Cos’è una stella della sequenza principale?
Parliamo spesso delle eccezioni, ma la maggior parte delle stelle vive semplicemente la propria vita fondendo idrogeno. Le Pleiadi sono un esempio di un ammasso composto da stelle della sequenza principale perché sono troppo giovani per essere evolute allo stadio di giganti. Se ti allontani dalle luci della città e ammiri la straordinaria bellezza del cielo notturno, la maggior parte delle stelle che puoi vedere fa parte di quella che è conosciuta come la “sequenza principale”. Le poche che non ne fanno parte ricevono un’attenzione sproporzionata rispetto al loro numero, ma a volte dovremmo fare un passo indietro e considerare le stelle che costituiscono la maggior parte della galassia, incluso il nostro Sole.
Il ciclo di vita di una stella
La galassia una volta era solo una vasta nube di idrogeno, un po’ di elio e litio, e quasi certamente molta materia oscura. Dove il gas era più denso, la gravità attirava più materiale, causando un aumento di densità in un processo inizialmente autosufficiente. Alla fine, la densità raggiunse un punto in cui accadde qualcosa che ci toglierebbe il fiato se non fossimo così familiari con il suo risultato: si accese la fusione. Tanto gas si concentrò in una piccola area che la forza gravitazionale divenne abbastanza grande da superare la repulsione elettrostatica tra i protoni, e ci fu luce. Lo stesso processo si verificò in milioni di luoghi in tutta la galassia, accendendo le prime stelle.
Per la maggior parte della sua vita, la stella fa principalmente una cosa: trasforma l’idrogeno in elio. Ogni atomo di elio ha una massa leggermente inferiore ai quattro atomi di idrogeno che sono serviti per crearlo. Parte di quel deficit di massa diventa particelle come i neutrini, ma la maggior parte si trasforma in energia. Secondo la formula E=mc², una piccola quantità di massa diventa una quantità considerevole di energia quando moltiplicata per la velocità della luce al quadrato. Vediamo parte di quell’energia quando guardiamo il cielo notturno e ne sentiamo parte alla luce del giorno. L’energia fornisce anche una forza verso l’esterno che contrasta la gravità, impedendo alla stella di collassare ulteriormente. Finché questa è la principale attività di una stella, si considera che essa sia nella sequenza principale.
Quando una stella esaurisce l’idrogeno, le cose iniziano a cambiare. Prima, il nucleo esaurisce l’idrogeno, ma la fusione continua in un guscio intorno ad esso. Poi le stelle iniziano a fondere l’elio in berillio e carbonio, che poi vengono per lo più convertiti in elementi più pesanti, ma intorno a questo momento i processi diventano più complessi e i percorsi delle stelle divergono. A questo punto, cessano di essere considerate parte della sequenza principale.
Identificare la sequenza principale
Quando gli astronomi iniziarono a cercare di capire le differenze tra le stelle che potevano vedere, non sapevano nulla di tutto ciò. Invece, osservarono che le stelle avevano una vasta gamma di temperature, indicate dal loro colore, che è causato dalla lunghezza d’onda alla quale emettono la maggior parte della luce. Per dare un senso a questo, due astronomi – Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell – indipendentemente crearono un grafico del colore delle stelle rispetto alla loro luminosità. Ora noto come diagramma di Hertzsprung-Russell, questo mostra la maggior parte delle stelle che si attengono a una lunga linea, un po’ ondulata, che va dall’angolo in alto a sinistra a quello in basso a destra. Una minoranza di stelle devia verso l’angolo in alto a destra (fase gigante) o si trova lontano in basso a sinistra (nane bianche, considerate stelle morte).
Ci sono molte versioni del diagramma di Hertzsprung-Russell, ma poche sono così belle, oltre che accurate e informative. La linea divenne nota come la sequenza principale. Gruppi concorrenti di astronomi idearono diversi modi per categorizzare le stelle della sequenza principale principalmente per temperatura. Quello che divenne ampiamente adottato, per quanto illogico, utilizza le lettere O, B, A, F, G, K, M, iniziando con le più calde e finendo con le più fredde. Divenne evidente un modello: per la maggior parte delle stelle, c’era una relazione tra la temperatura e la massa. Le stelle di massa maggiore sono in grado di fondere il loro materiale molto più rapidamente, rilasciando enormemente più energia per secondo rispetto alle loro controparti più piccole. La durata della vita di una stella segue una formula di L ∝m^-2.5 dove L è la durata della vita e m è la massa. La formula non è esatta, variando un po’ con la composizione chimica iniziale.
Per la maggior parte del suo ciclo di vita, si può ottenere una buona stima della massa di una stella dal suo colore. Questo non funziona, tuttavia, per le stelle all’inizio o alla fine della loro vita. Le stelle non saltano direttamente alla loro luminosità di picco, iniziando relativamente deboli e lentamente aumentando di luminosità, quindi una stella molto giovane ma molto massiccia può ancora essere abbastanza fredda, secondo gli standard delle stelle, all’inizio. Le cose diventano ancora più complesse alla fine, e le stelle possono prendere molti percorsi verso la loro morte. Il più famoso è gonfiarsi fino a diventare una gigante rossa. Basandosi solo sul colore, le giganti rosse o supergiganti sembrano stelle di tipo M, anche conosciute come nane rosse – sebbene la loro temperatura sia la stessa, hanno milioni di volte il volume, e l’energia totale rilasciata è quindi molto maggiore. Ecco perché possiamo vedere Betelgeuse a occhio nudo, ma non Proxima Centauri, nonostante sia più di cento volte più lontana. Sarebbe sciocco mettere insieme stelle così diverse nella stessa classe. Di conseguenza, la divisione più importante nella classificazione delle stelle è tra la sequenza principale e il resto. Nel primo caso, la fusione dell’idrogeno nel nucleo è il processo dominante, e temperatura e massa sono correlate (con qualche variazione per età e composizione chimica), mentre le cose sono molto diverse per il resto.
Dove si colloca il Sole?
Il Sole è molto una stella della sequenza principale, nella categoria di tipo G (G2V per essere precisi). Sta fondendo idrogeno da 4,6 miliardi di anni, ma ha ancora quasi tre volte tanto quanto ha elio. Tuttavia, si pensa che il Sole sia quasi a metà della sua “vita”, dove il suo stato futuro come nana bianca non conta. Solo circa un miliardo di anni di quello sarà nella fase di gigante rossa.
La sequenza è “principale” perché è dove le stelle trascorrono la maggior parte della loro vita.