Stella massiccia
Una stella massiccia (detta anche stella blu per via del colore, spesso tendente appunto al blu) è una stella molto calda, massiccia e luminosa, appartenente alle classi spettrali[1][2] O, B e W.
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]Il legame tra le varie caratteristiche non è casuale: una normale stella blu è necessariamente luminosa, perché il suo colore deriva dall'elevata temperatura superficiale (attorno ai 30 000 K). La temperatura deriva direttamente dalla massa elevata, superiore alle 8 masse solari[3]. La stella è inoltre sicuramente giovane (in termini astronomici), perché tali stelle impiegano pochi milioni di anni per portare a termine la fusione dell'idrogeno in elio e poi, al termine della sequenza principale,[4][5] di quest'ultimo in elementi più pesanti, prima di esplodere come spettacolari supernovae.[6]
Nel momento in cui la massa di una stella è sufficientemente grande, si raggiungono le condizioni necessarie affinché la sua fusione nucleare non venga limitata agli elementi chimici più leggeri, come accade nelle stelle di massa minore, ma riesca a fondere carbonio ed elementi più pesanti. Si potrebbe pensare che le stelle massicce mantengano la loro attività di fusione nucleare più a lungo, poiché hanno una maggiore quantità di combustibile nucleare e ne possono usare diversi tipi. Tuttavia, accade il contrario: lo consumano a un ritmo elevatissimo, molto più alto di quello seguito dalle stelle con massa inferiore. È proprio questa voracità che le conduce a una fine molto violenta. Le diverse fasi della combustione nucleare durano sempre meno: così, il silicio si esaurisce in pochi giorni, mentre il ferro segna la fine dell'uso successivo di combustibili, accumulandosi nel nucleo.
Le stelle blu caratterizzano quindi le zone di formazione stellare: tali stelle vivono così poco da non potersi allontanare molto dal luogo in cui si sono formate. I bracci di spirale di una galassia, gli ammassi aperti e le associazioni OB sono i luoghi in cui è più frequente trovare questo tipo di stelle.
Alcune stelle blu non rispettano questi parametri: si tratta delle stelle vagabonde blu, che si trovano per lo più al centro degli ammassi globulari,[7] in regioni di altissima densità di stelle, e si pensa che derivino dalla fusione di due stelle in precedenza con normali caratteristiche.[8]
Vita ed esplosione finale
[modifica | modifica wikitesto]Il rapido esaurimento del carburante spiega il breve ciclo di stelle di grande massa. In generale maggiore è la massa di una stella, più breve è la sua vita in quanto tale. Quelle di massa maggiore vivono al massimo alcune decine di milioni di anni e non sperimentano la tranquilla fine dell'attività di quelle più leggere: terminano i loro giorni in un'esplosione nota come "supernova".
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ↑ Classification of Stellar Spectra: Some History, su astro.ufl.edu. URL consultato il 19 gennaio 2012.
- ↑ James B. Kaler, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, Cambridge, Cambridge University Press, 1997, pp. 62-63, ISBN 0-521-58570-8.
- ↑ Massive Star: Definition, Facts & Life Cycle, su study.com.
- ↑ Harding E. Smith, The Hertzsprung-Russell Diagram, su cass.ucsd.edu, Gene Smith's Astronomy Tutorial, Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego, 21 aprile 1999. URL consultato il 29 ottobre 2009.
- ↑ Richard Powell, The Hertzsprung Russell Diagram, su atlasoftheuniverse.com, An Atlas of the Universe, 2006. URL consultato il 29 ottobre 2009.
- ↑ F. W. Giacobbe, How a Type II Supernova Explodes, in Electronic Journal of Theoretical Physics, vol. 2, n. 6, 2005, pp. 30-38. URL consultato il 14 marzo 2013.
- ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E., The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies, in Astrophysical Journal, Part 1, vol. 384, 1992, pp. 50-61. URL consultato il 27 maggio 2006.
- ↑ Leonard, Peter J. T., Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem, in The Astronomical Journal, vol. 98, 1989, pp. 217-226, Bibcode:1989AJ.....98..217L, DOI:10.1086/115138.
