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Vita di una stella: dalla nascita alla morte

È curioso pensare che, quasi come fossero viventi, anche le stelle nascono e muoiono. Eppure ciò accade, anche se è evento raro poter osservare la nascita di una stella: la gran parte delle stelle osservabili sono infatti più vecchie dell’umanità. Il destino di una stella è condizionato da molti fattori che si manifestano sin dalle prime fasi della sua nascita.

 

Una stella "nasce" da un ammasso di gas (nebulosa interstellare) in cui gli elementi iniziano a interagire fra loro. Ciò comporta una contrazione e un aumento vertiginoso di densità. L’antagonismo tra le forze gravitazionali interne, che tendono a far contrarre l’ammasso di gas, e l’elevatissima pressione termica che tende a farlo esplodere, determina il successivo destino: superata una certa massa critica (massa di Jeans), i materiali collassano e si ha e la formazione di una protostella. Essa si trova al centro della nube e la sua forza gravitazionale le permette di trattenere materiali e accrescere la massa e densità e di raggiungere temperature elevatissime.
Gli elementi presenti in misura maggiore al suo interno sono l’idrogeno (H) in misura maggiore, e l’elio (He).
Poichè al suo interno non c’è alcun tipo di reazione nucleare in grado di liberare energia, la protostella continua a ridurre le proprie dimensioni, fino a quando il nucleo raggiunge la temperatura di 10 milioni di kelvin. Superata questa soglia la protostella diviene una stella.
Nel nucleo della stella (nocciolo) la temperatura e la pressione sono talmente alte da trasformare la materia in uno stato di plasma. Proprio in questa zona avvengono le reazioni di fusione nucleare, che permettono di liberare raggi gamma e fotoni dalla trasformazione di atomi di idrogeno in atomi di elio. Grazie all’energia liberatasi, la stella è in grado di sorreggere gli strati più esterni, evitando il collasso completo.
In questa fase la stella è stabile e può essere collocata nella sequenza principale del diagramma H-R, con una posizione diversa a seconda dalla massa. Proprio la massa è l'elemento che permette di prevedere per quanto tempo la stella si troverà in questa situazione di equilibrio. Infatti la stabilità è legata alla disponibilità di idrogeno all’interno del nocciolo: quando esso finisce il nucleo non è più in grado di sostenere gli strati esterni. Una stella di massa maggiore consumerà più velocemente i suoi atomi di idrogeno e per questo motivo “sosterà” meno tempo nella sequenza principale, diventando presto instabile. Avverranno quindi nuove contrazioni ai danni del nucleo.
A questo punto la stella si trova di fronte a un bivio:

  • se ha una massa piccola, il collasso non permetterà di ottenere le condizioni ottimali per nuove fusioni nucleari e la stella andrà incontro alla morte.
  • se ha una massa grande, la temperatura aumenterà tanto da permettere nuove reazioni, trasformandosi in una gigante rossa.

Nel suo nocciolo le reazioni nucleari trasformano l’elio accumulato in carbonio, ma quando anche l’elio terminerà ci sarà un ulteriore bivio, dettato dalle condizioni precedenti.

Se la massa è abbastanza grande, la gigante diventerà una supergigante rossa, nel cui nucleo il carbonio diventa il protagonista di fusioni nucleari.
Questa situazione di instabilità termina quando il nucleo della stella diventa di ferro. Questo elemento non permette di liberare l’energia necessaria a stabilizzare l’astro e la stella andrà verso la morte.
Anche l’ultima fase di vita di una stella dipende dalla massa e i destini finali sono diversi:

  • nel caso di una stella più piccola di 8 masse solari, il nucleo diventa una nana bianca, dopo aver espulso gli strati più esterni che costituiranno una nebulosa planetaria.
  • se la stella è più grande di 8 masse solari, essa esploderà in maniera spettacolare formando una supernova. Il nocciolo può diventare una stella a neutroni, una pulsar o un buco nero.

Nebulosa del Granchio (es. di resto di una supernova). Credit - NASA

 

Domande
Bella risposta, tuttavia si fa un po' di confusione fra atomi e nuclei. Gli atomi sono composti da nuclei ed elettroni, tuttavia a quelle condizioni di temperatura e pressione gli elettroni si separano dal nucleo e formano un caldo plasma, gli atomi non esistono proprio. Inoltre tutti i processi di trasformazione coinvolgono non gli atomi per intero, ma solo la loro componente nucleare. Le stelle leggere non "muoiono" in oggetti inerti come sembra lasciare intendere, ma in nane bianche. Se la stella è veramente poco massiva (0.1 Masse solari) allora non riesce a innescare le reazioni di nocciolo di tripla fusione dell'Elio e andare in gigante rossa, queste stelle vivono per trillioni di anni lentamente convertendo gradualmente l'idrogeno in deuterio e il deuterio in elio in equilibrio termodinamico e si suppone moriranno in nane bianche di elio (non anora osservate, dato che l'età dell'universo di 13 miliardi di anni è molto più breve della vita di queste stelle). Se la stella è leggermente più massiva comunque genera un core di processi di fusione "forte", generalmente generazione di Elio e un minimo di tripla fusione dei nuclei di elio in Carbonio, e anch'essa tramuta gradualmente in una nana bianca leggera senza andare in fase gigante rossa. Infine 8 masse solari non è un limite netto oltre il quale la stella esplode in supernova, ma una media (che se proprio bisogna considerare una media, secondo le ultime simulazioni è più 9 masse solari). L'evento scatenante non è semplicemente la massa della stella, ma la massa e composizione del core. Stelle con più di 10 masse solari costituiscono un core inerte di Ferro e Silicio che collassa su se stesso quando supera 1.4 Masse Solari che è il limite per cui la pressione degli elettroni riesce a sostenere il collasso gravitazionale (Massa di Chandrasekar). Stelle con meno di 10 masse solari non hanno le condizioni per produrre grandi quantità di Ferro e metalli. Al di sotto di 8 Masse Solari la stella muore come nana bianca, ma fra 8 e 10 masse solari sono processi di cattura elettronica a innescare la supernova e non la deposizione di materiale. Meno elettroni, meno pressione, collasso imminente. Inoltre sarebbe carino anche specificare che alcune supernove e processi possono essere generate dopo la "morte" della stella. In sistemi binari oggetti massivi innescano interessanti dinamiche di accrescimento, a volte generando tipologie di supernove peculiari (di tipo 1a) di luminosità parecchio costante che sono le "candele standard dell'universo" e hanno valso il Nobel a Perlmutter qualche anno fa. Infine anche il capitolo nucleosintesi, e come questi processi nucleari all'interno delle stelle costruiscano la varietà di elementi che permette l'esistenza di pianeti, asteroidi, e vita credo sia una parte importante e interessante. Grazie per il servizio.