La nascita
Vi siete mai chiesti come nasca una stella? Come, miliardi di anni fa, gli astri incandescenti abbiano iniziato a splendere in un universo in gran parte buio e freddo?
Varie sono le teorie che potrebbero spiegare la nascita di un nuovo astro. La più accreditata dalla comunità scientifica per il momento è il cosiddetto modello standard. Questa teoria afferma che una stella sarebbe il risultato del collasso gravitazionale, ossia dell’addensamento sempre maggiore dei nuclei più densi di una nube interstellare, formata in gran parte da idrogeno gassoso. Sebbene funzioni molto bene nel descrivere la nascita di stelle di piccole e medie dimensioni (di grandezza pari o al massimo dieci volte maggiore rispetto a quella del sole), il modello standard è meno preciso nella descrizione di ciò che accade durante la formazione di stelle più massicce o ammassi stellari. Vediamo ora nel particolare in cosa consiste il modello standard.
Nel cosmo sono presenti le nebulose, enormi ammassi di polvere stellare ancora informi e che errano senza meta per la galassia di cui fanno parte. Col passare del tempo, con periodi che variano da centinaia di migliaia ad alcuni milioni di anni a seconda della massa della nebulosa, le particelle che la compongono, a causa dell’attrazione gravitazionale, cominciano a concentrarsi in nuclei più densi.
I vari nuclei tendono dunque ad avvicinarsi l’un l’altro, formando un unico grande corpo che comincia a collassare su sé stesso per effetto della gravità. Superata una certa massa critica, si forma una proto-stella.
La proto-stella, corpo più massiccio della nebulosa, comincia ad accrescere le sue dimensioni, inglobando i materiali intorno ad essa e incrementando così massa, densità e temperatura. La proto-stella prosegue nel collasso gravitazionale, aumentando la temperatura del suo nucleo. Quando questa raggiunge la soglia dei 10.000.000 K, si innescano le prime reazioni di fusione termonucleare e l’effetto del collasso gravitazionale viene bilanciato dall’energia liberata, col raggiungimento di uno stato di equilibrio: nasce così una nuova stella. Se la neo-stella non ha una massa sufficiente a supportare per periodi di tempo prolungati le reazioni di fusione termonucleare, muore nell’atto di nascere.
La vita
Il fortunato astro che riesce a sopravvivere abbastanza a lungo, entra in quella che viene definita la sequenza principale: un lunghissimo periodo della propria vita (circa il 90% della sua esistenza) in cui le altissime temperature e le energie sprigionate equilibrano gli effetti della forza di gravità, permettendole di rimanere stabile senza collassare sotto il proprio peso colossale. Se una stella è particolarmente grande tende ad abbandonare questa fase molto rapidamente (nel giro di qualche decina o centinaio di milioni di anni), dato che è necessario che le reazioni nucleari siano più rapide per contrastare la notevolissima forza gravitazionale. Se è piccola invece riesce a rimanere nella sequenza principale anche per qualche decina o centinaio di miliardi di anni.
La sequenza dura finché la stella contiene sufficiente idrogeno per continuare le reazioni di produzione di elio: una volta che l’idrogeno comincia a scarseggiare, l’astro esce dalla sequenza principale e comincia una nuova fase della propria vita. A seconda della sua massa, il cammino che percorre è differente da quello di altre stelle.
Se si tratta di una nana rossa, che ha una massa compresa tra le 0,08 e le 0,8 masse solari, via via che l’idrogeno al suo interno comincia a scarseggiare, subisce un’accelerazione delle reazioni nucleari al proprio interno, assumendo per un breve periodo un caratteristico colore azzurro. Quando poi l’idrogeno è stato completamente convertito in elio, comincia a contrarsi e a diventare una nana bianca. Per le nane bianche però si pensa che la sequenza principale duri dagli 80 ai 1000 miliardi di anni ed essendo il nostro universo relativamente giovane, è probabile che nessuna nana rossa abbia terminato il suo cammino verso la morte.
Se invece la stella ha massa compresa tra le 0,8 e le 8 masse solari compie un cammino notevolmente diverso: alla fine della sequenza principale, per via dell’insufficienza di idrogeno nel nucleo, questo comincia a collassare ripetutamente, liberando immense quantità di energia che spingono gli strati esterni lontani dal centro. L’espansione del guscio esterno ne causa il raffreddamento e l’assunzione di un colore sempre più vicino al rosso. Quando il collasso gravitazionale del nucleo, ormai costituito da elio, libera abbastanza energia, lo strato immediatamente esterno ad esso,formato da idrogeno, riesce a raggiungere la temperatura necessaria ad innescare nuove reazioni di fusione: nasce così una gigante rossa, fredda ma brillante, che resta stabile per circa un miliardo di anni.
A seconda della massa della stella, è possibile che gli elementi costitutivi del suo nucleo vengano via via fusi tra di loro in nuclei atomici sempre più pesanti, fino a produrre persino magnesio. Se le reazioni nucleari non liberano abbastanza energia, gli strati esterni si contraggono, portando a un aumento della loro temperatura e dunque all’emissione di luce con frequenza sempre maggiore e di colore sempre più vicino al blu. In questo caso, la stella viene quindi chiamata gigante blu.
Se la stella ha massa superiore alle 8 masse solari, il cammino continua. Collassi sempre più frequenti innalzano la temperatura del nucleo, permettendo la produzione di elementi sempre più pesanti con conseguente liberazione di energia, che causa un’ulteriore espansione degli strati esterni. Si forma così una supergigante rossa. È possibile che il nucleo stellare si stratifichi fino a sembrare una “cipolla”: negli strati più interni vengono prodotti elementi più pesanti, mentre in quelli più esterni elementi più leggeri. Una volta che nella stella comincia a formarsi ferro, che per essere sottoposto a reazioni di fusione nucleare richiede che gli sia fornita più energia di quella che è in grado di liberare, la sua fine comincia ad avvicinarsi. La supergigante rossa può inoltre seguire un cammino analogo a quello di una gigante rossa, diventando supergigante blu, ossia una stella leggermente più piccola e calda e di colore tendente al blu, passando però per una fase intermedia durante la quale sprigiona luce gialla e viene chiamata dunque supergigante gialla.
Dopo tutte queste fasi, giunge il momento per la stella di morire.
La morte
Con il passare del tempo, l’equilibrio tra energia sprigionata e tendenza della stella a collassare si spezza: l’astro raggiunge dunque il suo stato finale, in modo diverso a seconda della sua massa.
Vediamo innanzitutto cosa succede se la stella ha massa compresa tra le 0,08 e le 0,5 masse solari.
Una volta terminato tutto il combustibile nucleare, ossia gli elementi che possono essere fusi tra di loro formandone di nuovi e liberando energia, la stella si trasforma semplicemente in una nana bianca, ossia un corpo molto denso e caldo che splende solo in virtù della sua elevata temperatura e che disperde i suoi strati esterni nello spazio. Con il passare del tempo, l’energia ancora posseduta dalla stella viene rilasciata attraverso l’emissione di luce e l’astro diventa sempre più freddo e meno luminoso fino a diventare non rilevabile: diviene dunque una nana nera. Tutto questo però è teorico: per raggiungere lo stato di nana nera una stella dovrebbe aspettare parecchie decine di miliardi di anni e, avendo il nostro universo solo 13,8 miliardi di anni, è molto probabile che non esistano ancora esemplari di questi corpi celesti.
Passiamo ora a vedere cosa accade se la stella possiede una massa compresa tra le 0,5 e le 8 masse solari. Alla fine del ciclo vitale, gli strati esterni vengono espulsi con violenza attraverso una serie di pulsazioni. Mentre il nucleo della stella va a formare una nana bianca, gli strati esterni vanno a costituire una nebulosa che si espande nello spazio circostante, evolvendosi in quella che finirà ad essere una nebulosa planetaria. Nonostante il nome, questa non ha nulla a che vedere con i pianeti: si tratta solamente di una massa di gas ad alta temperatura, che sopravvive per qualche decina di migliaia di anni e che emette luce.
Per le stelle aventi massa superiore alle 8 masse solari, la fase finale della vita è notevolmente diversa. Se, una volta terminate le reazioni di fusione nucleare, il nucleo dell’astro possiede una massa superiore al limite di Chandrasekhar (circa 1,44 masse solari), questo collassa su se stesso. L’attrazione gravitazionale diventa tale che gli atomi stessi collassano, con gli elettroni che si fondono con i protoni, andando a formare una materia costituita solamente da neutroni: si forma così una stella di neutroni, la cui massa del nucleo non supera le 3,8 masse solari. Gli strati esterni, contenenti la maggior parte della materia che costituiva la stella originaria, vengono emessi in una violenta esplosione che prende il nome di supernova. La supernova è caratterizzata da una luminosità tale da superare quella complessiva della galassia che la ospita. L’energia contenuta al suo interno permette inoltre la formazione di elementi ancora più pesanti rispetto a quelli che era possibile formare nel nucleo della stella.
Se ciò che rimane della stella in seguito alla supernova ha però una massa superiore al limite sopra indicato per le stelle di neutroni, le cose si fanno più complesse. La forza gravitazionale diventa tale che il corpo celeste raggiunge dimensioni inferiori alle dimensioni minime che un corpo può raggiungere prima che la sua gravità diventi tale da non permettere alla luce di allontanarsi dalla sua superficie. Superato questo limite, il collasso gravitazionale diventa inarrestabile: l’astro si trasforma in un buco nero.
Bibliografia:
Wikipedia, l’enciclopedia libera
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