L’indagine
sulla composizione chimica delle stelle si basa in primo luogo sui due
naturali “osservabili” caratterizzanti la radiazione elettromagnetica
stellare: ovverosia la “quantita’” di radiazione ed il “colore” della
medesima, cioe’ la distribuzione energetica alle varie lunghezze d’onda,
e per un certo verso anche sui risultati di codici numerici, come vedremo.
C’e’ da
specificare subito che la composizione chimica delle stelle non e’ omogenea
ma varia tipicamente in senso radiale, ovverosia con simmetria sferica;
una stella, in altri termini, e’ fatta a strati (un po’ come una cipolla,
se vogliamo). Siccome i bruciamenti nucleari si innescano innanzitutto
al centro, dove si raggiunge prima la temperatura di attivazione delle
reazioni nucleari, e poi anche – in momenti successivi – in strati piu’
esterni, tale processo finisce con il produrre composizioni diverse a
seconda della “profondita’” dello strato in esame, pur partendo da una
nube di gas che si assume omogenea.
In questa
ottica, e’ comprensibile come siano disponibile all’osservazione “diretta”
sono gli strati piu’ esterni della stella, mentre per avere informazioni
sulla struttura interna bisogna necessariamente affidarsi alle informazioni
fornite dai modelli di evoluzione stellare, cui accenniamo brevemente
nel seguito. Data dunque la natura del bruciamento nucleare nelle stelle
(che come abbiamo visto non influenza sostanzialmente gli strati piu’
esterni), va inoltre considerato come la composizione chimica esterna
della stella in buona approssimazione non si vada modificando con l’evoluzione
della medesima, ma rifletta fondamentalmente la composizione chimica iniziale
della nube che per autogravitazione ha formato la stella vera e propria.
Vediamo
ora come lo “spettro di una stella” (l’andamento della radiazione luminosa
alle varie lunghezze d’onda) fornisca informazioni sulla temperatura,
e sulla composizione chimica degli strati esterni. Consideriamo lo stato
degli atomi componenti gli strati esterni della stella: al crescere della
temperatura cresce l’energia distribuita agli elettroni orbitanti attorno
ai nuclei, e di conseguenza, cresce il numero di elettroni che si allontanano
dallo “stato fondamentale” dell’atomo, portandosi su “livelli eccitati”
o anche passando su stati slegati, ovvero “ionizzando” l’atomo.
Ad ogni
temperatura corrisponde dunque una precisa distribuzione degli elettroni,
distribuzione che si riflette sulle righe di assorbimento presenti nello
spettro. Tali righe sono infatti causate da elettroni che assorbono un
fotone di opportuna energia per spostarsi su uno strato meno legato o
nel continuo (cioe’, slegati dall’atomo di provenienza). Con l’identificazione
delle righe in assorbimento in uno spettro stellare, è possibile dunque
effettuare un’analisi chimica qualitativa degli strati esterni di una
stella (la cosiddetta “atmosfera”). Più difficile si presenta un’analisi
quantitativa,che permetta di determinare la percentuale dei diversi elementi
atomici presenti.
L’intensità
di una riga in assorbimento non dipende infatti soltanto dal numero degli
atomi che la producono, ma anche da altri parametri, quali temperatura
e pressione. Per quanto riguarda la composizione chimica degli stati piu’
interni, si puo’ dire quanto segue: in breve, gia’ da diversi decenni
e’ possibile far “evolvere” una stella “al calcolatore”, ovvero, utilizzare
un opportuno codice numerico che – una volta informato di alcuni dati
iniziali (tipicamente, massa e composizione chimica della nube che origina
la stella) “sviluppa” nel tempo questi dati, producendo una serie di “istantanee”
della stella a diversi momenti della sua evoluzione. Poniamo attenzione
al fatto notevole che ognuna di queste istantanee descrive la nostra stella
in maniera “completa”: ovvero, una volta che il codice ha prodotto i suoi
risultati, noi conosciamo la composizione chimica dettagliata in funzione
del raggio stellare, oltreche’ naturalmente tutte le informazioni “globali”
sulla stella, cioe’ colore, luminosita’, gravita’ superficiale, e cosi’
via.
Tecnicamente,
simili codici sviluppano il sistema di equazioni differenziali e ai termini
finiti che da tempo le teorie astrofisiche hanno mostrato regolare la
“vita” delle stelle. Per produrre risultati adeguati, tali codici hanno
naturalmente bisogno anche di informazioni specifiche sulle caratteristiche
della materia stellare (ovvero, opacita’ alla radiazione luminosa, coefficienti
delle reazioni nucleari, comportanento della materia in presenza di moti
convettivi, ed altro ancora). In questo senso, e’ interessante notare
come le ricerche piu’ recenti fatte comparando diversi codici individuino
proprio nell’affidabilita’ di tali “informazioni” sullo stato e sul comportamento
della materia stellare (piuttosto che sulla specifica tecnica di risouluzione
dei sistemi delle equazioni stellari adottata nei diversi codici) il fattore
principale capace di influenzare i risultati del calcolo.
Maggiori
informazioni sugli spettri stellari si possono ricavare al seguente indirizzo
web: http://www.ifcai.pa.cnr.it/ORSA/saggi/spettri.htm