Friday, March 3, 2017

Le stelle vivono, Ecco come

I puntini luminosi che vediamo di nette non altro che miliardi stelle. Le stelle da sempre hanno ispirato filosofi e poeti, hanno orientato per secoli marinai e ci hanno fatto emozionare e innamorare. In molti ignorano che le stelle nascono, si evolvono e infine muoiono. Ora, in questo terzo appuntamento divulgativo, FREE ASTRONOMY vi svelerà tutti i segreti della vita delle stelle.



Come nasce una stella


Le stelle nascono all’interno delle nebulose, grandi nubi di polveri e gas rarefatti (in prevalenza idrogeno ed elio) all’interno delle quali si può formare, in modo del tutto casuale, un addensamento di materia detto globulo di Bok. Questo, a causa di una serie di moti turbolenti, tende ad accumulare un’ ulteriore quantità di materia, che con il passare del tempo accresce la massa del globulo fino ad originare un grumo che continua poi a aumentare ulteriormente la sua massa grazie alla sua forza di gravità.

ì Continuando in questo modo il grumo diviene sempre più grande ed in grado di generare un’ intensa forza di gravità che, tendendo a far comprimere la materia, innalza notevolmente la sua temperatura e pressione interna. Una volta che queste sono sufficientemente elevate il grumo si evolve in una protostella, un enorme accumulo di forma sferoidale di gas ad altissima temperatura, all’interno del quale non avvengono ancora le reazioni di fusione nucleare. Nel frattempo la protostella continua ad accumulare materia al suo interno accrescendo la sua massa e la forza di gravità, grazie alla quale il suo interno raggiunge i 10 milioni di kelvin, temperatura alla quale iniziano a verificarsi le prime reazioni termonucleari che fondono l’idrogeno in elio. A questo punto è nata la stella propriamente detta, che entra così nel periodo di massima durata e stabilità, durante il quale consumerà tutto l’idrogeno presente nel suo nucleo generando energia sotto forma di radiazioni elettromagnetiche.

La durata della fase protostellare

La durata della fase proto stellare non è fissa ma varia a seconda della massa della protostella stessa. Tanto maggiore infatti è quest’ultima quanto più elevata sarà la forza di gravità esercitata dalla protostella, che sarà così in grado di accumulare materia molto più velocemente raggiungendo in poco tempo (centinaia di migliaia di anni) la temperatura di 10 milioni di kelvin al suo interno. Per questo motivo le protostelle con massa minore impiegano più tempo per diventare stelle propriamente dette (le stelle simili al Sole impiegarono ben 30 milioni di anni). Non è però detto che un addensamento di materia all’interno di una nebulosa possa originare una stella, in quanto le  protostelle con massa inferiore a 1/10 masse solari non possono evolvere in stelle mentre quelle con massa superiore a 100 masse solari non sono solite originarsi in quanto è più facile che la nebulosa dalla quale si possano originare dia vita a due diverse protostelle piuttosto che ad un’ unica ed enorme formazione.

L'evoluzione di una stella
Le stelle della sequenza principale
All’interno di una stella appena formata gli strati più esterni sono composti in massima parte da gas molto caldo e non particolarmente denso, mentre nel nocciolo (lo strato più interno detto anche nucleo ocore) la materia si trova allo stato di plasma (gas fortemente ionizzato gli elettroni dei cui atomi sono separati dai rispettivi nuclei) a causa dell’elevata temperatura (10-15 milioni di kelvin) e pressione (oltre 500 miliardi di atmosfere). All’interno del nucleo tali condizioni fanno si che avvengano le reazioni termonucleari che fondono gli atomi di idrogeno in elio, liberando energia. La reazione può essere così sintetizzata:
    4H --> He + 2e+ + 2υ + raggi γ
Da 4 atomi di idrogeno si originano quindi un atomo di elio, 2 positrone (il positrone è semplicemente una particella identica all’elettrone ma con carica positiva), 2 neutrini ed energia liberata sotto forma di raggi gamma. L’energia prodotta deriva dalle stesse reazioni termonucleari in quanto la massa dei 4 atomi di idrogeno è maggiore della massa dell’atomo di elio prodotto dalla loro fusione. Ciò significa che parte della massa sembra essere scomparsa nel nulla. In realtà, come si sa grazie all’equazione di Einstein (E=mc2), essa si è trasformata in energia, liberata come radiazione elettromagnetica. Queste reazioni consumano un quantitativo di materia incredibilmente elevato ma nonostante questo la massa trasformata in energia è una parte insignificante rispetto alla massa totale della stella. Il nostro Sole, per esempio, consuma 5 miliardi di Kg al secondo di massa ma da quando si è originato (circa 5 miliardi di anni fa) ha ne ha utilizzato solo un millesimo di quella complessiva. L’importanza della produzione di energia nel nucleo di una stella è fondamentale per la stabilità dell’astro stesso, in quanto genera una pressione (detta pressione di radiazione) rivolta verso l’esterno che tende a contrastare il collasso gravitazionale rivolto verso l’interno. Se non fosse dunque grazie all’energia radiante prodotta, le stelle collasserebbero su se stesse per effetto della propria gravità.

Le giganti rosse
Una volta che tutto l’idrogeno presente nel nocciolo di una stella è stato trasformato in elio, le reazioni termonucleari cessano e, venendo meno la pressione di radiazione, il collasso gravitazionale tende a far comprimere la stella. Se essa ha una massa inferiore a 0,5 masse solari, si spegne e muore raffreddandosi sempre di più. Se la stella ha però una massa superiore a tale valore è in grado, durante il collasso, di aumentare la propria temperatura interna fino a 100 milioni di kelvin, rendendo possibile l’avvio delle reazioni nucleari che fondono gli atomi di elio in carbonio ed altri elementi più pesanti. La reazione è detta ciclo 3 alfa ed è schematizzata così:
     3He --> C + raggi γ
Ogni 3 atomi di elio si forma un atomo di carbonio con la liberazione di energia sottoforma di raggi gamma. A questo punto la stella non è più nel periodo della fase principale ma diviene una gigante rossa. Il nome è dovuto al fatto che, una volta che le reazioni termonucleari si sono riavviate, la stella si espande notevolmente e la temperatura degli strati esterni diminuisce, dando all’astro una colorazione rossastra. Spesso la trasformazione di una stella in gigante rossa avviene in modo continuo ma a volte può accadere che essa attraversi diverse fasi in instabilità. In tal caso, durante la trasformazione in gigante rossa, la stella è detta variabile, in quanto modifica periodicamente la propria luminosità.

Le supergiganti rosse
Le giganti rosse con massa inferiore alle 2 masse solari, una volta che tutto l’elio del nucleo è stato fuso, si raffreddano e muoiono. Stelle con massa superiore, dopo un nuovo collasso gravitazionale dovuto alla mancanza della pressione di radiazione, hanno la capacità di avviare nuove reazioni termonucleari al loro interno, coinvolgendo vari strati della stella e non più solo il nucleo.La gigante è ora diventata una supergigante rossa. Negli strati più esterni avvengono le reazioni termonucleari tra gli elementi più leggeri, mentre negli strati più vicini al nucleo avvengono le reazioni tra quelli più pesanti. In tal mondo si originano all’interno della supergigante elementi quali l’ossigeno, il neon, il silicio lo zolfo. All’interno del nucleo le reazioni danno origine agli atomi di nichel che tende però a decadere immediatamente in ferro, l’elemento più stabile e che non può essere fuso se non con un grandissimo apporto energetico. Una volta che tutto il nocciolo della supergigante è stato trasformato in ferro, le reazioni di fusione nucleare cessano e la stella va incontro alla morte.

La morte di una stella
Le nane bianche
Tutte le stelle con massa inferiore alle 0,5 masse solari, dopo la fase della sequenza principale, a seguito del collasso gravitazionale si spengono lentamente raffreddandosi sempre più e originando una nana bianca. Le nane bianche sono corpi di dimensioni simili a quella della Terra ma estremamente densi (109 Kg/m3), all’interno delle quali non si svolgono le reazioni termonucleari. All’interno di questi corpi la materia si trova in uno stato degenere per cui gli elettroni sono separati dai rispettivi nuclei e, a causa della loro vicinanza, generano una forza di repulsione elettrica (detta pressione degenere) che contrasta il collasso gravitazionale. Le nane bianche, una volta che la pressione degenere stabilisce un equilibrio con la forza gravitazionale, non possono più comprimersi e iniziano un graduale raffreddamento che le porta a diventare corpi inattivi e oscuri. Anche le stelle con massa minore di 8 masse solari, dopo le eventuali trasformazioni in gigante e supergigante, muoiono come nane bianche ma, prima di ciò, attraversano una fase di instabilità durante la quale espellono gli strati più esterni andando a formare una nebulosa planetaria e contemporaneamente il loro nucleo si raffredda diventando una nana bianca.

Il limite di Chandrasekhar
Le nane bianche non possono avere una massa superiore a 1,44 masse solari (limite di Chandrasekhar) in quanto se così fosse la loro massa genererebbe una forza gravitazionale che non potrebbe più essere contrastata dalla pressione degenere. Per questo motivo solo le stelle con massa minore di 8 masse solari, cioè quelle stelle che hanno un nucleo con massa minore di 1,44 masse solari (si tenga presente che a trasformarsi in nana bianca è solo il nucleo, mentre gli strati esterni vengono espulsi), muoiono come nane bianche.

Le supernovae
Le supergiganti con una massa superiore a 8 masse solari muoiono in modo violento e catastrofico originando una supernova. Le supernovae sono stelle che esplodono violentemente aumentando incredibilmente la propria luminosità per una durata di tempo che va da poche ore a qualche mese. Durante questa esplosione, dovuta probabilmente ad un veloce collasso del nucleo, viene liberato un enorme quantitativo energetico che rende possibile l’avvio di reazioni termonucleari che fondono gli elementi che componevano la supergigante negli elementi più pesanti del cosmo, come l’oro per esempio. Tali elementi si disperdono poi nello spazio circostante all’esplosione ed originano spesso delle piccole nubi che alimentano solitamente i siti di formazione stellare.

Le stelle a neutroni
Al termine dell’esplosione e della formazione di una supernova resta il nocciolo residuo della supergigante morta. Se tale nocciolo ha una massa compresa tra 1,44 e 3 masse solari si trasforma in una stella a neutroni, corpi estremamente piccoli ma incredibilmente densi (1017 Kg/m3), in cui la materia si trova in uno stato molto particolare in cui gli elettroni riescono a penetrare i loro nuclei e, combinandosi con i protoni, ad originare neutroni. In queste condizioni la materia assume le caratteristiche di un fluido composto in gran parte da neutroni che, esercitando una pressione, impediscono un ulteriore collasso gravitazionale. La luminosità delle stelle a neutroni è incredibilmente ridotta e pare che, a causa dell’emissione periodica di onde radio, possano essere identificate con le pulsar (pulsating radio sources).

I buchi neri
Se la supergigante che ha originato la supernova ha una massa superiore a 3 masse solari, il nucleo residuo si trasforma in un  buco nero, un corpo nel quale nulla può impedire il collasso gravitazionale, fatto che non permette ad alcuna particella di sfuggire alla sua attrazione gravitazionale. Neppure la luce riesce ad uscire dai buchi neri e per questo motivo essi non emettono alcun segnale luminoso apparendo totalmente oscuri. A causa della loro forte gravità i buchi neri inghiottiscono tutta la materia circostante disponendola attorno a sé fino a formare una spirale di gas, polveri ed oggetti pronti ad essere inglobati. Sempre a causa dell’elevatissima forza gravitazionale questi oggetti sono in grado di deformare la stessa struttura dello spaziotempo al punto da rallentare lo scorrere del tempo. Questi argomenti sono però ancoro frutto di studi recenti che vengono approfonditi proprio ai giorni nostri. Molti astronomi concordano inoltre nello stabilire che al centro della maggior parte delle galassie sia presente un buco nero, tanto che nella stessa Via Lattea ve n’è uno. La localizzazione di un buco nero è però estremamente difficile proprio perché essi non emettono alcun segnale luminoso. E’ comunque possibile individuarli mediante lo studio della disposizione della materia attorno ad essi o grazie al ritrovamento di enormi getti di materia che talvolta vengono letteralmente sputati dai buchi neri.

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