Le stelle sono corpi celesti che emettono energia grazie alle reazioni termonucleari di fusione di 4 nuclei di idrogeno in un nucleo di elio, con liberazione di una grande quantità di energia che le rendono luminose nel cielo.
- La fusione in dettaglio
1 protone, 1 elettrone, 0 neutroni, PAH = 1,008 u 2 protoni, 2 elettroni, 4 neutroni, PAHe = 4,0026 u La reazione di fusione nucleare completa è:
Differenza di massa:
4 × 1,008 - 4,0026 = 0,0294 u
Questa differenza di massa è convertita in energia con la nota formula di Einstein:
E = mc2 = 0,0294 × 299.7922 ≈ 2,64∙109
≈ 2,64∙1012 J/mol ≈ 26,73 MeV **Compresa quella derivante dai raggi
γ
dall'annichilazione dei positroni.
La fusione non avviene in un unico passaggio, ma attraverso una serie di tappe della catena protone-protone, sintetizzate nella figura a fianco.
Prima tappa
I 4 atomi di idrogeno (protoni) si fondono a due a due per formare 2 nuclei di deuterio, formato da 1 protone e 1 neutrone, con l'emissione di un positrone (elettrone con carica positiva) e di un neutrino privo di massa e carica, che lascia la stella.
Poiché i due protoni hanno lo stesso segno tendono a respingersi perciò servono temperature e pressioni elevatissime affinché possano avvicinarsi. Raggiunta una distanza estremamente piccola (10-14 m), entra in azione l'interazione nucleare forte che li unisce.
Seconda tappa
Il deuterio, molto reattivo, acquisisce un protone dall'ambiente circostante (i protoni sono presenti in abbondanza) e si trasforma in un isotopo leggere dell'elio (elio-3). Anche questa reazione va considerata per due.
Terza tappa
I due isotopi dell'elio, provenienti dalla reazione precedente, si fondono formando 1 atomo di elio ed espellendo i due protoni acquisiti in precedenza.
Come detto sopra, la differenza di massa è convertita in energia.
La catena protone-protone è valida per stelle delle Dimensioni del Sole. Per stelle più grandi avvengono altre catene di reazioni.
Luminosità
La luminosità non è la stessa per tutte le stelle che noi osserviamo e dipende da fattori diversi: dall'energia emessa dalla stella, dalla temperatura, dall'estensione della superficie e dalla distanza rispetto alla Terra. Così una stella molto grande può apparirci poco luminosa se è molto lontana e, viceversa, una stella piccola come il Sole ci appare estremamente luminosa perché molto vicina a noi.
Le Pleiadi
Magnitudine
La misura della luminosità è data dalla magnitudine. La magnitudine apparente è la luminosità con cui ci appare la stella. La magnitudine assoluta è la luminosità che ci apparirebbe si fosse posta ad una distanza di 10 parsec.
La luminosissima stella Arturo
Il colore delle stelle
Se osserviamo le stelle nel cielo ci accorgiamo che mostrano colori diversi. Il colore è in relazione con la temperatura: le stelle rosse hanno una temperatura superficiale di circa 3000°K; le stelle gialle come il Sole raggiungono i 6000°K, mentre quelle bianco-azzurre superano i 30000°K e sono suddivise nelle classi spettrali O, B, A, F, G, K, M.
Il colore di diverse stelle
Diagramma di Hertzsprung e Russel
Il diagramma H-R prende in considerazione contemporaneamente la temperatura della stella, il suo colore e la luminosità assoluta.
Se noi rappresentiamo le stelle su questo grafico, vediamo che la maggioranza si colloca sulla diagonale, nella zona chiamata sequenza principale. Questo è facilmente spiegabile perché una stella molto calda è luminosa e di colore azzurro, mentre una stella fredda è rossastra e poco luminosa. Sul grafico si notano altri due raggruppamenti; in alto a destra si trovano le giganti rosse che, pur avendo una bassa temperatura, sono luminose a causa della loro grande superficie. In basso a sinistra ci sono le nane bianche, caldissime ma poco luminose perché sono piccole. Il Sole si trova quasi a metà della sequenza principale.
Una stella non mantiene sempre la medesima posizione nel diagramma ma si sposta a seconda dello stadio della sua evoluzione.
Diagramma H-R