Temperature estreme, Colori delle stelle e Legge del "Corpo Nero"

Beh, non è male come titolo, sicuramente un po' avrà stimolato la vostra curiosità.
Stimolato dal bellissimo libro dell'astronomo australiano Bryan Gaensler, "Universo da Capogiro", che ho trovato così interessante e ben scritto, in modo comprensibile nonostante i temi complessi, ho deciso di tradurre alcune sue parti, liberamente, in post, certo del fatto che sicuramente desterà l'interesse dei miei visitatori.

Inoltre come tempismo di pubblicazione si inserisce perfettamente in mezzo alla serie sulla Radiazione ElettroMagnetica EMR.

Questo post è dedicato alle "Temperature estreme", il primo dei 10 argomenti trattati da Gaensler.

Qua e là metterò tra virgolette le frasi testuali tratte proprio dalle parole dell'astronomo.

Temperature sulla Terra

"Sulla Terra, il nostro pianeta assolutamente perfetto, c'è la possibilità di sperimentare un intervallo estremamente ampio di temperature di superficie, che va ben oltre quella ridotta fascia di comfort per noi esseri umani".
In quanto a temperature estreme sul nostro pianeta, questi sono i due poli opposti:
+ 57 °C  (134,6 Fahrenheit)  Death Valley in California (registrata nel 1913)
- 89 °C  (-128,2 Fahrenheit) Base Vostok in Antartide (registrata nel 1983)

Sono temperature per noi umani proibitive ed estreme, ma è tuttavia chiaro che se ci spostiamo

- verso il centro della Terra troveremo temperature molto più estreme
(verso il centro,
da 500 °C 
fino a 4.500 °C, 
cioè da 932 °F fino a 8.132 °F)

- mentre salendo di quota in atmosfera, troveremo i -90 °C = - 130 °F anche in mesosfera

(considerate che in atmosfera, in generale, esiste un gradiente termico per cui a seconda della quota, la temperatura sale e scende in base alla composizione dell'aria nei vari strati, e quando si arriva a centinaia di km l'aria è ormai molto rarefatta e si parla di temperatura "cinetica" che supera i 1.000 °C = 1.832 °F).









Questi esempi però, come forse avrete intuito, non sono assolutamente niente in confronto alle condizioni e temperature e pressioni che si trovano in altre parti dell'Universo, dove si può dire che tutto sia tremendamente fuori scala.


Ciò che definiamo "caldo" e "freddo", da cosa è provocato a livello microscopico?

I 3 stati della materia classici che conosciamo bene (del quarto, il Plasma, parleremo dopo):

Solido - atomi e molecole sono tenuti saldamente insieme in posizione come se fossero dei pezzi di un puzzle tridimensionale incastrati tra loro

Liquido - atomi e molecole sono liberi di muoversi, ma in genere si concentrano in grandi agglomerati

Gassoso - ogni atomo o molecola si comporta in modo indipendente dalle altre particelle, ed è libero di spostarsi in qualsiasi direzione

Questi 3 stati hanno una caratteristica in comune, molto importante, non scontata:

"atomi o molecole si agitano e vibrano 
incessantemente"

Quindi atomi e molecole sia dei gas che dei liquidi, ma anche dei solidi, si agitano e vibrano senza sosta, sempre!

Solidi:
sì, anche nei solidi gli atomi e le molecole continuano a vibrare ed agitarsi!
Rifletteteci, siamo portati a pensare che nei solidi, a livello microscopico (così come per l'oggetto visibile), sia tutto fermo e statico, come noi percepiamo visivamente, ma non è così.
So bene che è strano accettare l'idea.

Chiaro, "ogni particella non può spostarsi di molto dalla posizione assegnata, tuttavia ogni atomo oscilla comunque avanti e indietro"

l'efficace esempio di Gaensler è un puzzle:
le tessere del puzzle non s'incastrano perfettamente poiché ogni pezzo possiede un po' di spazio (tecnicamente potremmo dire in italiano "di gioco"), per muoversi avanti e indietro, e tuttavia resta sempre al suo posto.






Nel caso invece di liquidi o gas, le particelle si muovono caoticamente in direzioni del tutto casuali, "come autoscontri fuori controllo".


"La Temperatura quindi indica, su scala microscopica, 
quanto sono veloci queste oscillazioni e vibrazioni".

Indipendentemente dal fatto che sia solida, liquida o gassosa, una sostanza può potenzialmente trovarsi in situazione di calma e fluidità oppure in vertiginoso crescente movimento.

Detto in breve:
Movimenti lenti = corpo freddo
movimenti veloci = corpo caldo

Di conseguenza, abbiamo 2 risultati a cui i movimenti possono arrivare:

- rallentare fino al punto di fermarsi completamente, quindi c'è un limite inferiore, il cosiddetto "zero assoluto"

- aumentare senza raggiungere mai un limite superiore, la temperatura può crescere senza fine, oltre ogni possibilità di comprensione (questo sì che è sconcertante)










Da qui la domanda affascinante:
quanto può quindi diventare caldo l'Universo?


Consideriamo le stelle, e come riferimento il nostro caro Sole:

- sono oggetti 
caldissimi e gassosi
(sì, attenzione, incredibile ma NON sono solidi!!)

Questo a lato non è il Sole che vediamo noi, perché questa è la cromosfera che in realtà è invisibile ai nostri occhi, ma con i giusti filtri possiamo osservarlo anche in questa frequenza e capire meglio il fatto che si parla di una sfera di gas ionizzato, di plasma.

Il cosiddetto Plasma, o "quarto stato della materia", ha un comportamento che può essere considerato come quello di un fluido che trasporta elettroni, ioni e impurezze.
Questo perché agli atomi sono stati strappati elettroni causa intense pressioni e temperature.
Quindi ripeto, NON è un corpo solido, bensì è una sfera di GAS.

- non possiedono una superficie vera e propria, essendo delle sfere di gas, senza “confini” solidi

- quella che chiamiamo superficie è in realtà detta "fotosfera" ("sfera di luce"), che è la parte che noi vediamo, luminosissima e che fa svanire alla nostra vista la possibilità di scorgere gli altri due livelli, la cromosfera e la corona (che poi è l'atmosfera del Sole)

- sopra alla fotosfera c'è anche la cromosfera e la corona, ma esse sono praticamente invisibili e trasparenti rispetto alla fortissima luminosità della fotosfera sottostante (solo con filtri speciali e/o grazie alle eclissi di Sole si possono ammirare questi altri strati)

- la fotosfera di una stella ha un colore che dipende dalla sua temperatura:
se è molto calda apparirà bianca, più fredda potrà essere giallo-arancio (è il caso del nostro astro), ancora più fredda sarà rossa

- nel nucleo del Sole la temperatura raggiunge i 15 milioni di gradi, ma risalendo verso la superficie si raffredda e poi si irradia nello spazio (per un fenomeno di ulteriore riscaldamento, poi, dovuto probabilmente a ragioni di magnetismo, la Corona è molto più calda degli strati superficiali del Sole)

- la superficie della stella (fotosfera) è quindi molto più "fredda" dell'interno, con temperature che vanno dai 2.700 K ai 50.000 K, a seconda del tipo di stella




A proposito, alle alte temperature, gradi Celsius (°C) o Kelvin (K) fanno per noi ben poca differenza, ma in astronomia si usano per convenzione i Kelvin, quindi d'ora in poi troverete solo K.



Consideriamo ora proprio la
temperatura superficiale 
perché è con quella che gli astri si mostrano a noi, infatti la temperatura dei nuclei dove ci sono le reazioni nucleari è tutt'altra cosa.

Ripeto un concetto non secondario, già accennato in altro post, e non immediato:
è grazie al fatto che un astro "perde" energia in superficie, parte cioè di quell'energia che viene costantemente ed incessantemente prodotta nel suo nucleo, che noi possiamo vederne la luce visibile. C'è infatti un equilibrio tra la quantità di energia prodotta nel nucleo e la quantità "persa" nello spazio.

L'astro produce energia in modo massiccio nel nucleo, e costantemente una piccola parte di questa energia viene liberata all'esterno dalla superficie, mantenendo l'astro in quello stato di equilibrio che viene chiamato "Sequenza Principale".

Nell'immagine la "Main Sequence" è quella linea in diagonale che sale gradualmente da destra verso sinistra e dove troviamo:

lungo la sequenza in equilibrio
- stelle piccole e fredde a destra in basso
- stelle grandi e calde a sinistra in alto

fuori sequenza, quindi avviate verso la fine
- giganti e supergiganti fredde a destra in alto
- nane bianche caldissime a sinistra in basso, che vanno via via spegnendosi

Il Sole è più o meno a metà del suo ciclo vitale, il suo destino sarà imboccare la prima deviazione a destra per diventare una Gigante Rossa: niente esplosioni spettacolari come le Supernovae, perché il Sole è una stella medio-piccola, ma semplicemente un gonfiarsi sempre più fino a perdere gli strati superficiali, e finire come Nana bianca in una Nebulosa Planetaria. 
Ci vorranno però ancora 5 miliardi di anni per questa fine, ce n'è di tempo, rilassatevi pure.....

Dalle foto che avrete visto in rete avrete notato che le stelle hanno colori diversi; il Sole emette luce giallognola, ma ci sono anche stelle che emettono luce arancione, rossa, blu e bianca.

* 5.500 K  Sole - luce giallognola

una temperatura certamente alta ma non eccezionale.

Nella bellissima immagine del nostro astro scattata dall'astrofotografo Thierry Legault, potete notare in mezzo e in alto una macchia solare, ma quella piccola silhouette che vedete a sinistra non lo è, bensì è la ISS, Base Spaziale Internazionale, alla quota di 390 km, foto di maggio 2010

Una bella immagine che ci regala Gaensler è quella secondo cui la superficie solare è 5 volte più calda della fiamma di una candela.
Siccome a noi, per capire, servono esempi terreni, direi che questo aiuta a farsi un'idea, visto che credo chiunque di noi ha fatto almeno una volta l'esperienza di spegnere una candela con le dita.







* 3.800 K  Betelgeuse - luce rossa

una stella luminosa nella costellazione di Orione, è molto più fredda del Sole

Credit of the photografer Derrick Lim

E' qui piuttosto evidente la reale dimensioni delle stelle che appartengono alla costellazione di Orione, rispetto al piccolo Sole

altra comoda comparazione  che aiuta a rendere l'idea di quanto sia grande rispetto al nostro Sole questa Gigante Rossa













* 10.000 K  Sirio - sfumatura azzurrognola

la stella più luminosa del cielo notturno (la "stella del Cane"), il doppio praticamente del Sole

Sirio come apparirebbe se fosse al posto del Sole

Una bella immagine gentilmente concessa da Vito Lecci autore del blog "Sidereus Nuncius".
Troviamo proprio le costellazioni a cui appartengono i due astri appena citati, Betelgeuse (Orione) e Sirio (Cane Maggiore).

Come si spiegano stelle con colori così diversi?

A questo punto entra in gioco quella strana parte del titolo che è chiamata
"Legge di radiazione del Corpo Nero" 
di Max Planck, che sicuramente avrà attirato la vostra curiosità.


Sappiamo che il Sole non è la stella più calda...
..ce ne sono di più calde...
..di molto più calde...
..e di spaventosamente più calde...












Sappiamo inoltre che "quando un corpo si riscalda, emette luce".
Esempi di Gaensler, per noi comprensibili:
- un attizzatoio sul fuoco irradia luce da arancione sbiadito a rosso
- una lampadina convenzionale a incandescenza emette luce gialla o bianca, portando un filamento di Tungsteno fino ad alcune migliaia di gradi


Cosa ci dice la Legge del Corpo Nero?

Questo qui sotto, intanto, è il classico grafico che si trova parlando di questo argomento; guardandolo così non è che si capisca molto, soprattutto la prima volta, ma seguitemi in questa brevissima introduzione e vedrete che non è poi così incomprensibile.

Detto con le parole di Gaensler, che sa essere molto chiaro:

"praticamente ogni oggetto (sulla Terra o nello Spazio), emette luce, e il colore di questa luce è legato alla temperatura del corpo".


Cos'è un "corpo nero"?
In parole semplici, un corpo nero "ideale", a temperatura ambiente, assorbendo tutta la luce incidente senza rifletterla, apparirebbe perfettamente nero
(immaginate una scatola di metallo completamente chiusa da tutti i lati, in modo che l'interno non riceva luce dall'ambiente esterno; la scatola ha un piccolo foro, e la luce che esce da questo buco sarà quasi identica a quella di un corpo nero ideale, dato che la temperatura dell'aria nella scatola è costante).
La legge di radiazione del Corpo Nero è uno dei campi della fisica che portarono alla fondazione della meravigliosa scienza della Meccanica Quantistica.

Gli spettri delle stelle sono estremamente simili a curve di "radiazione di corpo nero" a diverse temperature, da alcune migliaia a circa 50.000 Kelvin.

Ricordo che uno "spettro" è quella figura luminosa o striscia in cui si susseguono i colori dell'iride, ottenuta raccogliendo su uno schermo bianco la luce emergente da un prisma colpito dal fascio di luce di una sorgente.

Ecco due esempi di spettro (di emissione e di assorbimento del Sodio-Na), tanto per chiarezza.

Le stelle sono simili a corpi neri, e la loro variazione di colore è una diretta conseguenza delle loro temperature superficiali, infatti il colore può essere usato come indicatore della temperatura di superficie, cioè della regione da cui proviene la luce stellare..


Nell'immagine a fianco, per una temperatura di 4.000 K (fredda per una stella) abbiamo il colore rosso, per 5.000 K (calda ma non eccezionale) il giallo e per 6.000 K l'azzurro (comincia ad essere più calda)





Stelle "fredde" (per esempio, di tipo spettrale K e M) emettono la maggior parte della propria energia nelle regioni rossa e infrarossa dello spettro elettromagnetico, e così ci appaiono rosse.

Stelle "calde" (come quelle di tipo spettrale O-B eA) emettono soprattutto a lunghezze d'onda blu e ultraviolette, apparendoci quindi azzurre o bianche.


A proposito, non dimenticate la canzoncina studiata dagli astronomi per ricordare le temperature delle stelle, "Oh be a fine girl...kiss me!" 

Per chi non conosce l'inglese, tradotta in italiano, "Oh, fai la brava ragazza... baciami!", ovviamente le iniziali non funzionano più, ma almeno avete capito il senso.

Tenete anche presente che nella realtà, poi, non è solo questione di colori, ma anche di dimensioni, seguendo la Sequenza Principale, come avevamo visto prima. (Link alla foto originale)

Lungo la Sequenza Principale, stelle molto massicce  e molto molto calde che sono sul lato sinistro in alto, e che hanno vita davvero breve terminando come Supernovae, tendono verso il blu ed ultravioletto. Del loro nucleo, a seconda della massa originaria della stella, resta una stella di neutroni o un Buco Nero.

Giganti e SuperGiganti invece a destra in alto, mantengono basse temperature, pur riscaldandosi fino a perdere gli strati superficiali e trasformandosi in nebulose planetarie. Quel che resta del nucleo, la caldissima Nana Bianca, va via via spegnendosi lentamente.





Ecco come leggere il grafico di cui parlavo.

Nell'immagine qui sotto, come vedete, una simulazione di 3 ipotetiche stelle, dove per stimare la temperatura superficiale possiamo confrontare la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda del picco spettrale.
Per tradurre, in pratica, per ognuno dei tre grafici:
- la temperatura è segnata a lato con i K, gradi Kelvin
- il "picco spettrale", cioè l'emissione più intensa di frequenza d'onda (quindi in pratica il colore risultante), è dove la curva in bianco nel grafico ha il suo massimo in verticale, la "vetta" insomma
- la lunghezza d'onda è rappresentata in orizzontale, onde corte a sinistra (verso blu-violetto degli ultravioletti), onde lunghe a destra (verso il rosso degli infrarossi)

Così si legge quindi l'immagine:
- la colonna arcobaleno al centro di ciascun grafico indica l'intervallo di luce visibile per i nostri occhi (ricordate sempre che siamo in un post intermedio all'interno della serie sulle onde elettromagnetiche): quando aumenta la temperatura passando da 2.500 K a 18.000 K, il picco si sposta dalla zona rossa verso quella blu, in pratica da destra verso sinistra.

I nostri occhi possono percepire solo quella stretta fascia di colori e tutto ciò che si trova oltre quella fascia, sia verso gli infrarossi che verso gli ultravioletti, risulta per noi invisibile.

- aumentando la temperatura di un corpo nero (come la stella, andando da quella più fredda rossa a sinistra a quella più calda blu a destra), il picco dello spettro, cioè la maggiore emissione di frequenza d'onda (quindi la vetta del grafico e in definitiva il colore) si muove verso lunghezze d'onda più corte, quindi verso sinistra (dal rosso verso il blu violetto)

Potete vedere anche qui sotto, la classica curva di radiazione di corpo nero.
Il "picco", cioé l'emissione più intensa di frequenza d'onda (colore) si sposta in base alla temperatura:

più calda è la stella, più la curva di picco si sposta dal rosso degli infrarossi a destra, verso il viola degli ultravioletti a sinistra - arancione, giallo, verde e azzurro blu violetto -.

Non è poi così difficile, ora che abbiamo tutti gli strumenti per interpretare il grafico.
Per carità, se dovessimo poi scendere nel dettaglio tecnico, tutta questa soddisfazione svanirebbe all'istante, ma non è lo scopo di questo mio blog andare a complicarci la vita.

Considerate però che, quando si parla di "oggetti astronomici" non stiamo parlando solo di oggetti riconoscibili come pianeti, asteroidi, comete, ma anche di "oggetti" meno intuitivi come nebulose e polveri, all'interno delle quali si espande e muove una ricca quantità di gas.

La polvere stessa, che da lontano può sembrare un corpo unico, in realtà è formata da miliardi di particelle millimetriche e microscopiche che hanno ciascuna una funzione ben precisa.


Riflettete sul fatto, non scontato, che
poiché il minimo movimento delle particelle di un corpo provoca emissioni di radiazione infrarossa, possiamo dire che a partire dallo Zero assoluto, 
qualsiasi oggetto che sia più "caldo" (quindi meno freddo dello zero assoluto) emette raggi infrarossi e quindi luce e di conseguenza un colore legato alla relativa temperatura.

Questo chiarimento serve per ricordarsi che anche dove ci sono temperature polari o glaciali, che non raggiungono però lo zero assoluto, c'è ancora movimento e vibrazioni degli atomi, quindi emissione di radiazione infrarossa. Chiaramente servono strumenti adeguati e regolati su tali frequenze per registrare tale radiazione.




Quando guardiamo i colori delle stelle, possiamo apprezzare le conseguenze di questo effetto. La formula di Planck prevede la temperatura superficiale in base al colore emesso.

Dicevamo della temperatura superficiale di Sirio:

* 10.000 K  Sirio - sfumatura azzurrognola

Quando una stella è ancora più calda di Sirio, 
supera cioé i 10.000 K, che succede? 

Quando la temperatura superficiale supera i 10.000 K, abbiamo stelle notevolmente più calde, che sono invisibili o quasi ad occhio nudo.
Il concetto è interessante, perché ha a che fare nuovamente con le frequenze d'onda dello spettro elettromagnetico, e ci riporta quindi proprio alla serie di post collegata a questo; guarda caso per una temperatura di 10.000 K, l'emissione della stella ha un picco sui 400 nm, che è proprio uno dei 2 limiti del nostro campo visivo.
In questo caso, bisogna studiare ciò che accade nelle profondità del nucleo della stella.


I "tizzoni ardenti" dell'Universo, le Nane Bianche, responsabili del fenomeno delle Nebulose Planetarie.

Partiamo dal nostro Sole. Qui lo vediamo confrontato con i pianeti del Sistema Solare, per ricordarci quanto è maestoso.

Qui vediamo invece i pianeti cosiddetti "terrestri", rocciosi (Mercurio, Venere, Terra e Marte; le distanze e le dimensioni non sono in scala).

Come già spiegato in dettaglio in altro post, quando una stella di dimensioni normali, come il nostro Sole, esaurisce il carburante nel nucleo che ha bruciato per miliardi di anni in situazione di equilibrio (Sequenza Principale), gli strati superficiali si gonfiano inglobando una vasta area circostante (se fosse il nostro Sole, arriverebbe a lambire l'orbita di Marte!!!) e si disperdono nello spazio espandendosi lentamente.





Quel che resta al centro è il nucleo, una piccola densa sfera di Elio, Carbonio ed elementi più pesanti, appunto una Nana Bianca.

Una delle stelle più calde dell'Universo: sebbene non bruci più alcun elemento gassoso tramite la fusione nucleare, è ancora estremamente calda, così ardente da illuminare gli strati di gas espulsi e dare il nome al fenomeno delle "Nebulose Planetarie".






Qui sotto abbiamo una comparazione che confronta le dimensioni del Sole, così com'è ora, con la Terra, una Nana Bianca e una stella di Neutroni.

Come potete vedere la Nana Bianca è una stella morente che arriva ad avere dimensioni simili a quelle del nostro pianeta, ma con una temperatura eccezionale.

Allora, quanto è calda una Nana Bianca appena nata?

Gaensler propone il record nel 2011, NGC 6537 nota come "nebulosa del Ragno Rosso", distante circa 2.000 AL verso la costellazione del Sagittario.




Per decenni la nana bianca responsabile della nebulosa è rimasta sconosciuta e altrettanto la sua temperatura, e questo per 2 motivi:
1- le nane bianche sono oggetti molto molto piccoli, immersi in queste nubi gassose incandescenti e luminose (luminosità e complessità rendono arduo identificare un oggetto lì dentro)
2- meno intuitivo, è proprio l'enorme calore della Nana a renderla praticamente invisibile


La Legge della radiazione di Corpo Nero ci dice infatti che
"quando un oggetto supera quella temperatura, la luce risultante sarà di un colore che supera l'intervallo di sensibilità della nostra vista e dei normali telescopi". 

Gli oggetti quindi molto più caldi di Sirio emettono raggi X o raggi UV.
Ecco qui che ora potete capire perché questo post si piazza in modo perfettamente adeguato all'interno della serie sulla Radiazione ElettroMagnetica EMR, toccando diversi punti dello spettro.

Le Nane Bianche sono quindi nascoste sotto le loro nebulose planetarie e sono così ardenti che non emettono molta luce visibile (quindi un po' si vedono anche coi telescopi, se riesci però ad identificarle in mezzo a tutta quella luminosità e complessità) ma irradiano principalmente nella regione dello spettro dei raggi X ed UV.


* ben 300.000 K !!  Nana bianca Nebulosa Ragno Rosso
l'incredibile temperatura scoperta nel 2005, dopo decenni di ricerche, da Mikako Matsuura e colleghi, utilizzando il telescopio spaziale Hubble, studiando con precisione il colore della stella e calcolandone, tramite Legge di Planck, la temperatura superficiale.

La scelta di quella Nana in particolare è avvenuta anche per un altro motivo, cioé perché rappresenta un ottimo paragone di quale sarà la fine anche del nostro Sole e Sistema Solare tra circa 5 miliardi di anni.
Tranquilli però, come detto stiamo parlando di miliardi di anni, non decine, centinaia e neppure migliaia, quindi in effetti il genere umano potrebbe anche essersi estinto nel frattempo.



Fin qui abbiamo trattato di temperature "superficiali".
Che succede invece nei nuclei delle stelle?

Come si dice, "andiamo per gradi"

5 milioni di K: 

perché si avvii il processo di fusione nucleare nel quale 2 atomi di H si fondono producendo un atomo di Elio, è necessario raggiungere questa temperatura.
E' infatti a questa soglia che gli atomi di Idrogeno si muovono così velocemente da superare la loro forza di repulsione elettromagnetica e si trovano così vicini da potersi fondere insieme (altrimenti le due cariche positive si respingono violentemente se avvicinate l'una all'altra).

A 5 milioni di K "tutti i solidi e i liquidi evaporano e si trasformano in gas, tutte le molecole si separano nei singoli atomi e gli elettroni sono quindi strappati via da questi, lasciando così scoperti i nuclei atomici".



15 milioni di K: 

è la temperatura raggiunta nel nucleo del Sole












50 milioni di K:

è la temperatura che possono raggiungere i nuclei di stelle più massicce del Sole












100 milioni di K:

è la temperatura che raggiungerà il nucleo del Sole verso la fine della "Sequenza Principale", prima di trasformarsi in Nana Bianca, ma come abbiamo visto per la nebulosa del Ragno Rosso, la temperatura può anche essere più alta.

Ricordate però che nel panorama generale, il Sole è tuttavia una stella abbastanza standard.








600 milioni di K:

questa notevole temperatura (ma non abbiamo ancora visto il top...) è raggiunta dai nuclei di stelle ancora più pesanti; queste stelle, molto più grandi del Sole, hanno vita più breve perché bruciano molto più in fretta l'enorme quantità di materiale che producono









3 miliardi di K:

sì, avete letto bene, siamo arrivati ai
"miliardi" di gradi,
qualcosa per noi assolutamente non immaginabile (non che prima riuscissimo ad immaginarci i milioni di gradi, per carità...); stelle ancora più massicce, con massa 8-10 volte superiori a quella del Sole, raggiungono questa temperatura finale arrivando alla formazione del Ferro.

Il Ferro...

...è l'elemento più stabile dell'Universo e impedisce ulteriori processi di fusione.








5 miliardi di K:

è la sconvolgente temperatura raggiunta quando il nucleo di Ferro (il cerchio nero, ovviamente assolutamente non in scala) soccombe sotto la sua stessa gravità

(come una danza in cui il nucleo ha continuato a gonfiarsi e poi contrarsi, dilaniato tra tremende pressioni di fusioni nucleari ed altrettanto drammatici collassi gravitazionali).

Questo succede proprio prima che avvenga la superlativa esplosione della stella in Supernova: "il nucleo collassa in modo disastroso per formare una sfera costituita quasi esclusivamente da neutroni liberi, una sfera del diametro incredibile di soli 25 km" (rispetto ai milioni di km precedenti, figuratevi un po'!!!).

"Gli strati più esterni della stella morente precipitano verso questo nucleo di neutroni (la famosa "stella di neutroni") appena formato e quindi istantaneamente rimbalzano provocando la mostruosa esplosione, che fa a pezzi la parte più esterna della stella e la scaraventa nello spazio ad altissima velocità".


Notare che con aggettivi come "tremendo, drammatico, superlativo, disastroso, mostruoso" si tenta timidamente di dare un'idea più colorata di fenomeni che sfuggono decisamente alla nostra più brillante e creativa immaginazione.



Altro punto importante cui Gaensler accenna, ma che io trovo vada necessariamente evidenziato, riguardo a queste temperature a dir poco veramente strabilianti, è questo:

"i milioni e miliardi di K raggiunti nel centro di una stella, che ci sembrano assurdamente esagerati e fuori luogo, sono tuttavia le condizioni estreme necessarie per produrre la Luce propagata in tutto l'Universo da innumerevoli trilioni di stelle".

Ragionate sul fatto, che non è immediato ma necessita di elaborazione, che
"la radiazione e il calore proveniente dal nostro amato e spaventoso Sole, essenziali per la Vita sulla Terra, hanno origine da temperature estreme ben al di là della nostra comprensione".

Quanto è invece freddo l'Universo?
Dicevamo all'inizio che "i movimenti delle particelle possono rallentare fino al punto di fermarsi completamente, quindi c'è un limite inferiore, il cosiddetto "zero assoluto".

Sappiamo che lo Zero assoluto, lo 0 della scala Kelvin, equivale a
- 273,15 °C  (- 459,67 °F)

Abbiamo inoltre scoperto che la temperatura media attuale dell'Universo corrisponde alla
Radiazione Cosmica di fondo a microonde, detta Radiazione Fossile, presente in qualunque direzione e costante, equivalente a
- 270,42 °C  (- 454,756 °F)

Nell'immagine, gradi Kelvin a sinistra e Celsius a destra.
Ghiaccio secco a - 73 °C  (- 99,4 °F)
Ghiaccio a - 23 °C  (- 9,4 °F)











Esiste nello spazio un luogo ancora più freddo della radiazione cosmica di fondo?

"In teoria se anche esistesse, essendo questo luogo comunque pervaso dalla radiazione fossile, verrebbe riscaldato fino a raggiungere i - 270,42°C."

Tuttavia un luogo conosciuto esiste ed è la "nebulosa Boomerang", altra nebulosa planetaria come tante, ma questa è particolarmente insolita.
La particolarità è data dalla concomitanza di questi fattori:
- un vento siderale estremamente violento, che viaggia ad almeno 600.000 km/ora
- una velocità di espansione rapidissima del materiale attraverso questo vento

Esattamente come accade, esemplifica Gaensler, per la rapida evaporazione ed espansione del gas refrigerante del frigorifero, che tiene bassa la temperatura (o come succede per la pompa della bicicletta che quando gonfi e quindi comprimi il gas, la pompa alla fine è calda), l'improvvisa espansione del gas può provocare un drastico calo della temperatura.

Quindi, nonostante la Nana Bianca che alimenta la nebulosa sia caldissima, quei due fattori provocano e mantengono una temperatura di -272°C, addirittura più fredda della radiazione cosmica di fondo a microonde.





Riassunto in gradi dal Big Bang ad oggi

Subito dopo il Big Bang, 13,8 miliardi di anni fa:

- appena 10 milionesimi di miliardi di secondo dopo il Big Bang
10 milioni di miliardi di K

- 1 milionesimo di secondo dopo il Big Bang
10.000 miliardi di K

- 1' dopo il Big Bang
10 miliardi di K
(il doppio della temperatura del nucleo di una stella di massa elevata prima di esplodere in Supernova)

- 380.000 anni dopo il Big Bang
2.700 K


"L'Universo si è progressivamente raffreddato, fino a raggiungere la sua attuale condizione termica glaciale". 


- Temperatura media attuale dell'Universo, Radiazione Cosmica di Fondo a Microonde CMB
  - 270,42 °C

- "Cold spot", luogo naturale più freddo dell'Universo conosciuto, Nebulosa Boomerang
  - 272 °C


"In futuro, la temperatura calerà ancora lentamente, avvicinandosi gradualmente (ma senza mai raggiungerla effettivamente), alla più bassa temperatura possibile, lo zero assoluto".


- "Zero assoluto" - la temperatura più bassa che un oggetto possa mai raggiungere
  - 273,15 °C

Curiosità finale:

qualcuno forse avrà notato che non si è parlato di stelle "verdi", eppure rientrando nei colori del nostro arcobaleno visibile, dovrebbero esserci pure quelle.
Come mai non se ne parla?
In poche parole, esistono anche quelle, ma il problema risiede nel nostro sistema di percezione visiva dei colori fondamentali, rosso, verde, blu, in particolare nello spazio.

I recettori specializzati nel ricevimento dei colori sono i "coni", ogni cono vede solo un particolare colore, e i coni del verde sono più sensibili a quelli del blu e del rosso.

Come vedete in figura, ogni cono ha un picco nel colore in cui è specializzato (G = verde, B = blu, R = rosso), però si estende anche negli altri colori fondamentali.

Il cervello mischia i vari contributi e dà luogo a sensazioni diverse a seconda delle percentuali di segnale in arrivo.


Qui sta il punto: per il blu e il rosso, la percentuale di condivisione di altri colori è bassa.
Per il verde invece, la curva di corpo nero è centrata nel verde, ma raccoglie un’importante contributo anche dai due colori adiacenti (il blu e il rosso) e quindi tutti e tre i coni si attivano.
In queste condizioni la sensazione di colore risultante sarà quella del bianco.


Ecco un'immagine riassuntiva finale che propone i tipi di stella in base al colore e alla temperatura, e l'abbondanza relativa nel Cosmo.

E una comoda tabella di alcune stelle

Spero che questo resoconto vi abbia affascinato come ha affascinato me, e abbia in voi stimolato la curiosità di saperne di più, come è stato per me.

Su ispirazione del testo dell'astronomo australiano Bryan Gaensler, di cui vi suggerisco caldamente la lettura.












Link utili:

Il colore delle stelle - Inaf
Colori e temperatura delle stelle - Jasem Mutlaq
Stelle verdi? Vincenzo Zappalà
Istituto di Fisica del Plasma "Piero Caldirola"
Astrofotografo Thierry Legault
Sirio nel "Cane Maggiore" di Vito Lecci
Photo of the photografer Derrick Lim

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