“Siamo polvere di stelle” 5/5_1ob – Evoluzione stellare: origini e nascita

È in corso la migrazione dei post dal precedente blog; per vedere i post non ancora migrati visita la Presentazione. Grazie.

5/5_1ob – Origins and birth: da dove originano e come nascono le stelle?

Finalmente sono arrivato al culmine di questo bel viaggio, un’altra meravigliosa avventura. Se hai seguito tutti i post di questa serie, ora sei pronto per affrontare quest’ultimo sforzo, il più affascinante, con le basi necessarie per poter seguire tutto senza sentirti perso.

Il post originario era veramente troppo lungo, così anche qui ho pensato di suddividerlo in più parti per favorire leggerezza e fluidità. Ricapitoliamo?

Ho parlato degli elementi che costituiscono la nostra meravigliosa Terra

…di quelli che costituiscono il tuo corpo

…e che ti consentono di vivere in equilibrio (essenziali)…

…ma anche di quelli che essenziali non lo sono eppure sono dentro di te, e pure di qualcuno che può diventare tossico e velenoso anche a minime dosi.

Ho poi fatto un breve ripasso di chimica sull’atomo, accennando alle particelle che lo costituiscono, protoni+, neutroni, elettroni, e poi Ioni+ e Ioni, alla Ionizzazione, all’Affinità elettronica, alla elettronegatività

…aggiungendo e integrando con qualche curiosità affascinante, accennando ai “quanti” e alla meccanica quantistica.

Sono così giunto alla descrizione doverosa delle principali caratteristiche di quel meraviglioso strumento che è la Tavola Periodica degli Elementi (Periodic Table of the Elements, PTE)…

aggiungendo anche qualche sua versione alternativa utile e/o simpatica.

Grazie a queste diverse parentesi propedeutiche sarai ora in grado, se non sei uno tanto pratico di chimica e fisica, di affrontare questi capitoli finali con maggiore serenità e “armato” delle conoscenze minime, di base, per comprenderne i contenuti. Lo scopo è rispondere alla seguente domanda:

come nascono, vivono e muoiono le stelle, e perché proprio alla loro morte l’umanità intera deve la propria esistenza?

Credit: NASA, ESA e Hubble SM4 ERO Teamingrandisci, enlarge
Ammasso globulare di Omega Centauri, nell’immagine visibili più di 100.000 stelle dal cui colore si capisce l’età: quelle bianche e gialle sono adulte, come il Sole; le rosse sono quelle ormai ‘anziane’ che si stanno gonfiando e iniziano a perdere gas; quelle blu sono vecchie stelle che riprendono vita grazie allo scontro e all’unione con altre stelle

Potrai inoltre incontrare, in seguito, anche altri “oggetti” astronomici complessi, incredibili ed affascinanti che però risulteranno mi auguro un pochino più comprensibili anche grazie a questo viaggio insieme a me:

  • Nebulose
  • Nane Bianche, Brune, Rosse e Nere
  • Novae
  • Supernovae
  • Buchi Neri
  • Stelle di Neutroni-Pulsar
  • Stelle WR
  • Gamma Ray Burst
  • Collapsar
  • senza dimenticare il nostro amato Sole

Cosa trovi in questo post “1ob”?

Ti propongo, prima di iniziare, un brevissimo INDICE, fondamentale per farti capire di cosa parlo in questo capitolo che ho chiamato “1ob – Origini e nascita”:

  1. Introduzione
    (cos’è una stella? Lo spazio è davvero vuoto?)
  2. Origine delle stelle: polvere interstellare e Nebulose
    (“Come devi immaginartele?” “Spettacolo visibile solo da distanze cosmiche”. “Nubi molecolari: assemblare, proteggere e diffondere molecole”)
  3. Stadio iniziale: nebulosa e globuli di Bok
    (incubatrici – nursery – culle stellari)
  4. Stadio: concepimento
    (le cause esterne – la scintilla – “Nebulosa perturbata da un evento esterno: entra in azione la Forza di Gravità” / Zoom sul “Globulo di Bok”: la forza di Gravità in azione)
  5. Stadio: Protostella
    (incubazione)

    PRIMO SCOGLIO 0,08 MASSE SOLARI


    “< 0,08 masse solari
  6. Stadio: Nana Bruna
    (brown dwarf, stella mancata)

    Stadio: è nata una stella!

    (“Ammassi stellari: laboratori di Evoluzione Stellare”)
  7. Stadio: ingresso in Sequenza Principale
    (MS-in, adolescenza-età adulta – “L’eterna battaglia cosmica negli astri” “Equilibrio Gravità/Fusione = Main Sequence.” “Vediamo una stella perché essa perde energia”)

Avvertenze utili: siccome il post è lungo (per carità, mai quanto l’originale ma pur sempre bello lungo), per aiutarti a non perdere il filo del discorso ti ripropongo nei vari capitoli l’immagine di questo Indice. In questo modo, se senti il bisogno di rinfrescare dove ti trovi perché ti sembra di esserti perso/a, ti aiuto a sapere sempre dove sei arrivato/a. Inoltre da ogni capitolo potrai sempre tornare qui in un click istantaneo.

Ok, si parte, allaccia le cinture!

Nel novembre 2020 è iniziata l’era delle missioni “Crew Dragon” di SpaceX e NASA, navicelle USA che portano astronauti alla/dalla Stazione Spaziale Internazionale ISS, credit SpaceX / NASA ingrandisci, enlarge

1. Introduzione

“Cos’è una stella?” “Lo spazio è davvero vuoto?”

Dalla lezione a slide di Gabriele Ghisellini dell’Inaf Osservatorio di Brera:

“viviamo in un periodo astronomicamente e geologicamente fortunato
La nostra stella è tranquilla e la nostra atmosfera ci protegge, insieme al campo magnetico terrestre.
Negli ultimi 10.000 anni il clima è stato relativamente stabile e questo ha favorito la nascita e lo sviluppo dell’agricoltura. Questo ha permesso anche di avere una buona riserva di cibo, e ha permesso che qualcuno potesse dedicarsi alla scienza.
Ma in altre parti dell’Universo le cose non sono così tranquille…”

In questi post conclusivi della serie parlo della Nucleosintesi da Evoluzione Stellare, cioè la produzione di elementi all’interno delle stelle.

Aldebaran, Alpha Tauri (a Tau), la stella gigante arancione più brillante del Toro, la 14° stella più luminosa del cielo, ad una distanza di 65.3 anni luce dalla Terra. 44 volte più grande del Sole, il diametro è di circa 61 milioni di km, e ospita un gigantesco esopianeta, Aldebaran b, credit ESO/Dss2, RADECingrandisci, enlarge

Cos’è una stella?

Tre caratteristiche peculiari interessanti.

la famosissima supergigante rossa Betelgeuse, nella costellazione di Orione a 498 anni luce dalla Terra, credit Majzik Lionelingrandisci, enlarge

Luce ed Energia proprie

Le stelle sono corpi celesti in grado di emettere luce propria, poiché il motore termonucleare produce materia con temperature altissime ed enormi quantità di energia sottoforma di radiazione elettromagnetica (“luce”, nelle sue componenti Radio, Microonde, Infrarossi, Visibile, Ultravioletti, X e Gamma)

infografica che mostra la sezione di una stella come il Sole

Una stella genera il proprio calore e la propria luminosità, a differenza di un pianeta che, pur vivo all’interno, NON produce reazioni termonucleari, infatti la differenza di temperature nei nuclei è abissale:
stella: dai 10 milioni di Kelvin in su
pianeta: per fare qualche esempio, Giove raggiunge 40.000 K, la Terra 5.200 K, Nettuno e Urano 7.000 K, Saturno 12.000 K

efficace comparazione tra il Sole e i pianeti (e qualche luna) del Sistema Solare, pianeti interni minuscoli a sinistra, pianeti esterni a partire da Giove verso destraingrandisci, enlarge

Palla di gas

Una stella è una palla di gas incandescente (decine e centinaia di milioni di gradi Kelvin) tenuta insieme dalla gravità, ma che non collassa a causa della pressione prodotta dal nucleo caldissimo dove viene prodotta l’energia, che controbilancia la gravità.

bellissima infografica che mette in risalto l’altitudine delle protuberanze nell’atmosfera solare detta Corona, e contemporaneamente compara le dimensioni del nostro astro con pianeti come Giove e la Terra – credit Rossana Miani, ingrandisci, enlarge

Fucina cosmica

Le stelle sono “fucine cosmiche”, passano la vita a trasformare elementi più leggeri in elementi più pesanti. Una fucina è infatti un laboratorio, un’officina in cui attraverso il fuoco si ottengono strumenti.

Spazio interstellare: è davvero “vuoto”?

Come avrai ormai capito leggendo questi post, l’idrogeno H è l’elemento più leggero, semplice ed abbondante dell’universo. E’ il componente fondamentale delle stelle.

Tavola Periodica degli Elementi, sito interattivo

L’abbondanza di idrogeno H (73%) e di elio He (25%) che si osserva nell’Universo proviene dalle reazioni nucleari che sono avvenute nei primi 3 minuti dopo il Big Bang. Il restante 2% dei nuclei pesanti presenti attualmente, fu creato successivamente nelle stelle.

Nello spazio interstellare NON c’è il “vuoto”, inteso come il “nulla”!

È un ambiente che non ci è familiare, è assolutamente estraneo al nostro vissuto quotidiano

noi comuni terrestri non possiamo nemmeno comprenderlo, e probabilmente per questo la maggior parte di noi ha difficoltà a capirne LE CARATTERISTICHE:

  • NIENTE ATMOSFERA, l’aria che respiriamo così inconsapevolmente, che diamo così per scontata e grazie alla quale viviamo (che poi lo strato che interessa particolarmente noi è il più basso ed è chiamato Troposfera e arriva fino a circa 10 km)
  • terribilmente ed istantaneamente FREDDO, ma può anche diventare stra-bollente e vaporizzante all’improvviso, in determinate condizioni come nell’area dove si sta formando una protostella o dove esplode una Supernova…

oppure ancora dove vortica, accumulandosi, il materiale nel disco di accrescimento di un Buco Nero, tanto per fare ipotesi suggestive e altamente improbabili…

  • BUIO, finché una qualche sorgente non ti illumina (Sole, luce riflessa da pianeti e Lune o da astronavi e satelliti, ricordi ad esempio i maestosi pannelli solari della Base Spaziale Internazionale?!)
Una spettacolare immagine della Base Spaziale Internazionale (ISS) illuminata da una splendida alba che fa risaltare gli strati dell’atmosfera terrestre – credit NASA, ingrandisci, enlarge
  • ma soprattutto in costante MICRO-GRAVITA, che ci ricorda ogni giorno, ogni singolo secondo, con il nostro peso, che noi apparteniamo alla Terra!
Erica Amplo si pesa su una bilancia speciale: 58,2 kg qui sulla Terra, al museo Explorium di Dublino, e i pesi corrispettivi nel Sistema Solare – credit La Tata Robotica

Sì perché, dovunque noi siamo, subiamo sempre l’effetto gravitazionale di qualche oggetto astronomico, che sia la Terra, la Luna, il Sole – il quale ha potere fino a distanza inimmaginabile, vedi “Nube di Oort”.

non perdere l’utilissimo Diario di bordo di Samantha Cristoforetti (astroSamantha), in foto nel laboratorio Destiny della ISS, credit: NASAingrandisci, enlarge

Nello spazio, invece, anche corpi che da noi sarebbero mostruosamente pesanti vagano rotolando leggeri come piume e sfrecciando a velocità impensabili per noi, nel silenzio assoluto!

Inserisco qui uno storico esperimento che non puoi assolutamente perderti, se già non lo conosci, riguardo al “peso” nel vuoto (è come se il vuoto prosciugasse parte del peso dei corpi, qualunque essi siano).

l’astronauta David Scott sulla Luna nel luglio/agosto del 1971 conferma empiricamente l’intuizione di Galileo: “nel vuoto i corpi cadono con la stessa accelerazione costante”
43 anni dopo, sulla Terra, nel 2014 abbiamo la replica dell’esperimento nella più grande camera a vuoto del mondo, la “Space Power Facility”, nella sede NASA in Ohio, con una palla da bowling e una serie di piume – credit BBC

Dicevo, questi corpi sfrecciano “silenziosamente” solo perché non c’è atmosfera, quindi capisci perché tutti i film di fantascienza che propongono suoni di esplosioni non siano realistici su questo punto…

Te lo ricordi l’assordante suono del caccia TIE di Dart Vader in Star Wars?!

Ma davvero non esiste alcun suono nel vuoto? Non ne sarei così sicuro, fossi in te! Se sei curioso/a vai a divertirti e a stupirti con il mio post ancora da migrare “I suoni del cosmo: come funziona?

“… leggeri come piume… a velocità impensabili … nel buio completo e nel silenzio assoluto!”


Non è quindi fantascienza, tuttavia per noi questo concetto è talmente sbalorditivo da essere difficile da accettare: l’immagine qui sotto secondo me rende fin troppo bene la leggerezza del bestione e il buio completo in cui sfreccia…

l’asteroide Ryugu di 900 metri di diametro, fotografato dalla sonda giapponese Hayabusa 2 quando si trovava a 300 milioni di km dalla Terra, il 3/10/2018, mentre il piccolo lander MASCOT (Mobile Asteroid Surface Scout) raccoglie campioni sulla superficie ingrandisci, enlarge
Ti sei perso/a? Non preoccuparti, Ti trovi qui – oppure torna subito all’Indice

2. Origine delle stelle:
polvere interstellare e Nebulose

“Come devi immaginartele?” / “Spettacolo visibile solo da distanze cosmiche” / “Nubi molecolari: assemblare, proteggere e diffondere molecole”

Ciò che “sembra” vuoto NON è “assenza di materia”!
È infatti sempre presente una certa quantità di gas (H2) e polveri (grafite, ghiaccio, silicati, ferro), la cosiddetta “polvere interstellare”, con queste caratteristiche:

credit Maurizio Cabibbo 2017, Astroinfinity.itingrandisci, enlarge
  • la densità è compresa tra 1 e 10 atomi per cm cubo
    (una cosa ridicola se consideri quanto è piccolo un atomo: in un cm cubo sul livello del mare ce ne stanno qualcosa come un quadrilione, cioé un milione di miliardi di miliardi!)
ingrandisci, enlarge
  • la temperatura è di pochi gradi Kelvin
    (per capirci 10 Kelvin corrispondono a – 263° C o – 441,4 F!)
Jack Nicholson in un ruolo magistralmente inquietante in “Shining”
  • all’interno agiscono forze repulsive
    (agitazione termica, forza centrifuga, campi magnetici) e la forza gravitazionale
  • tale polvere non è distribuita in maniera uniforme nello spazio e spesso si concentra in ammassi nebulosi
NGC 7000, credit Maurizio Cabibbo 2017, Astroinfinity.it ingrandisci, enlarge
IC443 “medusa”, credit Maurizio Cabibbo 2017, Astroinfinity.itingrandisci, enlarge

Alcune zone dello spazio interstellare sono infatti così ricche di materiale, pur avendo bassa densità, che prendono il nome di Nebulose, perché osservate al telescopio appaiono come nubi.

Ti propongo ora due definizioni di “Nebulose”, una più scientifica:

“regioni polverose” delle galassie, in cui la densità di materia è minima e che sono composte per il 90% di idrogeno H

Orione, credit Maurizio Cabibbo 2017, Astroinfinity.itingrandisci, enlarge

ed un’altra più metaforica, che coglie però l’essenza del loro ruolo:

le nubi interstellari di polvere e gas sono le “incubatrici” o “nursery” che danno vita alle nuove stelle

NGC 7000 HRGB, credit Maurizio Cabibbo 2017, Astroinfinity.itingrandisci, enlarge

Come devi immaginarti una nebulosa?

Ecco, devi immaginartela non come una singola nuvola, bensì una grande immensa sconfinata perturbazione oceanica (che già è difficile da immaginare, ma vengono in nostro aiuto i satelliti meteo con quelle straordinarie foto) moltiplicata per migliaia, milioni, e pure miliardi di volte, senza essere timidi o risparmiarsi nel fantasticare.

Perché lo spazio rappresenta un’autentica sfida alla tua immaginazione, la vastità di spazi e grandezze nello spazio profondo va ben al di là delle nostre ridicole capacità di immaginazione.

Se solo rifletti un attimo, una stella come il Sole (1,6 milioni di km di diametro) richiede per formarsi un ammasso di gas e polveri 100 volte più grande del Sistema Solare, e il Sole è una stella piccola (una Nana gialla). Comprendi quindi che 100 sistemi solari sono davvero tanti! Facendo un rapido calcolo grazie alle tabelle, significa che per fare il Sole serve una nebulosa grande più di 1/3 di un singolo unico anno luce (LY).

splendida immagine del nostro astro ripresa da Salvo Lauricella il 30_03_2021, foto del giorno-Apod del Gruppo Astrofili Galileo Galilei ingrandisci, enlarge

Quantità e distanze veramente impossibili da immaginare senza andare fuori di testa, e non è ancora niente rispetto alle distanze astronomiche che ci sono là fuori, se consideri che l’Universo conosciuto si estende fino a circa 13,5 miliardi di anni luce (LY).

utile infografica che mostra i pianeti del Sistema Solare e alcune stelle giganti e le relative distanze espresse in Anni Luce, Light Year – ingrandisci, enlarge

Nebulose: spettacolo (sottolineo) VISIBILE SOLO DA distanze cosmiche!

Queste nubi sono così affascinanti da osservare perché descrivono colori, forme e tridimensionalità che spesso incantano e stupiscono.
Nel caso tu non ne fossi al corrente, ti faccio notare che è solo grazie alla distanza inimmaginabile dalla quale le stai osservando (centinaia o migliaia di Anni Luce), che puoi godere di questo meraviglioso spettacolo nella sua globalità e interezza! Più avanti capirai di che vastità sto parlando. In questi post finali presento solo un limitata selezione di spettacolari foto di Astroinfinity.it che ringrazio per la generosa concessione.

NGC 1499, Nebulosa California, dista da noi circa 2.000 anni luce. Credit Maurizio Cabibbo 2017, Astroinfinity.itingrandisci, enlarge

La nebulosa IC 2118 famosa con il nome di “Testa di Strega”.
Si tratta di una nebulosa diffusa a riflessione, immersa in un fondocielo pieno di idrogeno, visibile nella costellazione di Eridano, alla destra della brillantissima stella Rigel (beta Orionis). Sembra che sia proprio Rigel la fonte di illuminazione della nebulosa. Dista da noi circa 680 Anni Luce (LY).

Nubi Molecolari: “assemblare, proteggere e diffondere molecole”

Un particolare tipo di nebulose sono dette “oscure” o nubi molecolari, che come detto hanno densità più elevata rispetto alla polvere interstellare e sono così chiamate perché:

Gli atomi qui riescono ad unirsi GRAZIE alla polvere, che proteggendo dalla luce ultravioletta killer evita la distruzione dei composti chimici, davvero affascinante!

Barnard 68, credit ESO (non perderti la mia simulazione “Luce estrema – 2. Viaggio “dentro” la Nebulosa Oscura”, se questa oscurità arrivasse nel nostro Sistema Solare…) ingrandisci, enlarge

Uno dei composti più comuni presente nella nube molecolare è l’acqua H2O:
l’idrogeno H è l’elemento più comune, l’ossigeno O è il 3° elemento presente dopo idrogeno H ed elio He, quindi dovrebbe esserci vapore acqueo condensato direttamente in ghiaccio sui grani di polvere.

Fino ad ora sono state viste oltre 150 molecole nelle nubi molecolari giganti:
tra i composti rilevati l’idrossile, l’ammoniaca, l’acqua e la formaldeide..

ho pensato di introdurre qui questo effetto interattivo che WordPress mi offre, per farti giocare un po’: scorri con le freccette a destra e sinistra per vedere bene le singole immagini 🙂

Qui sotto, IC1848 (“Anima” o “Feto”) e IC1805 (“Cuore”), due nebulose ad emissione nella costellazione di Cassiopea. Si tratta di un complesso nebuloso di grandi dimensioni e di intensa formazione stellare la cui distanza è stimata intorno ai 6.800 anni luce da noi.

IC1805 Nebulosa Cuore + IC1848 Nebulosa Anima, credit Maurizio Cabibbo 2017, Astroinfinity.itingrandisci, enlarge

IC4592 “Testa di cavallo blu”, è una nebulosa a riflessione nella costellazione dello Scorpione. Illuminata principalmente dalla luce della brillante V Scorpii, la sua distanza dal nostro Sistema Solare è di circa 430 anni luce.

credit Maurizio Cabibbo 2017, Astroinfinity.itingrandisci, enlarge
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3. Stadio iniziale:
nebulosa e globuli di Bok

“incubatrici – nursery – culle stellari”

Le stelle nascono proprio qui, nelle Nebulose, miscela particolarmente ricca composta da gas e minuscole particelle, la “polvere interstellare” presente nell’Universo. Grazie ad un nuovo effetto offerto da WordPress, ho la fantastica opportunità di mostrarti, tramite comparazione Visibile / Infrarossi, il potere incredibile di queste nebulose. Puoi giocarci e godertelo quanto vuoi, è quasi commovente!

Pilastri della Creazione nella Nebulosa Aquila, a SX in Luce Visibile, crediti NASA / ESA / Hubble Heritage Team (STScl / AURA) / J. Hester, P. Scowen (Arizona State U.); a DX in Luce Infrarossa, crediti NASA, ESA e Hubble Heritage Team (STScl / AURA)

Estensione:
vaste da 50 a 300 Anni Luce (LY) di diametro

Ho detto che per fare il Sole serve una Nebulosa ampia circa 1/3 di un singolo Anno Luce LY; per capirci, il nostro Sistema Solare, esteso in totale circa 240 unità astronomiche (AU) – se inteso arrivare alla Eliopausa – sta all’interno di un singolo LY-Anno Luce la bellezza di 264 volte!!
Se vuoi comunque avere un’idea di quanto sia grande il nostro “piccolo” Sistema Solare, vai a visitare il post l‘Emozione del Viaggio nel Vuoto, ancora da migrare, aiuta parecchio
.

Massa:
da 100.000 fino a 10 milioni di volte quella del Sole

Densità:
da 100 a 10.000, fino a 100 milioni di particelle per cm cubo

Temperatura:
queste colossali nubi nascono con temperature bassissime, nell’ordine di centinaia di gradi Celsius o Fahrenheit sotto lo zero (più basse di -200 gradi C, quindi < -328 °F oppure < 73 Kelvin).

Visibilità:
le Nebulose Oscure sono nubi fredde rese visibili solo sullo sfondo di una nebulosa luminosa.

All’interno della Nebulosa di Orione (Messier 42 o M42 o NGC 1976) si trova la spettacolare formazione nebulosa nota come Testa di Cavallo (Barnard 33 o B33, HorseHead Nebula). Si tratta di una nebulosa oscura, formata da gas e polveri che assorbono la luce proveniente dalla retrostante nebulosa ad emissione, composta invece da gas che viene ionizzato dalle giovani stelle che vi si trovano.

Eccoti una seconda comparazione davvero mozzafiato, da cui puoi comprendere come in Luce Visibile si perdano enormemente oggetti astronomici e dettagli che invece in Luce Infrarossa (IR) si possono grandemente apprezzare, e in questo senso la tecnologia sta facendo passi da gigante. Possiamo così scoprire, al di là del denso strato protettivo, cosa nasconde la nebulosa molecolare.

Nebulosa Testa di Cavallo, a SX in Luce Visibile, telescopio Canada-Francia Hawaii, credit NASA; a DX in Luce Infrarossa, Telescopio Spaziale Hubble, credits NASA / Space Telescope Science Institute (STScl)

Dinamica di formazione

In una nebulosa si trovano in equilibrio 2 forze opposte (c’è sempre l’eterna lotta tra chi comprime e chi espande):
1) la forza di gravità, che attira tra loro tutte le particelle
2) la forza repulsiva – coulomb – che tende ad allontanarle

un paragone molto “libero” delle due forze in gioco: la gravità che ci “tira sempre giù” e la forza muscolare cinetica ed elastico-esplosiva che la “spinge verso l’alto” contrastando la prima – Tina Sutej (foto world athletics)

Avvertenza: nelle slides qui sotto, non farti ingannare dalla forma apparentemente piccola della nebulosa in bianco, perché essa potrebbe tranquillamente essere grande 50 anni luce (LY), vale a dire più di 13.000 Sistemi Solariil nostro cervello in effetti, di fronte a tanta vastità, tende a ridurre a dimensioni più umanamente comprensibili, sacrificando così però la dimensione “spazio”.

La nascita di una stella avviene proprio quando una “grande” quantità di materia (soprattutto gas – sì perché anche il gas è fatto di particelle di materia, per quanto microscopiche) si concentra, all’interno di una nebulosa, in uno spazio sempre più “piccolo”, ad esempio per effetto dell’esplosione di una stella vicina
(bada bene, in questo caso “grande” e “piccolo” sono riferimenti da intendere in senso astronomico, cioè Unità Astronomiche AU e Anni Luce LY).

“la nebulosa viene compressa dal gas disperso da una stella esplosa”

La materia (il gas) all’interno si concentra maggiormente in alcune zone rispetto ad altre, si divide a settori, le zone più grigie.

Questi nuclei di materia sono detti “granuli di Bok” e la contrazione iniziale da ufficialmente l’avvio all’azione della forza di gravità, aumentandone la consistenza (più un gas viene compresso, più diventa denso, le zone grigie risultano più scure).

Ognuno dei globuli di Bok potrebbe essere vasto 100.000 unità astronomiche (AU), vale a dire 1,5 anni luce (LY) oppure 400 Sistemi Solari, il che significa che non puoi neanche immaginare “quanto” quelle piccole aree scure siano immense…

“future stelle”

È in pratica successo che al loro interno, per cause esterne, si sono innescati moti turbolenti che hanno portato all’aggregazione della materia: la materia cioè si è avvicinata, si è concentrata. Con l’addensamento si ha la contrazione: l’energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica, il che porta ad un aumento della temperatura.

Una volta iniziato questo processo, le Nebulose continuano ad attirare altro materiale (come quando si forma una depressione e ciò che sta intorno viene attirato lì), quindi lo spazio per le particelle si riduce e, riducendosi, aumenta ulteriormente la densità e la temperatura. Man mano che la gravità le frammenta e comprime, il calore inesorabilmente aumenta.

credit NASA / Hubble
Ti sei perso/a? Non preoccuparti, Ti trovi qui – oppure torna subito all’Indice

4. Stadio:
concepimento

“le cause esterne – la scintilla

Per farti un’idea, che altrimenti resterebbe vaga, tra le “cause esterne” che possono alterare l’equilibrio della nebulosa e provocare l’aggregazione della materia ci sono:

  • supernova “vicina”
    (la cui onda d’urto spinge il gas della nebulosa comprimendolo)
“Morte e nascita”: supernova – indicata dalla freccia gialla: future stelle – freccie verdi
  • incontro con una stella di passaggio
    (le cui forti emissioni energetiche di plasma hanno lo stesso effetto compressivo sulla Nebulosa)
flares ed eruzioni di massa coronale sul Sole, credit Nasaingrandisci, enlarge
  • attraversamento di una ”onda di densità”, il “braccio” di una galassia, con la relativa “marea galattica”, cioè la forza di marea esercitata
nella galassia la posizione indicativa di dove si posizionerebbe il nostro Sistema Solare, credit Nasa Hubbleingrandisci, enlarge

Nebulosa perturbata da un evento esterno: entra in azione la Forza di Gravità

Così, nell’arco di milioni di anni gli ammassi di polveri e idrogeno H in una Nebulosa si addensano lentamente formando nebulose più piccole, sotto l’effetto della forza di Gravità.

La gravità è la stessa forza che:

  • ci tiene su questo pianeta, ci lega alla Terra
  • tiene insieme la materia
  • da vita ai pianeti, alle stelle e alle galassie dell’Universo
  • alla fine della vita delle stelle, vince la battaglia contro la fusione nucleare e ne provoca la morte e trasformazione in qualcos’altro

Zoom sul “Globulo di Bok: la forza di Gravità in azione

Quindi, se lo stato di equilibrio della Nebulosa viene alterato e la forza di gravità prende il sopravvento, in diversi punti della nube iniziano quei locali collassi gravitazionali chiamati “granuli di Bok” in onore dell’astronomo che per primo li individuò negli anni ’40 del secolo scorso, l’olandese-americano Bart Bok.

Estensione iniziale:
circa 100.000 unità astronomiche AU
(equivalenti a circa 1,5 anni luce LY; come riferimento, 1 singolo anno luce LY corrisponde a circa 63.240 Unità Astronomiche AU, ovvero 400 Sistemi Solari)

Quantità:
si formano da poche decine a migliaia di granuli all’interno di una Nebulosa oscura in addensamento

credit NASA / Hubble ingrandisci, enlarge

Prova a farti una vaga idea di cosa significa, grazie anche alle mie tabelle; un singolo iniziale granulo è grande quanto circa 400 Sistemi Solari, quindi 4 volte quello che serve a dar vita al nostro Sole, e ci possono essere centinaia di granuli in una nebulosa

Star Trek – Beyond

Per capire cosa stai guardando esattamente e com’è l’ambiente intorno, considera che:

  • i globuli di Bok più grandi, che si trovano in luoghi più tranquilli, spesso collassano per formare nuove stelle
“Montagne mistiche”, formazione stellare nella Nebulosa della Carena, Credito: NASA / ESA / M. Livio & Hubble 20th Anniversary Team (STScI)
  • ma quelli piccoli, detti “globuli di Thackeray”, sono bombardati dalla radiazione ultravioletta killer delle giovani e calde stelle vicine
    (nell’immagine la nebulosa è composta principalmente da Idrogeno gassoso che risplende di quella caratteristica tonalità rossastra a causa dell’intensa radiazione prodotta dalle tante stelle brillanti appena nate)
23/05/2013 “Globuli di Thackeray” in IC 2944, nebulosa a emissione, incubatrice stellare a 6.500 anni luce da noi, nella costellazione australe del Centauro, catturata dal Very Large Telescope VLT dell’ESOingrandisci, enlarge

e vengono erosi e frammentati, “come pezzi di burro in una padella bollente” (European Southern Observatory ESO).

Probabilmente verranno distrutti prima che possano collassare a formare nuove stelle!

03_01_2002 “globuli di Thackeray” in IC 2944, credit NASA / ESA e The Hubble Heritage Team ( STScI / AURA )

La formazione di una stella di dimensioni come il nostro Sole, piccola Nana gialla, di diametro di circa 1,6 milioni di km, richiede un ammasso di gas e polveri 100 volte più grande del Sistema Solare (che come ricordavo dalle Tabelle essere di circa 240 Unità Astronomiche AU), quindi esteso almeno 24.000 unità astronomiche AU.

Se vuoi fare una breve pausa immaginando cosa succederebbe se una nebulosa oscura come quella in foto arrivasse nel nostro Sistema Solare, vai a divertirti con la mia simulazione. In foto Barnard 68, credit NASA ingrandisci, enlarge

Di quali gas è costituito?

Come detto prima, il gas che costituisce nebulose e globuli è il più semplice ed abbondante dell’intero Universo, cioé l’idrogeno H. Tuttavia l’idrogeno non è l’unico gas presente, infatti c’è anche dell’elio He (20%) e, talvolta, altri elementi ancora meno numerosi, comprese particelle di polvere cosmica.
Qui sotto ho preparato una composizione dove trovi una particella di polvere cosmica attorno alla quale ho inserito alcuni atomi e composti presenti nelle nubi molecolari:

  • Idrogeno 1H e idrogeno molecolare H2
  • Elio 2He
  • Carbonio 6C
  • Ossigeno 8O
  • Calcio 20Ca
  • Ammoniaca NH3
  • Acetaldeide C2H4O (la sostanza chimica responsabile del malessere del dopo-sbornia)
  • Acetone C3H6O (principale componente del solvente usato per rimuovere lo smalto delle unghie)
  • monossido di Carbonio CO
  • protossido di Azoto N2O (lo conosci come “gas esilarante”)
  • etanolo o alcol etilico C2H6O (nelle bevande alcoliche)
  • infine nelle strisce acqua H2O
  • ed etenolo o alcool vinilico C2H4O
anche se non sei pratico di chimica, anche se non hai seguito i post precedenti, dovresti essere in grado di identificare atomi e molecole in figura, contando il numero di atomi corrispettivi in base alla formula chimica… (ad esempio “acetaldeide” C2H4O = 2 atomi di Carbonio, 4 di Idrogeno e 1 di Ossigeno)
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5. Stadio:
Protostella

“incubazione”

Tipo di Fusione: non ancora attive le reazioni termonucleari
Arco di tempo per la formazione: 2 – 300.000 anni
Per entrare in Sequenza Principale e nascere Stella: 10 milioni di anni
Estensione: da 100 unità astronomiche AU a qualche milione di km
Temperatura raggiunta: 1 milione K (10 alla 6^)
Visibilità: solo all’infrarosso

Nel giro di 200.000-300.000 anni il globulo continua a contrarsi e inizia a ruotare intorno all’asse che passa per il baricentro fino a formare un disco appiattito. La gravità fa si che al centro si formi una sfera incandescente che supera il milione di gradi di temperatura. Ora questo sistema ha raggiunto lo stadio di “protostella”.

La fase di protostella inizia quando:

  • le dimensioni sono di circa 100 Unità Astronomiche AU (= circa 15 miliardi di km)
    (dalle iniziali 100.000 unità astronomiche AU del globulo di Bok, siamo ora ad una estensione che descrivo con 3 esempi:
    1) come quasi metà Sistema Solare
    2) come dal Sole al punto in cui nel novembre del 2008 la sonda Voyager 1 era “vicina” ad uscire dai confini del Sistema Solare
    3) come il doppio della distanza che dal Sole va alla fine della fascia di Kuiper, cioé circa 50 unità astronomiche AU)
  • la temperatura è salita a 10.000 K (9.700° C, 17.492° F: più la temperatura sale a questi livelli, più Centigradi e Kelvin non fanno per noi più molta differenza in fondo)

Cos’è una Protostella?

Una “Protostella” è una stella nella fase iniziale della vita, in cui non si sono ancora innescate le reazioni nucleari (fusione idrogeno H).

E’ osservabile solo all’infrarosso, l’unica radiazione con lunghezza d’onda maggiore delle particelle presenti.

credits NASA Hubble

Altri esempi di Protostelle…

credit NASA / Hubble

Uno sguardo oltre il velo

All’interno delle strutture “a colonna” il gas raggiunge ormai temperature molto alte ed è enormemente concentrato. La protostella comincia ad emettere luce, ma la materia fredda che la circonda la nasconde: la stella si sta formando dentro un involucro scuro! E’ ancora immersa nella sua nube embrionale di gas che viene spazzato via dalle radiazioni emesse dalle giovani stelle più massicce.

“Pilastri della Creazione”, credit NASA / Hubble ingrandisci, enlarge
  • dimensioni: alcuni milioni di km
  • massa: può essere da più piccola della massa solare a centinaia di volte quella solare
  • densità: 1 miliardo di particelle per cm cubo
  • temperatura: 2 milioni di Kelvin nel nucleo e 700 K in superficie

La parte centrale della Protostella ruota vorticosamente, tanto che il materiale periferico si dispone su un disco. La temperatura sale provocando l’espulsione degli strati più esterni di gas lungo l’asse di rotazione.

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Fermi tutti !
A questo punto c’è il primo scoglio da superare!

minimo 0,08 masse solari

Tutto dipende dalla Massa della Protostella:
servono 8/100 della massa del Sole
(circa 80 volte la massa di Giove per capirci)

Affinché una stella “nasca”, cioè cominci a vivere autonomamente, è necessario che sia talmente massiccia da portare la temperatura al suo centro (il nucleo) fino a qualche milione di gradi.

Che succede SE la protostella NON raggiunge quella massa, quindi se non è abbastanza “grande”?

Considera che non è tanto una questione di “grandezza, dimensioni”, bensì di quantità di materia che si concentra/accumula nell’oggetto astronomico!

Massa < 0,08 masse solari

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6. Stadio:
Nana Bruna

Brown Dwarf“stella mancata”

Tipo di Fusione: non si attiva
Arco di tempo: miliardi di anni
Massa: 10-80 volte quella di Giove
Temperatura raggiunta: da 2.700 K fino a 373 K (100° C – 212° F)
Visibilità:
bassa

Se la massa è troppo piccola (massa protostella < 0,08 Masse solari), la protostella non riesce a raggiungere la temperatura sufficiente ad innescare la reazione nucleare di fusione dell’idrogeno H!

Cosa succede a questa “stella mancata” a questo punto?

  • la protostella di conseguenza si spegne e sopravvive come Nana Bruna per miliardi e miliardi di anni (non molto diversa dal pianeta Giove) trasformando in radiazione elettromagnetica (luce) tutta l’energia gravitazionale
  • ha una temperatura superficiale molto “bassa” rispetto alle altre stelle (si va dai 2.500 K ai 700 K ma anche meno: a basse temperature e densità infatti le reazioni nucleari non avvengono perché i nuclei carichi si respingono)
freccia rossa “limite di bruciamento dell’Idrogeno; freccia gialla “limite di bruciamento del Deuterio”; in bianco, Pianeta Giove

Addirittura ne è stata scoperta una alla temperatura superficiale di 100° C (212° F), praticamente come una tazza di the.

  • una Nana Bruna è poco visibile, ha elementi simili a quelli delle stelle vive ma la massa non è sufficiente ad alimentare la fusione nucleare, per cui alla fine ha un comportamento come un pianeta
  • le Nane Brune hanno masse da 10 a 80 volte la massa di Giove (Giove ha 0,001 masse solari; ecco qui sotto una comodissima immediata infografica per farti un’idea più chiara)
in questo caso la Nana Bruna è stata rappresentata poco più grande di Giove, ma potrebbe essere più grande ancora, anche se ti ricordo che si parla di “massa”… ingrandisci, enlarge

Una “Nana Bruna” è quindi un oggetto sub-stellare che non supera lo stadio di protostella, non avendo massa sufficiente per innescare la fusione dell’idrogeno H.

Vediamo invece una stella che nasce davvero!

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Massa > 0,08 masse solari

Tipo di Fusione: Fase T-Tauri
Arco di tempo: milioni di anni
Massa: minimo 80 volte quella di Giove
Temperatura raggiunta: > 10 milioni K
Visibilità:
solo all’infrarosso

Se la massa della protostella è di almeno 0,08 masse solari, la temperatura del nucleo supera i 10 milioni di Kelvin e si innesca la fusione dell’Idrogeno H !

Si attiva finalmente il motore termonucleare!

FASE T-Tauri (milioni di anni), visibile solo all’infrarosso

All’interno della radiazione elettromagnetica l’IR si posiziona tra le microonde e la luce visibile, e grazie alla tecnologia si vede così…

foto: Getty Images

…oppure, se proprio preferisci una foto astronomica a quel bel gattone (era solo per cambiare un po’ argomento…), allora così!

sole a differenti lunghezze d’onda: Infrarossi IR, Ultravioletti UV, Radio, Raggi X ingrandisci, enlarge

L‘aumento di energia prodotta dalle reazioni di fusione provoca un aumento della pressione di radiazione (quindi quella forza che si oppone alla gravità e spinge verso l’esterno) e sprigiona vento solare, che spazza via l’involucro più esterno di gas e polveri.

26/05/2014, neonata stella IRAS 14568-6304 (nella nube molecolare del Circinus con massa circa 250.000 volte quella del Sole), quella nel centro ancora avvolta in una “coda” di gas e polveri di cui si sta liberando; credito ringraziamenti ESA / Hubble e NASA : R. Sahai (Jet Propulsion Laboratory), Serge Meunier ingrandisci, enlarge

Altra magnifica immagine, qui sotto, a infrarossi, un composito in falsi colori:

  • punti rosa-rossastri (24 micron), stelle neonate
  • il verde diffuso (8 micron) indica ricchezza di molecole di Carbonio (IPA “idrocarburi policiclici aromatici”: li trovi sui barbecue carbonizzati e negli scarichi delle auto)
  • punti blu (4,5 micron) stelle di sfondo della Via Lattea
regione di formazione stellare a circa 848 anni luce di distanza dalla Terra, nella costellazione del Serpente, catturata dal telescopio spaziale Spitzer della NASA, credit: NASA / JPL-Caltech / L. Cieza (Università del Texas ad Austin), 24 ottobre 2006 ingrandisci, enlarge

Al termine di questa fase la stella appare nel visibile circondata da una nebulosa a riflessione, formatasi con i gas espulsi. Benvenuta!

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7. Stadio:
è nata una stella!

“Ammassi stellari: laboratori di Evoluzione Stellare”

Star Herbig-haro 32, distanza 950 anni luce LY, nella costellazione dell’Aquila, credit Nasa/Esa/Stsci/Hubble/Heritage Team/Science Photo Library caricata il 4 ottobre 2018 ingrandisci, enlarge

Una stella appena nata si mostra circondata da un disco di polveri dove potranno formarsi dei pianeti (“disco protoplanetario“), proprio come il nostro Sistema Solare.

Ammassi stellari”: laboratori di Evoluzione stellare

Solitamente dentro una Nebulosa si formano molte stelle, che all’inizio sono legate una all’altra dalla forza gravitazionale formando un cosiddetto “ammasso aperto“.

Le stelle e gli altri corpi celesti infatti si raggruppano in grandi strutture, le galassie e gli “ammassi galattici” (chiamati così perché si trovano solo all’interno del disco galattico, mentre gli ammassi globulari si trovano al di fuori). In seguito ognuna si allontanerà dalle altre, vivendo la sua vita indipendente.

Le incantevoli spettacolari “Pleiadi”, ammasso aperto di circa 3.000 stelle alla distanza di 400 anni luce nella costellazione del Toro; dette anche “le sette sorelle”, NGC 1432/35 e M45, credit: NASA, ESA, AURA/Caltech, Palomar Observatoryingrandisci, enlarge

Gli ammassi stellari sono importanti laboratori per lo studio dell’evoluzione stellare, perché le stelle nascono tutte insieme:

  • hanno la stessa età
  • hanno la stessa composizione chimica
  • coprono un certo intervallo di masse

Le differenze osservate tra le stelle sono attribuibili alle diverse fasi evolutive (le stelle massicce evolvono più rapidamente, quelle piccole più lentamente). L’età di un ammasso può essere stimata dal “diagramma Hertzsprung-Russell (H-R)”.
Questo diagramma te lo spiego meglio nel prossimo capitolo, per ora considera che NON stai guardando l’evoluzione di una stella in diverse fasi della sua vita, no!

Qui hai la posizione di tante stelle diverse in base al loro stadio evolutivo e puoi capire in che direzione andrà nel suo ciclo fino alla morte:

  • in orizzontale hai le temperature superficiali delle stelle e relativa classe spettrale, quindi andando verso sinistra sempre più calde
  • in verticale hai la luminosità assoluta ma anche quella comparata al Sole, quindi verso l’alto sempre più luminose.
    Il Sole, nel suo attuale stadio di stella nana di mezz’età, si posiziona quasi in mezzo alla Sequenza Principale (Main Sequence).
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8. Stadio:
ingresso in Sequenza Principale
(MS-in)

“Adolescenza-età adulta” / “L’eterna battaglia cosmica negli astri” / “Equilibrio Gravità/Fusione = Main Sequence” / “Vediamo una stella perché essa perde energia”

Tipo di Fusione: Idrogeno H

Arco di tempo: milioni o miliardi di anni
Temperatura raggiunta: 15 milioni K (10 alla 7^)

Passati quindi quei 10 milioni di anni che le servono per arrivare fino a questo stadio della Sequenza Principale (“Main Sequence”), la nostra giovane protostella ha superato nel nucleo i 10 milioni K, ed è accaduto questo evento incredibile:

il calore è tale da aver avviato il processo di Fusione Termonucleare, gli atomi di idrogeno H si muovono così velocemente che si fondono, formandone uno di elio He.

Che succede in concreto?

L’energia che si origina nel nucleo produce
una pressione che spinge verso l’esterno (“pressione di Radiazione”).

E’ questa reazione nucleare che fornisce l’energia necessaria ad alimentare la stella nel suo arco vitale, rifornendola di una sorgente costante di luce e calore.

è sempre il gatto di prima…

Allo stesso tempo la forza di Gravità spinge costantemente verso l’interno, opponendosi alla pressione contraria.

La stella raggiunge l’equilibrio quando le 2 forze si equivalgono.
Il motore della stella è a regime.

I requisiti essenziali di una stella sono generare il proprio calore e la propria luminosità, e come vedrai, è grazie al fatto che parte di questa energia viene persa che noi possiamo vederle, le stelle. E’ fondamentale che ci sia Fusione!

splendida immagine di Hubble della stella a noi più vicina, dopo il Sole: Proxima Centauri, nana rossa distante 4,24 anni luce in direzione della costellazione del Centauro – credit ESA / Hubble e NASA, ingrandisci, enlarge

È iniziata l’eterna “battaglia cosmica” negli astri.
Di che si tratta?

Dopo la nascita inizia
la lunga battaglia per la sopravvivenza contro la forza di gravità!
E’ la gravità che da forma ad una stella e che poi tenta di annientarla.
Non si ferma un istante, continua la sua opera di aggregazione, perciò se la stella vuole continuare a vivere a lungo, deve trovare il modo di controbilanciarla.

“Forza di Gravità” versus “Pressione di Radiazione

La gravità tende a schiacciare costantemente la stella verso il centro, come spinge sempre noi verso il basso, non molla mai!
Le stelle tentano costantemente di resistere al collasso gravitazionale e la Fusione nucleare è la forza che usano per controbilanciare la spinta della gravità.
Arrivati a questo punto le due forze, Gravità e Fusione si controbilanciano e raggiungono un equilibrio
e la stella può continuare a bruciare tranquillamente,
fino a che non avviene qualche cambiamento.

Equilibrio Gravità/Fusione = “Main Sequence”

Questo equilibrio si chiama
Sequenza Principale (Main Sequence),
cioè la fase di stabilità dove la stella fonde idrogeno H; nell’immagine qui sotto quella fascia centrale che occupa la diagonale

Ti lascio, nell’attesa del prossimo post che parla proprio di questa Sequenza, con una riflessione non scontata, e ti aspetto più curioso che mai ai prossimi capitoli conclusivi di questo viaggio affascinante.

“Vediamo” una stella perché essa “perde” energia


Nel primo periodo della sua vita (per il Sole 10 miliardi di anni), quando è in Sequenza Principale, la stella è una sfera di gas stabile perché si mantiene in “equilibrio idrostatico”; tra gravità e pressione di radiazione c’è equilibrio perché la stella disperde all’esterno tanta energia quanta ne produce nel nucleo (non è proprio un ragionamento immediato da comprendere).

La sonda STEREO (Ahead) cattura immagini eccezionali come questa, 04/03/2011, in cui abbiamo prepotentemente dimostrazione della potenza solare costante nel vento solare, nelle eruzioni di massa coronale, nei flares, credit NASA /ESA / SOHOingrandisci, enlarge

Infatti sappiamo che una stella può essere “vista” perché produce dell’energia e questa energia viene “persa” dalla stella! Così per essere visibile a lungo la stella deve avere al suo interno sorgenti di energia in grado di compensarne la perdita.

Nel cuore del Sole OGNI SECONDO 600 milioni di tonnellate di idrogeno H si trasformano in elio He, con una perdita esterna di massa dello 0,7%

Per concludere questa prima parte, termino con questa gif: rende straordinariamente bene lo scorrere incessante, costante e letale del vento solare, proveniente dall’attività plasmatico-magnetica in superficie (macchie solari, anelli coronali…), che a sua volta è conseguenza del ribollire dell’attività che proviene dagli strati sottostanti.

Il vento solare è poi arricchito qua e là di materiale più denso e veloce proveniente da eruzioni di massa coronale (Cme), brillamenti (flares) o entrambi.
Se in particolare ti affascinano questi aspetti della nostra stella, puoi andare a fare un giretto nella mia serie di post sul Sole e sulle Aurore, che ti ho già qui linkato.
Ti piaceranno, vedrai!

credit NASA

Arrivederci al prossimo post che prosegue dall’ingresso in Sequenza Principale.

Link della serie:
 Siamo polvere di stelle” 1/4 – corpo umano e ambiente terrestre
(Elementi e chimica: il “continuo ciclo degli elementi tra le sfere terrestri, litosfera, atmosfera, idrosfera, biosfera”)
 Siamo polvere di stelle” 2/5 – gli elementi nel corpo umano
(4 costitutenti, 7 macro e 39 micro e oligo elementi, di cui 19 essenziali)
 Siamo polvere di stelle” 3/5_A – l’armonia di sostanze e minerali
(ruoli fisiologici, caratteristiche, funzioni e tossicità delle “vitamine inorganiche” essenziali; “uno per uno i 50”, tutti gli essenziali)
 Siamo polvere di stelle” 3/5_B – l’armonia di sostanze e minerali
(ruoli fisiologici, caratteristiche, funzioni e tossicità delle “vitamine inorganiche” essenziali; “uno per uno i 50”, i non essenziali ed “elenco dei materiali di Bio-edilizia”)
 Siamo polvere di stelle” 4/5-ABC dell’Atomo
(breve ripasso di chimica e fisica propedeutico all’evoluzione stellare: atomi, ioni, isotopi, livelli energetici, Quanti e molecole)
Siamo polvere di stelle” 4/5-Atomo, approfondimenti
(5 affascinanti approfondimenti sull’atomo: è vuoto? com’è la sua vita? le 4 interazioni fondamentali? si può fotografare? orbite o orbitali?)
 Siamo polvere di stelle” 4/5 – Tavola Periodica degli Elementi

(ultimo passo propedeutico all’Evoluzione Stellare; non può mancare un breve ripasso della Tavola scientifica più famosa)
– “Siamo polvere di stelle” 4/5 – Tavola Periodica, integrazioni
(non devi assolutamente perderti la PTE del “corpo umano” e il “Chemical Party”, oltre alle Tavole dinamiche e alternative)

 “Siamo polvere di stelle” 5/5_1ob – Evoluzione stellare: origini e nascita
(1ob: dalla nascita all’età adulta, si accende o non si accende questa stella? Primo scoglio delle 0,08 masse solari!)

Link utili:
– foto di nebulose da Astroinfinity.it di Maurizio Cabibbo
– slide globulo di Bok dalla lezione di Gabriele Ghisellini dell’Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio di Brera
– Sito interattivo sulla Tavola Periodica degli Elementi
– bellissima infografica sul Sole di Rossana Miani
splendida immagine del nostro astro ripresa da Salvo Lauricella il 30_03_2021, foto del giorno Apod del Gruppo Astrofili Galileo Galilei
– bellissima immagine della stella Aldebaran, riproposta da Giuseppe Donatiello di RADEC
la famosissima supergigante rossa Betelgeuse fotografata da Majzik Lionel
– straordinarie immagini in Luce Visibile e in Luce Infrarossa del Telescopio Hubble e del telescopio Canada-Francia Hawaii, NASA – Telescopio Spaziale James Webb, Goddard Space Flight Center
– “Steam a domicilio, Pianeti“, il peso della Tata sugli altri pianeti, di Erica Amplo, founder, Steam education specialist, “La Tata Robotica” – STEAM Science Technology Engineering Arts Mathematics, “Scienza e tecnologia, interpretate attraverso l’ingegneria e le arti, tutte basate su elementi matematici”. ™
– A.M.A. Associazione Marchigiana Astrofili – Ancona, “Gli ingredienti dell’Universo, le nubi molecolari

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