Dalla nascita delle stelle ai buchi neri: un viaggio nell'evoluzione stellare

La nascita delle stelle

La formazione delle stelle

Le nebulose sono degli ammassi densi di idrogeno, elio, gas e polveri pesanti. Le zone più dense delle nebulose hanno forma globulare. Una stella si forma quando in un globulo si forma un “grumo” più denso che comincia ad attrarre polveri e gas accrescendo la sua massa. La nube così collassa per effetto della forza gravitazionale. Ciò porta alla nascita di una protostella, la cui contrazione produce calore. Questo in parte scalda l’interno, in parte è dissipato all’esterno. Quando la protostella ha una temperatura che nella sua zona più interna supera i 10 000 000 di k allora la protostella diventa stella.

La fase prestellare

La fase prestellare

La fase prestellare dipende dalla massa della protostella. Quando ha grande massa, la contrazione è più veloce e densa; quando ha massa piccola la contrazione è meno intensa, più lenta.

Le stelle della sequenza principale
In una stella appena formata nel nocciolo la materia si trova allo stadio di plasma, in cui si svolgono le reazioni termonucleari. Una stella in questa fase è stabile (non si espande e non si contrae) perché si stabilisce un equilibrio tra forza di gravità e pressione di radiazione. Sul diagramma H-R le stelle di questo tipo si trovano sulla sequenza principale. La posizione che occupano su di essa dipende dalla massa. Le stelle con massa maggiore si collocano in alto a sinistra. Le stelle con massa minore si collocano in basso a destra.

Le Giganti rosse

Le giganti rosse e supergiganti

Quando si arrestano le reazioni di fusione la stella riprende a contrarsi. Se la stella ha una

• massa inferiore di 0,5 masse solari la contrazione riscalda il nucleo senza raggiungere le temperature necessarie per innescare nuove reazioni termonucleari;

• massa superiore a 0,5 masse solari la contrazione provoca un aumento della temperatura interna.

Così intorno al nocciolo si innescano le reazioni di fusione dell’idrogeno in elio. Gli strati più esterni si espandono e la stella aumenta le sue dimensioni, divenendo una gigante rossa. La regione centrale si scalda e ciò provoca delle reazioni di fusione nucleare che trasformano l’elio in carbonio attraverso un processo chiamato ciclo 3 alfa. Se la gigante rossa ha una

• ha una massa inferiore a 2 masse solari non vengono raggiunte le temperature necessarie a innescare nuove reazioni di fusione.

• ha una massa superiore a 2 masse solari c’è l’avvio si nuove reazioni di fusione. La stella diventa quindi una supergigante rossa. Essa ha una struttura a tre involucri concentrici in cui avvengono reazioni diverse (al centro si producono elementi più pesanti, all’esterno carbonio ed elio). Ogni volta che si esaurisce il “combustibile” del nocciolo la stella riprende a contrarsi e riscaldarsi e se riesce attiva nuove reazioni di fusione. L’evoluzione di una supergigante rossa dipende dalla massa: le stelle più massicce raggiungono temperature elevate nel nocciolo durante le reazioni termonucleari e producono elementi più pesanti; le stelle con massa minore si arrestano prima. Ma anche le stelle più massicce hanno un limite: quando il nocciolo è tutto costituito di nuclei di ferro la produzione di energia si arresta.

Le stelle più piccole muoiono come nane bianche

La morte delle stelle più piccole

Quando le reazioni termonucleari si arrestano definitivamente il nucleo non è più in grado di contrastare la forza di gravità che produce il collasso della stella. La fase finale della vita della stella è influenzata dalla forza gravitazionale che agisce al suo interno.

1. Le stelle di sequenza principale con massa inferiore a 0,5 masse solari diventano nane bianche. Le nana bianca è un corpo piccolo, molto denso e caldo. Al suo interno non avvengono reazioni termonucleari, ma ha una temperatura superficiale molto elevata, perché viene disperso all’esterno il calore residuo. La materia all’interno si trova in uno stato degenere ( gli elettroni sono separati dai nuclei ma si dispongono attorno ad essi avvicinandosi il più possibile gli uni agli altri fino a quando la repulsione elettrostatica e gli effetti quantistici non impediscono un ulteriore collasso) a pressione degenere.

2. Le giganti rosse con massa compresa tra 0,5 e 8 masse solari si trasformano in genere in nebulose planetarie e poi nane bianche. Una nana bianca non può avere una massa superiore a 1,44 masse solari (limite di Chandrasekhar): infatti se la massa supera questo valore critico, la pressione degenere non è in grado di impedire il collasso gravitazionale. Per questo muoiono come nane bianche le stelle che hanno un nocciolo relativamente piccolo con massa inferiore a 8 masse solari.

3. Le giganti rosse con massa superiore a 8 masse solari muoiono diventando supernovae, con esplosioni violente. L’esplosione è causata da un rapido collasso del nucleo e si manifesta come un improvviso aumento di luminosità che si esaurisce in ore, giorni o talvolta mesi.

Dopo l’esplosione

Dopo l'esplosione delle supernovae

Finita l’esplosione, della supernova resta solo il suo nocciolo caldo e denso che a seconda della massa diventa

• una stella a neutroni se ha la massa compresa tra 1,44 e 3 masse solari. Questa ha un’intensissima forza di gravità che agisce al suo interno e fa penetrare gli elettroni nei nuclei e li fa combinare con i protoni, formando neutroni. La materia assume quindi l’aspetto di un fluido quasi del tutto composto da neutroni che evitano il collasso. Questa ha una luminosità più ridotta delle nane bianche. L’esistenza delle stelle a neutroni potrebbe identificarsi con i pulsar, corpi celesti scoperti negli anni Settanta.

• un buco nero se ha una massa superiore a 3 masse solari. Il buco nero è un corpo il cui collasso gravitazionale non può essere contrastato in nessun modo e la gravità impedisce la fuga di qualsiasi particella o segnale luminoso. Qualsiasi oggetto attratto è destinato a precipitare all’interno perdendo la propria identità. La luce viene intrappolata all’ interno.

In generale i buchi neri sono modelli teorici elaborati senza l’appoggio di dati sperimentali. Secondo molti astrofisici è possibile identificare la presenza di buchi neri perché essi esercitano una forza gravitazionale sui corpi a loro vicini; secondo altri al centro di ogni galassia c’è un buco nero intorno a cui essa ruota.