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Quei puntini luminosi che vediamo di notte, alzando lo sguardo
al cielo, in realtà sono delle stelle estremamente simili al nostro Sole.
Le stelle nascono nelle nebulose gassose composte da idrogeno, elio,
carbonio, azoto, ossigeno e in minor quantità da altri gas presenti sulla
Terra. Sono inoltre presenti
alcuni elementi più pesanti come potassio, zolfo, calcio, ferro che si
trovano allo stato ionizzato a causa delle condizioni fisiche della
nebulosa. Ci è possibile vedere con i telescopi queste nebulose che di
per sé non emetterebbero luce restando quindi invisibili, come la
nebulosa Testa di cavallo, perché nella maggior parte dei casi esse
subiscono l’influsso di qualche stella vicina. Le stelle possono
influenzare le nebulose principalmente in due modi: 1.
Una o più stelle in vicinanza della nebulosa possono illuminarla
ed essa assume un colore simile alla luce emessa dalle stelle; 2.
La nebulosa può essere eccitata da una stella ad alta temperatura
presente nelle sue vicinanze e pertanto emettere della fluorescenza. Nel caso “1“
la luce emessa dalla nebulosa avrà lo stesso spettro di quella
irradiata dalla stella illuminante mentre nel caso “2“ sarà emessa
luce che all’analisi spettrografica
sarà situata in corrispondenza delle linee di Ha,
Hb e dell’ossigeno ionizzato una o due volte e
a seconda dell’emissione predominante la nebulosa assumerà un diverso
colore. (Per esempio se l‘emissione di Ha
domina sulle altre la nebulosa assumerà un colore rosso). Sono stati
effettuati dei calcoli da diversi astrofisici che hanno dimostrato che le
stelle tendono ad allontanarsi le une dalle altre in un tempo
relativamente breve di circa 10 milioni d’anni; perciò noi guardando la
nebulosa d’Orione dobbiamo concludere che essa si deve essere formata
meno di 10 milioni d'anni fa e che quindi al suo interno si stanno ancora
formando delle stelle. Secondo la teoria di Helmholtz e Kelvin
le stelle si creano all’interno delle nebulose gassose. Qui
prima che la temperatura si sufficientemente alta da permettere
l’innesco di reazioni termonucleari la stella sviluppa energia
contraendosi ovvero il materiale più esterno cade verso l‘interno a
causa della forza di gravità. Più la massa della stella è grande e
minore sarà la durata di questa fase. Il diagramma di Hertzsprung-Russel illustra tale situazione
(nella nebulosa di Orione). In blu è rappresentata la linea di età zero.
I punti situati al di sopra di essa rappresentano tutte quelle stelle che
non hanno ancora ultimato la fase di contrazione gravitazionale che
precede l‘innesco delle prime reazioni termonucleari. A destra sono
situate le stelle rosse con masse inferiori a quella del Sole che hanno un
tempo di evoluzione più lungo. La linea di “età zero” indica il punto in cui hanno
inizio le reazioni termonucleari. Al di sopra di essa saranno situate
tutte quelle stelle ancora in fase di contrazione gravitazionale poiché
avendo un maggior diametro e una temperatura
costante avranno anche una superiore luminosità. Il tempo di
permanenza in questo stato varia dai 4 milioni di anni per le stelle con
masse più grandi ai 700 milioni di anni per quelle con le masse più
piccole |