Uno degli strumenti più potenti di cui si avvale l'Astrofisica è il cosiddetto “diagramma HR” (dal nome dei due astronomi E.Hertzsprung ed H.N.Russell che, verso il 1910, lo idearono indipendentemente l'uno dall'altro), un grafico dove la temperatura superficiale (sulle ascisse, asse x) di una stella è messa in relazione con la sua la luminosità intrinseca (riportata sulle ordinate, asse y); parametri fisici quali massa, età o composizione chimica delle stelle, pur non essendo “misurabili” al telescopio, possono essere derivati proprio attraverso il diagramma HR.
Con lo studio dell'intensità del flusso elettromagnetico emesso su più lunghezze d'onda dalle stelle che costituiscono gli ammassi globulari, atto proprio a costruire un diagramma HR per questi oggetti al fine di determinarne i parametri sopra descritti, gli astronomi americani H.Arp, W.Baum e A.Sandage notarono la presenza di quello che venne chiamato “ramo orizzontale estremo” o “ramo orizzontale di stelle blu”, composto da stelle con temperature tra 20 e 40 mila K; e ad inserirsi proprio in quell'area del diagramma HR sono quelle stelle di massa solare che, durante la loro evoluzione, hanno superato lo stadio di gigante rossa.
L'energia di tali stelle è prodotta con la fusione di tre nuclei di elio (chiamate anche particelle alfa) in uno di carbonio dell'elio nel loro nucleo (processo, detto, triplo-alfa) e, subito al di sopra di questo, dalla fusione di idrogeno in elio tramite processo CNO. All'inizio di questo ciclo di fusione termonucleare, le giganti rosse subiscono sostanziali cambiamenti nella loro struttura; contraendosi, queste vanno incontro ad una riduzione della luminosità mentre la temperatura alla superficie si innalza portando la stella a divenire di colore bianco-azzurro. Le stelle che si trovano in questa fase evolutiva sono caratterizzate dal possedere temperature molto più alte di quanto ci si aspetterebbe da una normale stella che fonde l'elio nel suo nucleo.
E' stato osservato come, all'interno della Galassia, tali stelle si trovano associate in sistemi binari, in orbita a compagne molto vicine; solitamente, si tratta dinane bianche o comunque nane di sequenza principale ma in alcuni casi, laddove la massa totale del sistema eccede quella del limite di Chandrasekhar, Non accade così, invece, in ammassi stellari ad elevata densità quali quelli “globulari”, dove le stelle blu del ramo orizzontale qui presenti non possiedono compagne. La spiegazione accettata è quella che tali stelle, in tali ambienti, si formino dalla fusione di nane bianche.
Con l'intento di osservare l'emissione nell'ultravioletto vicino di queste stelle, è stato possibile rivelare la loro presenza anche all'interno di tre ammassi globulari, dove le stelle più calde ed estreme spiccano luminose rispetto alle stelle più fredde, quindi più rosse, ivi presenti, è stato però scoperto che tali stelle esibivano cambiamenti regolari nella loro luminosità apparente, con periodi che andavano da qualche giorno fino a diverse settimane. Escludendo, per approssimazione di soluzione, le possibili ipotesi sulla natura di tali cambiamenti fotometrici, l'unica soluzione rimasta a spiegare quanto osservato è la presenza di macchie presenti sulla superficie di tali stelle.
Come noto, le macchie solari appaiono e scompaiono seguendo il ciclo undecennale di attività esibito dalla nostra stella. Come per il Sole, anche quelle quelle osservate sulle stelle blu del ramo orizzontale presenti negli ammassi globulari sono prodotte dal loro campo magnetico della stella; ma, al contrario di quanto accade sul Sole, dove le macchie appaiono scure in quanto più fredde rispetto al resto della superficie, quelle presenti su tali stelle calde sono più luminose e calde rispetto alla superficie che le accoglie. Un'altra caratteristica di tali macchie è quella di essere significativamente più grandi rispetto alle corrispettive macchie presenti sul Sole, arrivando ad estendersi fino ad un quarto della superficie della stella! Non da meno, tali macchie sono incredibilmente persistenti, durando infatti per decenni (le singole macchie solari, al contrario, sono alquanto effimere, durando solo pochi giorni o, al massimo, qualche settimana). I cambiamenti nella luminosità apparente su queste stelle sono dati proprio dalla loro visibilità o meno alla Terra man mano che la stella avanza durante la sua rotazione.
E stato inoltre scoperto come un paio di stelle queste stelle blu del ramo orizzontale mostravano improvvise esplosioni di energia e un altro segnale della presenza di un campo magnetico; qualcosa di molto simile ai brillamenti che appaiono sulla superficie solare vediamo sul Sole (dove i brillamenti sono causati da improvvisi rilasci di energia a seguito della riconnessione delle linee del di forza del campo magnetico solare) ma almeno dieci milioni di volte più energetici.
Ne consegue come, alla pari del Sole, anche per tali singolari stelle i loro campi magnetici siano estremamente importanti per spiegare non solo le loro proprietà ma anche quelle delle nane bianche, oggetti che rappresentano lo stadio finale della vita delle stelle simili al Sole e mostrano varie somiglianze con le stelle estreme del ramo orizzontale.
Nel video sopra presente (©European Southern Observatory), la chiara differenza tra il Sole ed una di queste stelle estreme del ramo orizzontale, dove è visibile il cambiamento della luminosità di quest'ultima a seguito della sua rotazione.
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