Che cos’è un esopianeta?

In breve

Le stelle sono i mattoni fondamentali delle galassie.

L’età, la distribuzione e la composizione delle stelle tracciano la storia, la dinamica e l’evoluzione della loro galassia. Le stelle sono responsabili della produzione e della distribuzione degli elementi pesanti, come il carbonio, l’azoto e l’ossigeno.

Primo Universo
Questa impressione dell’artista rappresenta l’universo primordiale. Le primissime stelle nate dopo il big bang, che gli astronomi chiamano stelle di “Popolazione III”, sono sfuggenti, non essendo ancora state definitivamente individuate. A differenza delle stelle di oggi – come il nostro Sole (che contiene elementi più pesanti come ossigeno, azoto, carbonio e ferro) – le stelle di Popolazione III sarebbero state composte esclusivamente dai pochi elementi primordiali forgiati nel big bang. Molto più massicce e più luminose del nostro Sole, avrebbero brillato nel vuoto d’inchiostro dell’universo appena nato. Crediti: ESA/Hubble, M. Kornmesser, e NASA

Diversi tipi di stelle hanno diverse zone abitabili. Questa è l’area intorno a una stella dove le condizioni sono giuste, né troppo calde né troppo fredde per l’esistenza di acqua liquida sulla superficie di un pianeta. (Per questo motivo, la zona abitabile di una stella è spesso chiamata informalmente “zona Goldilocks”.)

Statisticamente, ci dovrebbero essere più di 100 miliardi di pianeti nella nostra galassia Via Lattea. Sono disponibili in una vasta gamma di dimensioni e caratteristiche. Gli organismi complessi sono sorti sulla Terra solo 500 milioni di anni fa, e gli esseri umani moderni sono qui solo da 200.000 anni – un battito di ciglia sulle scale temporali cosmologiche. La Terra diventerà inabitabile per le forme di vita superiori tra poco più di 1 miliardo di anni, poiché il Sole si riscalda e asciuga il nostro pianeta. Pertanto, le stelle leggermente più fredde del nostro Sole – chiamate nane arancioni – sono considerate migliori per la vita avanzata. Possono bruciare costantemente per decine di miliardi di anni. Questo apre un vasto spazio temporale all’evoluzione biologica per perseguire un’infinità di esperimenti per ottenere forme di vita robuste. E, per ogni stella come il nostro Sole, ci sono tre volte tante nane arancioni nella Via Lattea.

Il tipo di stella ancora più abbondante chiamato nane rosse (note anche come stelle nane M) hanno una vita ancora più lunga. I pianeti nella zona abitabile relativamente stretta di una nana rossa, che è molto vicina alla stella, sono esposti a livelli estremi di raggi X e radiazioni ultraviolette, che possono essere centinaia di migliaia di volte più intensi di quelli che la Terra riceve dal Sole. I pianeti nelle zone abitabili delle nane rosse possono essere cotti all’asciutto e le loro atmosfere vengono strappate via abbastanza presto nella loro vita. Le nane rosse in genere si calmano dopo qualche miliardo di anni, ma i loro primi scoppi potrebbero impedire ai loro pianeti di evolversi per essere più ospitali.

infografica che confronta 3 classi di stelle nella nostra galassia
Questa infografica confronta le caratteristiche di tre classi di stelle nella nostra galassia: Le stelle simili al Sole sono classificate come stelle di tipo G; le stelle meno massicce e più fredde del nostro Sole sono le nane K; e le stelle ancora più deboli e fredde sono le rossastre nane M. Le zone abitabili, potenzialmente in grado di ospitare pianeti portatori di vita, sono più ampie per le stelle più calde. La longevità delle nane rosse M può superare i 100 miliardi di anni. Le età delle nane K possono variare da 15 a 45 miliardi di anni. Nel frattempo, il nostro Sole dura solo 10 miliardi di anni. La quantità relativa di radiazioni dannose (per la vita come la conosciamo) che le stelle emettono può essere da 80 a 500 volte più intensa per le nane M rispetto al nostro Sole, ma solo da 5 a 25 volte più intensa per le nane K arancioni. Le nane rosse costituiscono la maggior parte della popolazione della Via Lattea, circa il 73%. Le stelle simili al Sole sono solo il 6% della popolazione, e le nane K sono al 13%. Crediti: NASA, ESA e Z. Levy (STScI)

Come nascono le stelle?

Come nascono le stelle?

Le stelle nascono da vaste nubi di gas e polvere, note come nebulose, che sono sparse in molte galassie. Nel corso di migliaia o milioni di anni, la gravità può far sì che le sacche più dense di una nebulosa collassino sotto il loro stesso peso. Quando una nube – che è principalmente idrogeno – collassa, il materiale al suo centro comincia a riscaldarsi. Conosciuto come “protostella”, questo nucleo caldo della nube che collassa è una stella in divenire. Alcune di queste nubi rotanti di gas e polvere che collassano si rompono in due o tre blob che formano ciascuno una stella. Questo spiegherebbe perché la maggior parte delle stelle nella Via Lattea sono in coppia o in multipli. Non tutto questo materiale finisce però come parte della stella – la polvere rimanente può diventare pianeti e lune, asteroidi e comete – o può semplicemente rimanere come polvere.

Vieni con noi in un viaggio interstellare attraverso il tempo e il lavoro del detective scientifico.

Cos’è una stella di sequenza principale?

Cos’è una stella di sequenza principale?

Con il passare dei milioni di anni, la temperatura del nucleo di una protostella raggiunge un punto in cui può iniziare la fusione nucleare. La stella inizia quindi la fase più lunga della sua vita, chiamata “sequenza principale”. La maggior parte delle stelle della galassia, compreso il nostro Sole, sono classificate come sequenza principale. Questo è uno stato in cui la fusione nucleare nella stella è stabile e l’idrogeno viene convertito in elio. Questo processo rilascia molta energia che mantiene la stella calda e luminosa, e fornisce una pressione verso l’esterno contro l’incredibile massa di materiale che altrimenti farebbe collassare la stella su se stessa. Il novanta per cento della vita di una stella è trascorso nella fase di sequenza principale.

Cosa significa il colore di una stella?

Cosa significa il colore di una stella?

Quando guardi il cielo notturno, puoi notare che alcune stelle brillano più di altre. La luminosità di una stella è legata alla quantità di energia che emette e a quanto è vicina alla Terra.

Le stelle variano anche nel colore, perché variano nella temperatura. Le stelle più calde appaiono blu o bianche, mentre quelle più fredde sono arancioni o rosse. Gli astronomi usano queste caratteristiche per classificare le stelle della sequenza principale in categorie di colore e temperatura: O (blu), B (blu-bianco), A (bianco), F (giallo-bianco), G (giallo), K (arancione) e M (rosso), dalle più calde e grandi alle più fredde e piccole. Le stelle alla fine della loro vita sono fuori dalla sequenza principale. Queste includono supergiganti, giganti rosse e nane bianche.

immagine del Sole e della sua corona
Un’immagine del Sole a 17,1 nanometri (una lunghezza d’onda ultravioletta estrema) rivela lo strato atmosferico più esterno del Sole – la corona. Crediti: NASA Goddard Space Flight Center/SDO

Che tipo di stella è il nostro Sole?

Che tipo di stella è il nostro Sole?

Il nostro Sole è classificato come una stella di tipo G, nana gialla di sequenza principale. Si prevede che il nostro Sole rimarrà nella fase di sequenza principale per qualche miliardo di anni ancora.

Le stelle possono vivere per miliardi di anni, ma la loro vita può essere più breve o più lunga a seconda delle loro dimensioni (tecnicamente, la loro massa). Più grande (o più massiccia) è la stella, più breve è la sua vita, perché le stelle più massicce bruciano il loro combustibile nucleare più velocemente.

Come si formano i pianeti intorno alle stelle?

Come si formano i pianeti intorno alle stelle?

Il gas e la polvere che turbinano intorno a una stella durante la sua formazione sono fondamentali per formare i pianeti intorno ad essa. La polvere contiene elementi pesanti come il carbonio e il ferro che formano i nuclei dei pianeti.

Gli scienziati pensano che i pianeti inizino come granelli di polvere più piccoli della larghezza di un capello umano. Essi emergono dal gigantesco disco a forma di ciambella di gas e polvere che circonda le giovani stelle. La gravità e altre forze fanno scontrare il materiale all’interno del disco. Se la collisione è abbastanza delicata, il materiale si fonde, crescendo come palle di neve che rotolano. Col tempo, le particelle di polvere si combinano per formare ciottoli, che si evolvono in rocce grandi un miglio. Man mano che questi planetesimi, o pianeti in formazione, orbitano intorno alla loro stella, eliminano il materiale dal loro percorso, lasciando tracce di spazio vuote tranne che per le polveri sottili. Allo stesso tempo, la stella divora il gas vicino e spinge il materiale più lontano. Dopo qualche milione di anni, il disco si sarà completamente trasformato, e gran parte di esso prenderà la forma di nuovi mondi.

I cicli di vita delle stelle

I cicli di vita delle stelle

Giganti rosse e nane bianche

Quando una stella media come il nostro Sole finisce l’idrogeno da fondere, la stella inizia a collassare. Ma la compattazione di una stella la fa riscaldare di nuovo ed essa è in grado di fondere quel poco idrogeno che rimane in un guscio avvolto intorno al suo nucleo. Questo guscio di idrogeno che brucia espande notevolmente gli strati esterni della stella. Quando questo accade, la stella diventa una gigante rossa. Quando il nostro Sole entrerà nella fase di gigante rossa della sua vita, tra circa 5 miliardi di anni, sarà così grande che Mercurio sarà completamente inghiottito.

Il nostro Sole gigante rossa consumerà ancora elio e produrrà carbonio. Quando l’elio sarà finito, il Sole soccomberà di nuovo alla gravità. Quando il nucleo si contrarrà, causerà un rilascio di energia e il Sole diventerà una gigante ancora più grande con un raggio superiore all’orbita della Terra.

Stella gigante rossa circondata da una bolla di gas
U Camelopardalis, o U Cam in breve, è una stella vicina alla fine della sua vita. Quando le stelle sono a corto di carburante, diventano instabili. Ogni poche migliaia di anni, U Cam sputa fuori un guscio quasi sferico di gas mentre uno strato di elio intorno al suo nucleo inizia a fondere. Il gas espulso nella stella è chiaramente visibile in questa immagine come una debole bolla di gas che circonda la stella gigante rossa. Image Credit: ESA/NASA

Dopo circa un miliardo di anni da gigante rossa, il Sole avrà espulso i suoi strati esterni fino a quando, alla fine, il suo nucleo stellare sarà esposto. Questa cenere stellare morta (in termini di fusione nucleare) ma ancora ferocemente calda è chiamata nana bianca. Le nane bianche hanno all’incirca le dimensioni della Terra, nonostante contengano la massa di una stella. La pressione degli elettroni in rapido movimento impedisce a queste stelle di collassare ulteriormente. Più massiccio è il nucleo, più densa è la nana bianca che si forma. Così, più piccola è una nana bianca in diametro, più grande è la sua massa! Le nane bianche svaniscono nell’oblio nel corso di molti miliardi di anni mentre si raffreddano gradualmente.

Questo destino attende solo le stelle con una massa fino a circa 1,4 volte la massa del nostro Sole. Al di sopra di quella massa, la pressione degli elettroni non può sostenere il nucleo contro ulteriori collassi. Queste stelle subiscono un destino diverso.

Le nane bianche possono diventare novae

Se una nana bianca si forma in un sistema stellare binario o multiplo, può sperimentare una morte più movimentata come una nova. Nova è latino per “nuovo” – una volta si pensava che le novae fossero nuove stelle nell’atto di nascere. Oggi sappiamo che sono stelle molto vecchie – nane bianche. Se una nana bianca è abbastanza vicina a una stella compagna, la sua gravità può trascinare su di sé la materia (soprattutto idrogeno) dagli strati esterni di quella stella, accumulandosi sulla sua superficie. Quando abbastanza idrogeno si è accumulato sulla superficie, scoppia un’esplosione di fusione nucleare che fa sì che la nana bianca si illumini notevolmente ed espella il materiale rimanente. Entro pochi giorni, il bagliore si attenua e il ciclo ricomincia. A volte, nane bianche particolarmente massicce (quelle vicine al limite di 1,4 masse solari) possono accumulare così tanta massa in questo modo che collassano ed esplodono completamente, diventando ciò che è noto come una supernova.

Andare in supernova

immagine di una supernova
La morte di una stella si vede in una supernova, un’esplosione così luminosa che può superare la luce di un’intera galassia. Questa particolare supernova era di tipo Ia, che si verifica quando una stella nana bianca estrae materiale da, o si fonde con, una vicina stella compagna fino a quando una violenta esplosione viene innescata. La stella nana bianca viene distrutta, mandando i suoi detriti nello spazio. Credito d’immagine: raggi X: NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al; Optical: DSS

Stelle con una massa più di otto volte quella del nostro Sole sono destinate a morire in un’esplosione titanica chiamata supernova. Una supernova non è semplicemente una nova più grande. In una nova, solo la superficie della stella esplode. In una supernova, il nucleo della stella collassa e poi esplode. Nelle stelle massicce, una complessa serie di reazioni nucleari porta alla produzione di ferro nel nucleo. Avendo ottenuto il ferro, la stella ha spremuto tutta l’energia possibile dalla fusione nucleare. La stella non ha più modo di sostenere la propria massa e il nucleo di ferro collassa. In una manciata di secondi il nucleo si restringe da circa 5.000 miglia di diametro a solo una dozzina, e la temperatura aumenta di 100 miliardi di gradi o più. Gli strati esterni della stella inizialmente iniziano a collassare insieme al nucleo, ma rimbalzano con l’enorme rilascio di energia e vengono scagliati violentemente verso l’esterno. Le supernovae rilasciano una quantità di energia quasi inimmaginabile. Per un periodo che va dai giorni alle settimane, una supernova può superare in luminosità un’intera galassia. Allo stesso modo, tutti gli elementi naturali e una ricca serie di particelle subatomiche sono prodotti in queste esplosioni.

Stelle di neutroni e pulsar

Se il nucleo stellare che collassa al centro di una supernova contiene tra 1,4 e 3 masse solari, il collasso continua fino a quando elettroni e protoni si combinano per formare neutroni, producendo una stella di neutroni. Le stelle di neutroni sono incredibilmente dense. Poiché contiene così tanta massa stipata in un volume così piccolo, la gravità sulla superficie di una stella di neutroni è immensa. Come le nane bianche, se una stella di neutroni si forma in un sistema stellare multiplo, può accumulare gas sottraendolo alle compagne vicine.

Le stelle di neutroni hanno anche potenti campi magnetici che possono accelerare le particelle atomiche intorno ai suoi poli magnetici, producendo potenti fasci di radiazioni. Questi fasci si muovono come enormi riflettori mentre la stella ruota. Se un tale fascio è orientato in modo da puntare periodicamente verso la Terra, lo osserviamo come impulsi regolari di radiazione che si verificano ogni volta che il polo magnetico passa davanti alla nostra linea di vista. In questo caso, la stella di neutroni è nota come pulsar.

Buchi neri

Se il nucleo stellare collassato è più grande di tre masse solari, collassa completamente per formare un buco nero: un oggetto infinitamente denso la cui gravità è così forte che nulla può sfuggire, nemmeno la luce. Le osservazioni indirette sono possibili perché il campo gravitazionale di un buco nero è così potente che qualsiasi materiale vicino – spesso gli strati esterni di una stella compagna – viene catturato e trascinato dentro. Quando la materia entra a spirale in un buco nero, forma un disco, chiamato disco di accrescimento, che viene riscaldato a temperature enormi, emettendo copiose quantità di raggi X e raggi gamma che indicano la presenza della sottostante compagna nascosta.

I buchi neri che sono tranquilli e non si “nutrono” attivamente di dischi di accrescimento possono anche essere rilevati indirettamente osservando i movimenti delle stelle vicine. Per esempio, gli astronomi osservano il buco nero supermassiccio al centro della Via Lattea osservando come le stelle vicine sfrecciano a velocità sorprendenti, possibili solo sotto l’influenza di un oggetto incredibilmente massiccio, ma invisibile.

Dai resti nascono nuove stelle e pianeti

La polvere e i detriti lasciati da novae e supernovae, così come dalle giganti rosse che sbuffano i loro strati esterni, alla fine si fondono con il gas e la polvere interstellare circostante, formando nuove nebulose. I prodotti creati alla fine della vita delle stelle arricchiscono le galassie con elementi pesanti e composti chimici. Alla fine, questi materiali vengono riciclati, fornendo i mattoni per nuove generazioni di stelle e sistemi planetari.

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