By Vita ed evoluzione di una stella
Un inizio turbolento
Si è osservato che la nascita di una stella avviene principalmente all’interno delle nebulose stellari. Queste sono dense nubi che contengono gas, plasma e polveri sottili, a loro volta createsi dopo una supernova o per via della contrazione del materiale nel mezzo interstellare.
La gravità innesca il processo di formazione della stella, ma alcune condizioni importanti vanno prima soddisfatte. La nube è dotata di una sua energia cinetica media, che contrasta le forze gravitazionali, fissando di fatto la nube in un equilibrio idrostatico.
Appena la nube raggiunge una certa massa critica, denominata massa di Jeans, l’energia cinetica del gas non è più alta a sufficienza per bilanciare le forze gravitazionali, di conseguenza si verificano in successione il collasso gravitazionale e l’addensamento di materiale in un unico punto. Il prodotto di questo collasso, la cui durata dipende dalla massa disponibile nei dintorni, è la protostella, che di fatto rappresenta lo “stadio larvale” della stella.
La nebulosa stellare Proboscide di Elefante
L’equilibrio tra la pressione del plasma e la gravità è nuovamente ristabilito, ma il processo di formazione della stella finale non è ancora terminato. Infatti, per via della crescente forza di gravità, altro materiale si accumula nei dintorni della protostella, che durante la caduta verso il centro di gravità origina un disco di materiale incandescente, detto disco di accrescimento.
Durante la caduta libera verso la protostella, le particelle tendono a conservare il loro momento angolare, di conseguenza il disco si ritrova in rotazione attorno alla protostella.
La protostella IRS 63 ritratta dall’Atacama Large Millimeter Array, insieme al suo disco di accrescimento.
Sulla bilancia!
Il futuro della protostella dipende strettamente dalla massa raccolta. La massa minima richiesta per avviare la catena protone-protone, ovvero la fusione dell’idrogeno in elio, corrisponde a circa l’8% della massa del Sole. Riassumiamo gli sviluppi della protostella in funzione della sua massa, rapportata a quella del Sole:
Appare chiaro che la massa critica inferiore sia un limite importante per lo sviluppo della stella. Una nana bruna, infatti, non disporrà dello stesso potere radiativo di una stella appartenente alla sequenza principale, proprio a causa dell’insufficiente massa. Inoltre, non fonderà idrogeno in elio, ma il deuterio -isotopo dell’idrogeno con un protone e un neutrone- e il litio, fino alla totale dissipazione della sua energia termica. In questo senso, la nana bruna viene tristemente definita una stella fallita.
Rappresentazione artistica di una nana bruna.
Diversamente da una nana bruna, una stella di sequenza principale ha già avviato i processi di fusione dell’idrogeno in elio e, se la sua massa lo permette, fonderà anche l’elio, creando nuclei di elementi più pesanti.
Una stella di pre-sequenza principale, invece, non ha avviato la fusione, ma sta attraversando una fase di collasso per tornare ad un equilibrio idrostatico. Finita la fase di collasso, la stella sarà ormai uscita dalla fase di accrescimento e avrà cominciato a fondere l’idrogeno in elio.
Il diagramma Hertzsprung-Russell
Il diagramma Hertzsprung-Russell, o semplicemente diagramma H-R, provvede a catalogare sistematicamente le stelle in base alle loro luminosità e temperatura superficiale.
Diagramma H-R. Si distinguono la sequenza principale, i distaccamenti delle nane bianche e delle giganti rosse, il ramo superiore delle supergiganti.
La sequenza principale corrisponde alla linea più lunga che taglia diagonalmente l’intero diagramma. Su questa linea si localizzano tutte le stelle in equilibrio idrostatico, bene o male presenti su tutte le classi spettrali. Il diagramma è anche occupato da categorie che risiedono al di fuori della sequenza principale.
In alto nel diagramma si trova il ramo asintotico delle stelle giganti, supergiganti e ipergiganti, le quali spaziano dal rosso al blu, fino al bianco. Il colore è una diretta conseguenza della temperatura, stando a significare che le stelle meno calde tendono al rosso, mentre quelle più calde tendono al blu. In un distaccamento posto in basso a sinistra si trovano le nane bianche, caratterizzate da una forte luminosità e da un’alta temperatura superficiale.
Le classi spettrali
In base alla classe spettrale si distinguono in ordine di grandezza:
Legenda: Myr = Megayear = milione di anni; Gyr = Gigayear =miliardo di anni; Tyr = Terayear = trilione di anni.
Le stelle di spettro M, L, T, Y sono solitamente delle nane brune. La loro vita media dipende dalla loro luminosità e la loro massa varia sensibilmente fra le tredici e le ottanta masse gioviane. Risulta difficile associare univocamente lo spettro ad un range preciso di massa.
Questo schema si rivela utile anche nell’identificare i sistemi stellari adatti alla vita. Ad esempio, è estremamente improbabile che una stella di classe O abbia vicino un pianeta abitabile. Di contro, è molto più probabile che la vita risieda su un pianeta attorno ad una stella dalla vita media decisamente superiore, come stelle di classe spettrale F, G, K, ed M. Vi rimandiamo al nostro articolo sull’abitabilità dei pianeti tramite questo link.
Le reazioni di fusione
La stella continuerà ad essere di sequenza principale fino a quando vi sarà ancora idrogeno da bruciare all’interno del nucleo, dopodiché il suo destino dipenderà strettamente dalla sua massa.
Quando tutto l’idrogeno nel nucleo verrà convertito in elio, vi sarà una condizione di instabilità provocata dallo squilibrio tra la pressione di radiazione e la gravità della stella. A causa di tale squilibrio, il nucleo della stella subirà diversi collassi gravitazionali, ma le reazioni di fusione continueranno ad avvenire.
In particolare, i nuclei di elio verranno fusi tramite processo tre alpha per produrre il carbonio, oppure insieme a protoni tramite ciclo carbonio-azoto-ossigeno (ciclo CNO). La catena protone-protone continuerà a proseguire negli strati superiori, dove ancora c’è dell’idrogeno.
Primo ramo della catena protone-protone. Il processo utilizza
sei atomi di idrogeno per generare un atomo di elio e due protoni
Secondo ramo della catena protone-protone. Gli atomi di He3 interagiscono con
atomi di elio generando un atomo di berillio, il quale diviene Litio per fenomeno di cattura elettronica. A ciò segue una cattura protonica che genera Be8 e decade rapidamente in due atomi di elio. Parte dell’energia è persa in emissione di neutrini
Terzo ramo della catena protone-protone. La cattura di una particella α genera un atomo di Berillio. Quest’ultimo effettua una cattura protonica, generando un atomo di Boro. Tale atomo subisce un decadimento β +, producendo del Be8 che decade in due atomi di elio. Anche qui vi è perdita di energia in seguito ad emissione di neutrini
Ciclo CNO
Processo 3α
Vediamo ora nel dettaglio le conseguenze della massa sull’evoluzione delle stelle.
Gran finale!
Se la massa della stella ammonta a non oltre le 0,4 masse solari, come in una nana rossa, la stella intera si contrae e diventa una nana bianca ricca di elio, senza passare attraverso la fase di espansione tipica di stelle più massive.
La nana bianca ZTF J190132.9+145808.7, osservata tramite la Zwicky Transient Facility (ZTF)
Se la massa è superiore alle 0,4 masse solari ma comunque inferiore alle 8, il nucleo si contrae, portando ad un aumento della sua temperatura, mentre gli strati esterni al nucleo si espandono. La stella attraversa quindi lo stato di subgigante e, subito dopo, quello di gigante rossa.
Durante questa fase, la temperatura al nucleo raggiunge svariati milioni di kelvin, l’idrogeno negli strati esterni viene fuso in elio, e l’elio nel nucleo viene a sua volta fuso in carbonio e ossigeno. Il processo continua fino all’esaurimento dell’elio e dell’idrogeno nelle rispettive zone di fusione.
Successivamente, il nucleo continua a contrarsi e a salire di temperatura, portando la stella da gigante rossa a gigante blu. Un altro valore di soglia decisivo per l’evoluzione stellare, ovvero il limite di Chandrasekhar, è un limite di massa entro il quale la stella può tollerare il collasso gravitazionale e riportarsi all’equilibrio.
Nebulosa Omuncolo attorno al sistema binario Eta Carinae, creatasi a seguito di una supernova avvistata nel 1841 ma avvenuta circa 7500 anni fa.
Una fine esplosiva per le stelle pesanti
Se la stella non supera tale limite di 1,44 masse solari, essa diventa una nana bianca. Altrimenti, la stella subirà un collasso talmente forte da non poter tornare ad una situazione di equilibrio idrostatico, andando incontro alla supernova. In seguito all’esplosione, grosse quantità di materia verranno disperse nello spazio circostante.
Una stella di neutroni è un corpo di piccole dimensioni, composto da materia degenere. L’aggettivo degenere vuole indicare lo stato estremamente denso della materia, fatta di neutroni formatisi per cattura elettronica da parte dei protoni. Le stelle di neutroni sono caratterizzate da una rapida rotazione e da campi magnetici molto intensi. Spesso è possibile osservare dei lampi periodici di raggi X o di raggi gamma provenire da loro. Per quest’ultima caratteristica, alcune stelle di neutroni sono dette pulsar. Le magnetar, invece, sono stelle di neutroni caratterizzate da campi magnetici estremamente forti, dell’ordine di 10^(10) Tesla.
La stella che evolve in un buco nero, detiene una materia allo stato fortemente degenere e una massa superiore alle 3,8 masse solari, ben oltre il limite di Chandrasekhar. Un buco nero è, quindi, un corpo estremamente denso, caratterizzato da una fortissima gravità, con una velocità di fuga superiore a quella della luce.
Immagine del buco nero al centro della galassia Messier 87.
Di eccezionale importanza è la singolarità, il punto posto al centro del buco nero e caratterizzato da una densità e da una curvatura dello spaziotempo infinite. Vi rimandiamo ai nostri articoli sul buco nero ai seguenti link: Nuova simulazione 3D di un buco nero della NASA, La prima foto di un buco nero.
Fonti
- NASA
- ESA
- Associazione AstronomiAmo
- Astronomy: exploring time and space, Prof. Chris Impey, University of Arizona, Coursera.com
