Dalla nascita delle stelle ai buchi neri: un viaggio cosmico

Formazione delle stelle

La storia delle stelle è ricostruita in modo del tutto teorico.

La teoria più valida della nascita di una stella è quella che vede le stelle formarsi da immense nubi di gas rarefatti e polveri chiamate nebulose interstellari. Queste nubi di gas per circostanze non ancora chiare (probabilmente esplosioni di supernove vicine) si contraggono per l’attrazione gravitazionale e la contrazione fa si che l’energia gravitazionale in parte si trasformi in calore. Così facendo si formano zone a maggiore densità e più calde dette “protostelle”. Esse non sono stelle vere e proprie in quanto in esse non è ancora iniziato il processo di fusione termonucleare. Il processo di contrazione si autoalimenta: più matera c’è più la protostella aumenta la massa e di conseguenza anche l’attrazione verso gli altri corpi.Più è grande la nube e più aumenterà la contrazione che porterà all’aumento ulteriore della temperatura.

Processo di fusione termonucleare

Quando la temperatura nella parte più interna della protostella raggiunge i 10 milioni di gradi kelvin inizia il processo di fusione termonucleare dell’idrogeno e l’energia emessa tende a far espandere la protostella verso l’esterno grazie ad una forza definita “pressione di radiazione”. Nella fase di stabilità di una stella le reazioni che avvengono sono quelle basi dove si trasforma l’idrogeno in elio e l’energia che si forma viene diffusa per irraggiamento agli strati esterni della stella. Nella fusione termonucleare una piccola parte della materia è trasformata in energia e man mano che essa procede la stella perde massa. La fase di stabilità di una stella termina quando l’idrogeno del nucleo è stato trasformato in elio. L’idrogeno sarà ancora disposto sugli stati esterni della stella ma essendo qui la temperatura minore non si innesca il processo di fusione e quindi viene a mancare la pressione di radiazione che teneva in equilibrio la stella. Quanto ci impiegano le stelle a bruciare il combustibile nel nucleo? Dipende dalla loro massa:le stelle più pesanti bruciano più in fretta.

Fine della fase di stabilità

La morte di una stella anche dipende dalla sua massa e coincide con la fine della fase di stabilità. Infatti in questa nuova fase il nucleo stellare ha nuove contrazioni questa volta dovute dal fatto che esso è formato da Elio[più pesante].
1) se la stella ha una massa inferiore a 0.5 masse solari(nana rossa) non ha temperatura capace di generare processi di pressione e quindi la stella continua a ridursi di volume diventando una nana bianca, stella molto calda in superficie ma poco luminosa per le ridotte dimensioni. La materia qui ha una densità altissima ma è in uno stato degenere,il movimento dei nuclei è indipendente da quello degli elettroni, e la stella si raffredda fino a spegnersi diventando invisibile (nana nera).

il processo non è sempre così lineare, a volte gli strati esterni di gas espoldono aumentando il raggio stellare e la lminosità.(NOVAE)

Evoluzione delle stelle di massa superiore

2) Se la stella ha massa maggiore a 0.5 masse solari avremo una stella in cui riscontreremo una temperatura di oltre 100mln di gradi kelvin, temperatura che permette la trasformazione di 3 nuclei di elio in uno di carbonio. Ciò poi è seguito da un rapido raffreddamento che porta la temperatura a scendere fino a 7mila gradi kelvin, la stella si trasforma in gigante rossa e va contro una nuova fase di stabilità. La fase di stabilità della gigante rossa dura meno di quella di una stella inserita nella sequenza principale perché sappiamo benissimo che la fusione di atomi di elio produce meno energia di quella tra atomi di idrogeno.

Fu l’indiano Chandrasekar in base a calcoli teorici a dire che la fusione nucleare del carbonio nelle giganti rosse avviene soltanto se la massa nucleare è 1.44 volte quella della massa solare (limite di Chandrasekar) . Se è inferiore a questo numero allora si va verso la formazione di una nebulosa planetaria ossia una fase di instabilità dove la stella espelle gli strati esterni fatti di carbonio azoto e ossigeno scaturiti dal processo di fusione idrogeno( carbonio-azoto)elio .

Supernova e stella di neutroni

Se invece l massa nucleare è superiore a 1.44 la massa solare la gigante rossa inizia la rapida successione di processi di fusione che porteranno alla formazione di vari composti più pesanti quanto più la sua massa è grande fino ad arrivare al ferro, dove la produzione si arresta perché da qui in avanti invece di produrre energia essa la consuma. Senza pressione di radiazione la stella è esposta a una rapidissima contrazione finché essa esplode disperdendo massa: questa è la fase conosciuta come Supernova. La supernova provoca un aumento della luminosità addirittura fino a un miliardo dai valori normali. Al termine dell’esplosione resta soltanto il nucleo della stella.

Se questo ha una massa nucleare inferiore a 1.44 quella solare si trasforma in una nana bianca invece se la massa nucleare è compresa tra 1.44 e 3 volte quella solare la stella si trasforma in una stella di neutroni. Una stella dalle ristrette dimensioni ma da una densità incredibilmente elevata. La pressione è tale in queste stelle che viene vinta la forza di repulsione tra gli elettroni che si fondono con i protoni formando neutroni!. Gli astronomi parlano delle stelle di neutroni come delle Pulsar ossia delle stelle che innanzitutto ruotano rapidamente su se stesse fino a mille giri al secondo e capaci di emettere onde elettromagnetiche.

Formazione dei buchi neri

Infine se la massa è superiore a 4 masse solari la contrazione gravitazionale raggiunge valori così elevati tali che la densità della stella a neutroni aumenta e diventi un buco nero.

La forza di gravità di tale oggetto è tale da curvare verso di sé lo spazio e il tempo, è invisibile (perché non emette energia) e risucchierebbe qualsiasi particella o radiazione elettromagnetica passasse nelle sue vicinanze. E’ possibile calcolare la distanza minima alla quale l’oggetto può avvicinarsi ad un buco nero senza venire risucchiato e la velocità minima per poter sfuggire (velocità di fuga): ponendo questa velocità pari a quella della luce si trova la distanza oltre la quale nemmeno la luce può sfuggire al buco nero e questo limite è detto “orizzonte degli eventi” e delimita la regione interna al buco nero. Il buco nero non ha una vera e propria superficie o un volume o una densità: le proprietà che lo caratterizzano sono la sua massa e il cosiddetto raggio di Schwarzschild ossia la distanza dal centro all’orizzonte degli eventi.