Le stelle più rosse
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Tutte stelle sono colorate, ma il nostro occhio, per percepirne il colore, ha bisogno di essere stimolato da una certa quantità minima di intensità luminosa proveniente dalla stella in questione. Il colore di una stella osservata è quindi tanto più brillante e deciso quanto più grande è l’apertura del telescopio con cui si compie l’osservazione: perché più grande è il telescopio, più esso amplifica la luce che ci arriva dalla stella, così da formarne un’im­magine più luminosa. Anche ad occhio nudo, osservando con attenzione sotto un cielo sufficientemente buio ed esente da inquinamento luminoso, si può rilevare senza troppa difficoltà il colore aranciato di alcune stelle brillanti; la percezione del colore risulta molto incrementata dall’uso di un bino­colo, anche se di qualità assolutamente modesta. Se al tele­scopio si osservano due stelle vicine, cioè una stella doppia, le even­tuali differenze di colore tra le compo­nenti assumono ancor più risalto tanto da costituire, spesso, una visione vera­mente suggestiva.

Il colore di una stella, tuttavia, non è sol­tanto qualcosa di accattivante e spettacolare all’osservazione: è invece anche fonte di importanti informa­zioni sulla natura della stella stessa. Esso, infatti, è strettamente legato alla sua temperatu­ra superficiale. Come un pezzo di ferro che, a mano a mano che viene riscalda­to, passa dal rosso cupo al giallo e quindi al bianco abbagliante, una stella di colo­re arancione-rossastro ha una tempera­tura superficiale di circa 3.500° C, una stella giallo-arancione di circa 4.500° C, una gialla come il nostro Sole circa 5.500° C, una stella bianca attorno a 10.000° C; infine, la temperatura superficiale di una stella di colore biancoazzurro può superare i 30.000° C. Esistono anche stelle molto più cal­de, con temperature superficiali persino superiori a 60.000° C che però, emetten­do la maggior parte della loro energia nel dominio dell’ultravioletto a causa dell’altissima temperatura, ci appaiono ancora di colore biancoazzurro (perché i nostri occhi non sono sensibili ai raggi ultravioletti); così come stelle decisa­mente più fredde, con temperature su­perficiali di 2.000° C o anche meno che, splendendo di un rosso cupo, rila­sciano buona parte della loro energia nelle bande infrarosse. Qui di seguito ci interesseremo, appunto, di quest’ultimo tipo di stelle.

Per determinare l’esatto colore di una stella non si ricorre certo ad una stima visuale. Oggi si eseguono due distinte riprese su CCD, utilizzando appositi fil­tri e calibrando attentamente i tempi di integrazione. Dal confronto delle due immagini, è possibile effettuare una mi­sura (una differenza tra le due magnitu­dini, esprimibile con un numero chia­mato indice di colore) che individua ap­punto il colore della stella (vedi, nell’introduzione, alla fine del paragrafo sulle magnitudini stellari).

Dall’indice di colore, a parte alcune correzioni concernenti la classe di luminosità della stella, la sua composizione chimica e l’eventuale pre­senza di mezzo interstellare lungo la li­nea di visuale (che tende ad arrossare la luce) si può risalire senz’altro alla temperatura superficiale dell’astro. Le tre bande fotometriche fondamentali, entro le quali si è convenuto di misurare la luminosità apparente delle stelle, sono l’ultravioletto (U), il blu (B) ed il vi­suale (V). Benché siano le più utilizzate, in seguito ne sono state aggiunte altre particolarmente utili nello studio di de­terminati astri.

Ci si riferisce comunque anzitutto all’indice di colore B-V; è faci­le rilevare come le stel­le di colore maggior­mente tendente verso il blu facciano misurare un indice B-V negativo, in quanto gli oggetti azzurri appaiono più luminosi nella banda B dove, perciò, la loro magnitudine è indi­cata da un numero più piccolo. Per esem­pio, una stella decisamente azzurra é Spica (a della Vergine), che presenta una magnitudine nella banda B di 0,75 ed una magnitudine nella banda V di 0,98 denotando, perciò, un indice di co­lore B-V pari a: 0,75 – 0,98 = -0,23.

Viceversa, le stelle di colore tendente verso l’arancione ed il rosso sono carat­terizzate da un valore dell’indice di co­lore spiccatamente positivo. Per esem­pio, la rossa Betelgeuse, cioè la stella a della costellazione di Orione, benché sia di luminosità variabile, presenta mediamente una magnitudine B di 2,35 ed una magnitudine V di 0,50, da cui deriva un indice di colore pari a +1,85. E similmente, l’altrettanto rossa e variabile Antares (a dello Scor­pione) ha, in media, una magnitudine B di 2,79 ed una magnitudine V di 0,96; quindi, ha un indice B­-V di 1,83 (il segno + viene, per conven­zione, omesso). Ma fin dove si spinge la scala degli indici di colore B-V positivi o, in altre, parole, quanto rosse possono essere le stelle?

Le stelle dall’indice di colore più elevato che si possono incontrare in cielo ap­paiono molto più rosse rispetto al­le note supergiganti di spettro M come le già citate Betelgeuse ed Antares: si tratta, infatti, di supergiganti dallo spettro particola­re. Anche se quasi sempre, a causa della grandissima distanza, queste stelle così profondamente rosse non ci appaiono parti­colarmente luminose, il loro riconoscimento è facile grazie, appunto, al loro colore, che si manifesta visualmente in tutta evidenza attraverso un telescopio di media po­tenza e spesso, addirit­tura, già in un binocolo abbastanza potente. E’ inte­ressante sottolineare che la loro magnitudi­ne, misurata nella ban­da fotometrica del blu, è fino a 4 o 5 unità minore rispetto alla magnitudine nel visuale, il che vuol dire che la lumi­nosità nel blu di queste stelle è 40 o 100 volte minore di quella nel giallo-verde; d’altronde, il picco di luminosità si vie­ne a trovare nella banda R del rosso, do­ve esse appaiono più brillanti di circa 2,5 magnitudini rispetto al visuale. Per­tanto, questi astri sono caratterizzati da indici di colore pressappoco pari a: B-V = fino a circa 4,5. Nella realtà, stiamo parlando di una classe molto rara di giganti e supergiganti, giunte ormai in una fase estremamente avanzata della loro evoluzione: siamo in presenza di astri dalle dimensioni colossali che, di­sperdendo nello spazio gas e polvere in grandi quantità, si nascondono per così dire dietro ad un velo rosso esteso ed opaco, formato dalle stelle stesse. La densità media, estremamente bassa, conferma il fatto che queste stelle rosse, sede di intensissimi moti convettivi, stanno soffiando via nello spazio parte dei propri strati superficiali. All’analisi spettroscopica si rivela inconfondibile la marcatissima firma del carbonio, perché è proprio il carbonio uno degli elementi principali che viene immesso nello spa­zio da queste stelle che, pertanto, sono denominate stelle al carbonio. La porzio­ne violetta e blu del loro spettro risulta pesantemente mascherata e quasi can­cellata da tutta una serie di marcate ban­de oscure ascrivibili, appunto, alla mas­siccia presenza del carbonio. Tramite tecniche altamente sofisticate, quali L’interferometria a macchie e, soprattutto, la sintesi di apertura applicata nel vicino infrarosso, si è potuto distinguere il di­schetto vero di alcune stelle appartenen­ti a questa categoria e non troppo lonta­ne da noi che, ben lungi dal presentarsi di forma rotonda, si sono rivelate varia­mente distorte, allungate e movimentate per effetto, appunto, delle imponenti perdite di materia.

La tabella che segue elenca 30 stelle dal colore spiccatamente rosso, i cui dati sono stati verificati con quelli recente­mente ricavati dal satellite astrometrico Hipparcos. L’indice di colore B-V indicato è quello direttamente osservato sull’astro, perciò non corretto per l’arrossamento della luce dovuto all’assorbimento interstellare; è comunque corretto per l’assorbimento atmosferico, quindi il valore riportato corri­sponde a quello che si potrebbe misura­re al di sopra dell’atmosfera terrestre.

Le 30 stelle più rosse (in ordine di a):