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Le popolazioni stellari I II III


Giovedý 5, Luglio 2012
in  Stella Stellina



Le popolazioni stellari, sono certamente le più antiche, i capostipiti che hanno dato origine alle generazioni di stelle che oggi osserviamo. Astri supermassicci, splendevano prima ancora che si formassero le galassie. Ma dove sono finite?


E possibile che contribuiscono significativamente alla materia oscura dell'Universo?


Fino ai primi anni '40 si riteneva che la composizione chimica delle stelle della nostra galassia, e probabilmente anche quella delle altre galassie, fosse la stessa: un 70% della massa sotto forma di idrogeno, un 28% di elio, mentre tutti gli altri elementi insieme avrebbero costituito appena il 2%.


Nel 1944 si era ancora in piena guerra e in pieno oscuramento. Ció permise a Walter Baade di fotografare col telescopio di Monte Wilson, in California, stelle appartenenti ad ammassi globulari ben più deboli di quanto, in tempo di pace, non fosse possibile individuare in un cielo che diffondeva le luci di Los Angeles.


Fu così che Baade scoprì l'esistenza di due popolazioni stellari.


Quella che chiamó Popolazione I (o del disco galattico), caratterizzata da stelle di tipo spettrale e di alta temperatura e luminosità e presente nelle vicinanze del Sole, negli ammassi gattici (famiglie di poche centinaia di stelle, per lo più situate sul piano dell'equatore galattico o poco distante da esso) e nei bracci di spirale.


L'altra, che chiamó Popolazione II (o dell'alone), caratterizzata dalel variabili RR Lyrae, dette anche variabili degli ammassi globulari, e dalle giganti rosse che costituiscono i membri più luminosi della Popolazione II. Essa è tipica degli ammassi globulari (famiglie formate da centomila o anche un milione di stelle, distribuite in un volume grosso modo sferico col centro nel centro galattico), e da stelle isolate sparse nello stesso volume, l'alone appunto.


Questi due tipi di popolazione li riscontriamo anche nelle galassie esterne. Per esempio nelle spirali come nella vicina galassia di Andromeda, la Popolazione I è concentrata nei pressi dei bracci a spirale; mentre la Popolazione II si trova nel nucleo e nell'alone come per la via Lattea. Nelle galassie allittiche troviamo soltanto la popolazione II mentre in quelle irregolari come le Nubi di Magellano, la popolazione I è di gran lunga la dominante.


Inoltre, la Popolazione I si trova in regioni ricche di gas e polveri, mentre la Popolazione II è in regioni prive o quasi di materia interstellare.


Nel 1951 J.W. Chamberlain ed L.H. Haller scoprirono alcune stelle la cui composizione chimica differiva da quella cosiddetta 'normale' perché avevano un contenuto di elementi pesanti (o 'metalli' nel gergo degli astronomi, che chiamano così tutti gli elementi più presenti di idrogeno di elio), da 10 a 100 volte inferiore a quello del Sole. Poi si notó che lo stesso valeva per le giganti rosse degli ammassi globulari, le uniche stelle abbastanza brillanti da poterne ottenere la spettro e farne un'analisi chimica.


Quindi, pian piano ci si rese conto che la deficienza di 'metalli' era un fatto comune dal Popolazione II, mentre la composizione chimica della Popolazione I era praticamente la medesima di quella solare. Per quanto riguarda l'abbondanza dell'elio si era invece potuto accertate che essa si manteneva più o meno la stessa nelle due Popolazioni.


Le teorie della struttura e dell'evoluzione stellare, convalidate dalle osservazioni delle stelle degli ammassi sia globulari che globulari che galattici ci dicono che le stelle sono delle macchine capaci di fabbricare nel loro interno elementi pesanti, a partire dalla materia prima d'idrogeno. Nel corso di queste reazioni nucleari, una piccola percentuale delle masse in gioco (al massimo gli 8/1000) si trasforma in energia raggiante, che alla fine sfugge dalla superficie stellare sotto forma di radiazione ultravioletta, visibile e infrarossa.


Osservazione e teoria ci dicono anche che tute le stelle, nel corso della loro vita, perdono quitetamente e continuamente materia ad un tasso variante fra un centomillesimo o un milionesimo di masse solari all'anno per le più luminose ed un trascurabile milionesimo di miliardesimo di masse solari all'anno per le stelle come il Sole. Si tratta dei 'venti stellari'. Nel caso delle stelle di grande massa, si arriva poi ad una fine catastrofica, con esplosioni come nelle supernova e la dissipazione di gran parte della loro materia nello spazio.


Comunque tanto con i venti che con le esplosioni, le stelle diffondono nel mezzo interstellare materia passata attraverso le più varie reazioni nucleari, mutandone la composizione chimica originale. Perció, ci si aspetta che le stelle di formazione più recente, condensandosi da materia contenente gli elementi espulsi dalle stelle della precedente generazione siano più ricche di elementi pesanti delle loro antenate.


Ne consegue che le stelle di Popolazione II sarebbero più vecchie di quelle di Popolazione I. La diversa collocazione galattica delle stelle delle due popolazioni si spiega col processo evolutivo della Galassia nel suo insieme. Infatti si pensa che, originariamente, la Galassia fosse un ammasso grossolanamente sferico di materia diffusa in rotazione. Condensazioni casuali di gas, qua e là, danno origine agli ammassi globulari, i quali conservano l'originale distribuzione sferica del fluido da cui si sono formati perché le loro dimensioni sono molto più piccole delle loro distanze reciproche e quindi non interagiscono fra loro. Cosa che non succede per gli atomi del mezzo interstellare, che invece interagiscono in continuazione e per l'effetto della rotazione delle protagalassia si distribuiscono a poco a poco entro volumi sempre più appiattiti. Perció, anche le stelle via via più giovani, si distribuiscono entro elessoidi via via più schiacciati.


(1. continua)


Umberto Paoli

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