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Il colore delle stelle: La prima stella verde
Diego Tesauro
In un precedente post sui colori dello spazio, nel descrivere il colore delle stelle, che noi esseri umani percepiamo (non dimentichiamo che i colori non sono altro che una elaborazione del nostro cervello che traduce le lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico in colore), è stato correlato alla distribuzione dell’energia spettrale. L’energia spettrale è dovuta alle proprietà fisiche degli strati esterni o fotosfere delle stelle, comprendendo principalmente la temperatura, la densità e la composizione chimica dell’atmosfera stellare. Di conseguenza, stelle simili al Sole hanno un aspetto giallo, stelle più calde come Rigel appaiono blu, mentre stelle più fredde come Betelgeuse rosse, comportandosi approssimativamente come dei corpi neri. Le stelle che possiamo osservare ad occhio nudo, oppure con binocoli o piccoli telescopi sono relativamente vicine alla Terra, ma soprattutto hanno una loro luminosità intrinseca (magnitudine assoluta) molto elevata. Queste stelle occupano la parte superiore del diagramma luminosità/temperatura fotosferica (Diagramma Hertzsprung-Russell) (figura 1). La maggior parte delle stelle, pur essendo a volte vicine, sono molto meno luminose inclusi oggetti stellari come le nane M, le nane brune e le nane bianche.
Figura 1 Il diagramma Hertzsprung-Russell distribuisce le stelle su un piano cartesiano riportando la magnitudine delle stelle in funzione della classe spettrale e temperatura e quindi del colore. In questo diagramma le stelle nane M si trovano in basso a destra lungo la sequenza principale, le nane bianche in basso a sinistra. Le stelle nane brune non sono riportate, ma si troverebbero sulla estrema destra in basso
Pertanto, risultano nella maggior parte dei casi invisibili anche ai piccoli telescopi. Se queste sorgenti deboli vengono osservate attraverso i telescopi, dal diametro più grande e focale più lunga, in grado di raccogliere la loro debole radiazione, i loro colori non saranno comunque trasmessi con precisione come se fossero osservati da vicino. Infatti, i nostri occhi hanno una ridotta capacità di discriminazione dei colori in condizioni di oscurità. Stabilire i colori percepiti degli oggetti astrofisici ha da sempre suscitato interesse nella comunità scientifica; quindi, molti studi sono stati rivolti a questi oggetti poco luminosi per determinarne il colore qualora fosse possibile osservarli ad occhio nudo. Le nane M, gli oggetti più comuni nella nostra galassia (circa il 70%), sono stelle di massa più piccola del Sole (compresa tra l’8% e il 40% circa della massa solare), sono di colore rosso in quanto rispettano la teoria dell’emissione dell’energia in funzione della temperatura del corpo nero per la loro bassa densità della fotosfera. Esse si trovano nella stessa fase evolutiva del Sole, cioè emettono energia a seguito di reazioni di fusione nucleare dell’idrogeno in elio, pertanto nel diagramma Hertzsprung-Russell sono nella sequenza principale (figura 1). Le nane brune, stelle ancora meno massicce (con una massa compresa fra le 7.5% ed 8% delle masse solari), osservate per la prima volta nel 1992 dallo Hubble Space Telescope, a dispetto del nome non sono marroni. Esse hanno colori dal rosso scuro all’arancione rossastro a temperatura fotosferica più calda, dal magenta al viola per quelle a temperatura intermedia. Il sodio e il potassio, presenti nell’atmosfera stellare, assorbono le lunghezze d’onda del giallo e del verde, mescolando il rosso con un tocco di blu, pertanto le stelle appaiono, a seconda dei casi, con sfumature di magenta, viola o rosa scuro. Quelle più fredde avranno un colore dal grigio al nero in quanto emettono solo nell’infrarosso. Restava un dilemma su come apparissero le nane bianche. Erano effettivamente bianche? Una recente ricerca chiarisce quest’aspetto [1]. Innanzitutto, occorre precisare che le nane bianche sono oggetti molto diversi da quelli precedentemente descritti. Al termine delle reazioni di fusione nucleare o dell’idrogeno in elio, come nel caso delle le nane M, oppure dell’elio in carbonio e ossigeno, come nel caso di stelle della massa simile a quella del Sole, viene a mancare la pressione della radiazione. A questo punto, venendo meno la forza espansiva, la stella collassa sotto la spinta della gravità. Il collasso gravitazionale, quando si raggiungono le dimensioni planetarie, si arresta non bilanciato dalla pressione della radiazione, come avviene in tutte le altre stelle, ma per il maggior contributo dato dal principio di esclusione di Pauli. Questa materia si definisce degenere e lo stato è descritto dalla statistica di Fermi-Dirac. Si formano così le nane bianche. Queste stelle hanno una massa dell’ordine di grandezza del Sole, ma le dimensioni sono quelle della Terra cioè hanno un diametro di oltre 100 volte più piccolo rispetto a quelle di una stella di sequenza principale. È chiaro che la densità di questi oggetti sarà molto elevata rispetto a quella delle fotosfere stellari (milioni di volte). In queste condizioni di densità, la conseguente opacità a banda larga può modificare drasticamente i flussi ottici. Il comportamento di questi oggetti si allontana da quello di un corpo nero rappresentando una sfida continua nella costruzione di modelli che ne descrivono lo stato [2]. In queste condizioni, qualsiasi elemento presente in tracce, come carbonio, calcio e sodio, interagisce con il plasma di elio circostante e assorbe la luce su una gamma di colori più ampia rispetto a quanto farebbe a densità più basse. Questo effetto sposta il colore di una stella lontano dall’arancione, bianco e blu di un oggetto radiante perfetto come il corpo nero. Gli autori della ricerca quindi hanno osservato gli spettri elettromagnetici delle nane bianche comprese in una distanza dalla Terra di 20 parsec (65 anni luce). Analizzandone attraverso un modello della visione del colore da parte dell’occhio umano, hanno rivelato di quale colore apparirebbe la luce di ciascuna stella (Figura 2). Uno spettro elettromagnetico quindi può rivelare: non solo la temperatura di una stella o la sua composizione chimica, come fanno da oltre un secolo e mezzo gli astrofisici, ma anche il colore che percepirebbero i nostri occhi. Le nane bianche ricche di carbonio quindi risulterebbero tipicamente rosa o viola, mentre quelle arricchite con detriti provenienti dai vecchi sistemi planetari che ruotavano attorno ad esse, tendono al giallo. Le nane bianche più fredde con atmosfere miste di idrogeno ed elio spesso assumono una tonalità ciano o azzurro pallido, causata dalle collisioni tra molecole di idrogeno e atomi di elio nelle loro atmosfere ultra-dense.
Figura 2 Elaborazione degli spettri delle nane bianche con il colore associato
L’esempio più sorprendente è WD J1330+6435 (una nana bianca nella costellazione del Dragone) (figura 3). Questa stella ha una temperatura di 4.000°C ed ha accumulato materiale roccioso dal suo sistema planetario inglobato nelle precedenti fasi di evoluzione stellare. Nella sua atmosfera ci sono calcio, litio e sodio. La sua densità è talmente elevata che gli atomi di sodio vengono continuamente bombardati dagli atomi di elio circostanti, il che altera i livelli energetici atomici del sodio. Il risultato finale è che gli atomi di sodio non assorbono più una sola, ristretta lunghezza d’onda dell’arancione, bensì assorbono le lunghezze d’onda del giallo, dell’arancione e parte di quelle del rosso conferendo un aspetto verde chartreuse.
Fino ad adesso nessuna stella visibile ad occhio nudo appariva di questo colore. Infatti, quando una stella di sequenza principale, comportandosi da corpo nero, ha un massimo di emissione nel verde, ma anche emissioni nel blu e nel rosso, dalla combinazione dei tre colori appare bianca, come si verifica ad esempio con la stella Sirio, la stella più luminosa della costellazione del Cane Maggiore, visibile la sera anche dai cieli inquinati alle nostre latitudini nella stagione autunnale fino alla primavera. Pertanto, questa è la prima stella ad essere conosciuta come genuinamente verde nella galassia aggiungendo un nuovo colore al caleidoscopio del cielo.
Figura 3 Spettro visibile di WD J1330+6435 (sinistra) il colore simulato della superficie (destra)
Riferimenti
[1] M.A. Hollands et al. RASTI 5, 1–34 (2026) https://doi.org/10.1093/rasti/rzag069
[2] D. Saumon et al. Phys. Rep., 988, 1 (2022) https://doi.org/10.1016/j.physrep.2022.09.001
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DOI: 10.1039/D6GC01800A, PaperJinshan Liu, Miao Zhou, Yingying Chen, Xiaoping Liang, Zhifeng Liu
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