{"id":1099,"date":"-0001-11-30T00:00:00","date_gmt":"-0001-11-29T23:10:04","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"1099","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/1099\/","title":{"rendered":"Com’\u00e8 possibile stabilire la composizione chimica delle stelle?"},"content":{"rendered":"

L’indagine
\n sulla composizione chimica delle stelle si basa in primo luogo sui due
\n naturali “osservabili” caratterizzanti la radiazione elettromagnetica
\n stellare: ovverosia la “quantita’” di radiazione ed il “colore” della
\n medesima, cioe’ la distribuzione energetica alle varie lunghezze d’onda,
\n e per un certo verso anche sui risultati di codici numerici, come vedremo.
\n <\/font><\/p>\n

C’e’ da
\n specificare subito che la composizione chimica delle stelle non e’ omogenea
\n ma varia tipicamente in senso radiale, ovverosia con simmetria sferica;
\n una stella, in altri termini, e’ fatta a strati (un po’ come una cipolla,
\n se vogliamo). Siccome i bruciamenti nucleari si innescano innanzitutto
\n al centro, dove si raggiunge prima la temperatura di attivazione delle
\n reazioni nucleari, e poi anche – in momenti successivi – in strati piu’
\n esterni, tale processo finisce con il produrre composizioni diverse a
\n seconda della “profondita’” dello strato in esame, pur partendo da una
\n nube di gas che si assume omogenea.<\/font><\/p>\n

In questa
\n ottica, e’ comprensibile come siano disponibile all’osservazione “diretta”
\n sono gli strati piu’ esterni della stella, mentre per avere informazioni
\n sulla struttura interna bisogna necessariamente affidarsi alle informazioni
\n fornite dai modelli di evoluzione stellare, cui accenniamo brevemente
\n nel seguito. Data dunque la natura del bruciamento nucleare nelle stelle
\n (che come abbiamo visto non influenza sostanzialmente gli strati piu’
\n esterni), va inoltre considerato come la composizione chimica esterna
\n della stella in buona approssimazione non si vada modificando con l’evoluzione
\n della medesima, ma rifletta fondamentalmente la composizione chimica iniziale
\n della nube che per autogravitazione ha formato la stella vera e propria.
\n <\/font><\/p>\n

Vediamo
\n ora come lo “spettro di una stella” (l’andamento della radiazione luminosa
\n alle varie lunghezze d’onda) fornisca informazioni sulla temperatura,
\n e sulla composizione chimica degli strati esterni. Consideriamo lo stato
\n degli atomi componenti gli strati esterni della stella: al crescere della
\n temperatura cresce l’energia distribuita agli elettroni orbitanti attorno
\n ai nuclei, e di conseguenza, cresce il numero di elettroni che si allontanano
\n dallo “stato fondamentale” dell’atomo, portandosi su “livelli eccitati”
\n o anche passando su stati slegati, ovvero “ionizzando” l’atomo. <\/font><\/p>\n

Ad ogni
\n temperatura corrisponde dunque una precisa distribuzione degli elettroni,
\n distribuzione che si riflette sulle righe di assorbimento presenti nello
\n spettro. Tali righe sono infatti causate da elettroni che assorbono un
\n fotone di opportuna energia per spostarsi su uno strato meno legato o
\n nel continuo (cioe’, slegati dall’atomo di provenienza). Con l’identificazione
\n delle righe in assorbimento in uno spettro stellare, \u00e8 possibile dunque
\n effettuare un’analisi chimica qualitativa degli strati esterni di una
\n stella (la cosiddetta “atmosfera”). Pi\u00f9 difficile si presenta un’analisi
\n quantitativa,che permetta di determinare la percentuale dei diversi elementi
\n atomici presenti. <\/font><\/p>\n

L’intensit\u00e0
\n di una riga in assorbimento non dipende infatti soltanto dal numero degli
\n atomi che la producono, ma anche da altri parametri, quali temperatura
\n e pressione. Per quanto riguarda la composizione chimica degli stati piu’
\n interni, si puo’ dire quanto segue: in breve, gia’ da diversi decenni
\n e’ possibile far “evolvere” una stella “al calcolatore”, ovvero, utilizzare
\n un opportuno codice numerico che – una volta informato di alcuni dati
\n iniziali (tipicamente, massa e composizione chimica della nube che origina
\n la stella) “sviluppa” nel tempo questi dati, producendo una serie di “istantanee”
\n della stella a diversi momenti della sua evoluzione. Poniamo attenzione
\n al fatto notevole che ognuna di queste istantanee descrive la nostra stella
\n in maniera “completa”: ovvero, una volta che il codice ha prodotto i suoi
\n risultati, noi conosciamo la composizione chimica dettagliata in funzione
\n del raggio stellare, oltreche’ naturalmente tutte le informazioni “globali”
\n sulla stella, cioe’ colore, luminosita’, gravita’ superficiale, e cosi’
\n via. <\/font><\/p>\n

Tecnicamente,
\n simili codici sviluppano il sistema di equazioni differenziali e ai termini
\n finiti che da tempo le teorie astrofisiche hanno mostrato regolare la
\n “vita” delle stelle. Per produrre risultati adeguati, tali codici hanno
\n naturalmente bisogno anche di informazioni specifiche sulle caratteristiche
\n della materia stellare (ovvero, opacita’ alla radiazione luminosa, coefficienti
\n delle reazioni nucleari, comportanento della materia in presenza di moti
\n convettivi, ed altro ancora). In questo senso, e’ interessante notare
\n come le ricerche piu’ recenti fatte comparando diversi codici individuino
\n proprio nell’affidabilita’ di tali “informazioni” sullo stato e sul comportamento
\n della materia stellare (piuttosto che sulla specifica tecnica di risouluzione
\n dei sistemi delle equazioni stellari adottata nei diversi codici) il fattore
\n principale capace di influenzare i risultati del calcolo<\/font>.<\/font><\/p>\n

Maggiori
\n informazioni sugli spettri stellari si possono ricavare al seguente indirizzo
\n web: http:\/\/www.ifcai.pa.cnr.it\/ORSA\/saggi\/spettri.htm<\/a><\/font><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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