicuramente un azione mirata a farsi notare… Oppure no?

Bene, siamo pronti a seguire la vita avventurosa e complicata dopo il periodo passato in sequenza principale. Ricordiamo ancora che stelle veramente giganti fin dalla nascita toccano appena la sequenza principale e praticamente iniziano subito a evolvere fuori di essa. Potremmo quasi considerarle variabili continue, anche se la loro malattia “cronica” è quanto di più utile ci sia per l’Universo.

L'addio alla vita di società

Sarebbe bello vedere direttamente l’uscita delle varie stelle dalla sequenza principale (non certo delle nane rosse, ci vorrebbe un tempo "non umano"), ma la faccenda non è semplice… Sicuramente, esse si dirigono verso destra dove le temperature diminuiscono, dato che, per cercare di mantenere l’equilibrio, è necessario che il diametro si ingrandisca. Aumento del raggio, però, vuole anche dire aumento della superficie che emette luce e, di conseguenza, aumento della luminosità. Un gioco ad incastro tra temperatura, massa, diametro e luminosità.

Per il momento non entriamo nei dettagli, ma poniamoci una domanda: “Osservando un bel gruppo di stelle, scelte a caso nel cielo, vedremmo questi strani viaggi nel diagramma HR?” La risposta è “NI”. Sicuramente molte stelle stanno percorrendo quella strada, ma altre potrebbero, invece, essere nel cammino verso la sequenza principale. E poi, conoscere la luminosità per poterle inserire è veramente facile? Nemmeno per sogno, dato che  deve essere quella intrinseca e non quella che vediamo noi e che dipende dalla distanza.

Ammettiamo pure di conoscere la distanza… saremmo contenti? Non ancora, dato che non sappiamo l’età delle stelle e calcolarne la massa è ancora più difficile (si riesce solo nei casi di stelle doppie, salvo rare eccezioni come questa). Avremmo comunque una grande confusione, sicuri di assistere all’uscita dalla società (o quasi), ma ben poca informazione su quello che fa una singola stella di una certa massa.

Stessa età e stessa distanza

L’ideale sarebbe scegliere un bel gruppo di stelle, di masse diverse, che abbiano tutte la stessa età e che siano anche alla stessa distanza. Adesso sì che potremmo tranquillamente considerare la luminosità apparente del tutto simile alla luminosità intrinseca, dato che chi brilla di più sarebbe veramente più massiccia. In altre parole, conosceremmo sia l’ordinata che l’ascissa nel diagramma (luminosità e colore). Non solo, ma potremmo anche calcolare l’età di quel gruppo, dato che sarebbero uscite dalla società solo le stelle di una certa età. L’inizio del percorso verso destra ci direbbe prorio l’età. Fantastico… ma come trovare questi gruppi?

Niente di più facile (o quasi). Se le stelle sono appena nate  stanno ancora in gruppo come i pulcini appena usciti dalle uova. In questo caso, potrebbe anche darsi che ben pochi pulcini siano giù usciti dalla società, dato che la maggior parte deve ancora entrarvi. Solo quelli più grossi l’avrebbero fatto, mentre la maggioranza sarebbe ancora nella fase pre-sequenza, tante T Tauri piene di vigore ed energia. Molto interessante, ma non è proprio quello che volevamo. Avremmo davanti un ammasso aperto.

Nessuna paura, vi sono altri gruppi di stelle molto, molto vecchie, che non si sono mai lasciate e hanno preferito restare unite per miliardi di anni. Stelle antichissime, nate all’inizio dell’Universo, forse quando si è formata la galassia che le ospita, anche se in posizione un po’ defilata. Pensiamo che i primi calcoli effettuati sulla loro età, le portavano a essere più vecchie della nascita dell’Universo! Assurdo, ovviamente… e dovuto solo all’imprecisione delle misure. In ogni modo, non è difficile trovare gruppi che sono nati circa tredici miliardi di anni fa. Meglio di così non si può. Inoltre, questi gruppi sono intensamente popolati: migliaia, decine di migliaia, milioni di stelle, concentrate in uno spazio veramente ristretto. In altre parole, sono gli ammassi globulari.

Fantastico! Cosa vedremmo inserendole nel diagramma HR? Bene, le più piccole, le nane rosse sarebbero ancora sulla sequenza principale (ci vorranno ancora miliardi e miliardi di anni per smuoverle e non si sa nemmeno bene come e dove andrebbero). Poi ecco le più picccole, ma non abbastanza, che stanno lasciando la sequenza. Fermi tutti: l’età di queste è proprio quella dell’ammasso! Basta cercare “lo spigolo”  e il mistero si risolve. Mettiamo insieme sia gli ammassi giovani (ammassi aperti) che quelli antichissimi (globulari) e avremmo una visione ben più completa e accurata di ciò che capita sia prima che dopo la vita in società. Facciamolo in Fig. 7.

Figura 7. Il primo diagramma in alto a destra è giovanissimo: molte stelle devono ancora arrivare nella sequenza principale. Nella seconda, vi sono ancora stelle di pre-sequenza, mentre la prima gigante sta lasciando la sequenza principale. Nella terza, tutte le stelle sono entrate in società e quelle che ne escono aumentano. Questi tre diagrammi sono tipici degli ammassi aperti (molto giovani). Nella parte bassa, si vedono ammassi sempre più vecchi (gli ultimi due globulari). Nell'ultimo siamo a 13 miliardi di anni e in sequenza principale sono restate le nane rosse...
Figura 7. Il primo diagramma in alto a destra è giovanissimo: molte stelle devono ancora arrivare nella sequenza principale. Nella seconda, vi sono ancora stelle di pre-sequenza, mentre la prima gigante sta lasciando la sequenza principale. Nella terza, tutte le stelle sono entrate in società e quelle che ne escono aumentano. Questi tre diagrammi sono tipici degli ammassi aperti (molto giovani). Nella parte bassa, si vedono ammassi sempre più vecchi (gli ultimi due globulari). Nell'ultimo siamo a 13 miliardi di anni e in sequenza principale sono restate le nane rosse...

In pratica, si può costruire teoricamente (sfruttando anche le osservazioni) il diagramma HR per vari ammassi di differente età. In altre parole, si possono costruire delle isocrone, ossia delle curve sul diagramma HR, che rappresentino il luogo di una popolazione di stelle della stessa età ad un dato tempo di vita. Questa specie di modello viene poi usato per calcolare l’età di un ammasso globulare cercando l’isocrona che meglio approssima le osservazioni di un dato ammasso. Ogni punto reale rappresenta la posizione raggiunta da una stella di una certa massa (l’età è uguale per tutte) in un momento ben preciso della loro vita. Nella Fig. 8, vediamo le isocrone teoriche che ci mostrano bene cosa facciano le stelle a mano a mano che abbandonano la sequenza principale (essendo teoriche ci possiamo permettere di andare oltre l'età dell'Universo).

Figura 8
Figura 8

Nella Fig. 9, vediamo invece le osservazioni effettuate su  un ammasso reale la cui età è di poco più di 12 miliardi di anni. Possiamo notare che una stella come il Sole è già leggermente spostata verso destra nella sua  lotta per cercare un nuovo equilibrio.

Figura 9
Figura 9

La terza età

E' iniziata la vecchiaia che, ancora una volta, è più o meno lunga a seconda della massa. A riprova di ciò, vediamo, in Fig. 10, uno schema in cui si sono inserite le curve relative a differenti intervalli di tempo. Stelle come il Sole hanno appena iniziato la loro fase finale dopo dieci milioni di anni, mentre stelle cinque volte più massicce sono già molto a destra dopo soli 10000 anni.

Figura 10
Figura 10

Una vecchiaia che potrebbe essere considerata composta solo da stelle variabili, dato che sono costrette a cambiare continuamente e, se molto grosse, anche velocemente la loro temperatura, diametro, luminosità... Tuttavia, noi chiamiamo stelle variabili o "malate" quelle che mostrano segnali molto più peculiari, con sintomi ben definiti.

Nelle varie figure abbiamo già notato come varino le coordinate. In ordinata, a volte vi è la luminosità rispetto a quella del Sole; a volte la magnitudine assoluta (conoscendo la distanza), ricordando che il Sole ha un valore di circa 4.8 mag. Nessun problema dato che tra luminosità intrinseca e magnitudine vi è una semplice relazione logaritmica. Ancora più diversificata è l’ascissa. A volte, abbiamo la temperatura superficiale; a volte, il tipo spettrale (lettere); altre ancora l’indice di colore B – V (osservazioni nel blu e nel visuale). Anche qui esistono semplici relazioni che legano le grandezze tra di loro. Non stupiamoci, allora, se il diagramma, pur restando molto simile a se stesso, si allunga o si allarga...

Bene, possiamo affrontare quello che succede nel viaggio verso destra. Come si può notare, nella Fig. 9, tutte le stelle sembrano voler raggiungere una certa linea molto inclinata e poi sembrano sparire mentre ne appaiono altre nuovamente vicine alla sequenza principale. Teniamo anche conto che le stelle veramente giganti sono già sparite del tutto. Per vederle ancora in gioco bisognerebbe considerare ammassi molto giovani, veramente appena nati (aperti).  In generale, notiamo che certe regioni sembrano meno popolate e questo ci dice che certi tratti vengono percorsi a grande velocità evolutiva (la probabilità di vedere una stella in quelle condizioni è veramente bassa).

Ormai siamo in ballo e le malattie e/o l’invecchiamento non si possono più fermare…

 

QUI tutti gli articoli finora scritti sulla rappresentazione dell'evoluzione stellare tramite il diagramma HR

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