Struttura delle Stelle

La struttura dell’interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la gravità (orientata in direzione del centro della stella) e l’energia termica della massa del plasma (orientata verso la superficie) si controbilanciano alla perfezione. Perché queste situazioni di stabilità permangano, è necessario che la temperatura del nucleo raggiunga o superi i 10⁷ K.

La combinazione di valori elevati di temperatura e pressione favorisce il processo di fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei elio. In questo processo si sprigiona un’energia sufficiente a contrastare il collasso cui la stella andrebbe naturalmente incontro. Tale energia è emessa sotto forma di neutrini e fotoni gamma, che, interagendo col plasma circostante, contribuiscono a mantenere elevata la temperatura dell’interno stellare.

All’interno delle stelle

La struttura dell’interno di una stella stabile è caratterizzato da un gradiente di temperatura che origina un flusso energetico diretto verso l’esterno. L’interno delle stelle presenta una struttura ben definita, che appare suddiviso in diversi strati. La zona radiativa è quella regione all’interno della stella in cui il trasferimento dell’energia per irraggiamento è sufficiente a mantenere stabile il flusso energetico.

In questa zona il plasma non subisce né perturbazioni né spostamenti di massa; se però il plasma inizia a dare manifestazioni di instabilità, la regione assume la struttura caratteristica di una zona convettiva. Quanto detto si verifica generalmente nelle zone della stella in cui sono localizzati i flussi altamente energetici, come nello strato immediatamente superiore al nucleo, o in aree con un’opacità alla radiazione superiore allo strato più esterno.

La posizione della zona radiativa e di quella convettiva di una stella di sequenza principale dipende dalla classe spettrale e dalla massa. Nelle stelle con le caratteristiche di una massa diverse volte quella solare la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra della zona convettiva.

Nelle stelle meno massicce, come il Sole, le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo. Le nane rosse con una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l’accumulo di un nucleo di elio. In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua evoluzione e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.

Struttura della Fotosfera e della Cromosfera

La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta fotosfera e costituisce la superficie dell’astro. In questa zona il plasma stellare diviene trasparente ai fotoni luminosi e permette la propagazione delle radiazioni nello spazio.

Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall’attività magnetica dell’astro: si tratta delle macchie stellari, che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera.

Al di sopra della fotosfera si staglia l’atmosfera stellare. In una stella di sequenza principale, come il Sole, la parte più bassa dell’atmosfera, detta cromosfera, è una debole regione, di colore rosaceo, in cui hanno luogo vari fenomeni come le spicule o i flare, circondata da una zona di transizione, dall’ampiezza di 100 km, in cui la temperatura cresce enormemente. Al di sopra si trova la corona che si estende nello spazio per diversi milioni di km.

L’esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella. A dispetto dell’altissima temperatura, la corona emette una quantità relativamente piccola di luce e risulta visibile, nel caso del Sole, solo durante le eclissi.

Dalla corona si diparte un vento stellare, costituito da plasma estremamente rarefatto e particelle cariche, che si propaga nello spazio sino a quando non viene a interagire col mezzo interstellare, dando origine, soprattutto nel caso delle stelle massicce, a delle cavità del mezzo interstellare dette “bolle”.