Vita di una stella

Una stella è una sfera di gas che produce energia attraverso un processo di fusione nucleare e la riemette sotto forma di radiazione. Le stelle si formano da nubi di gas interstellare, costituite principalmente da idrogeno, tracce di altri gas e polvere. Queste nubi sono molto grandi (massa fino a un milione di volte quella solare) e hanno temperature molto basse (da –263 a pochi gradi centigradi sotto zero). Solitamente sono in equilibrio gravitazionale. A volte questo equilibrio viene rotto, la nube si contrae ed il nucleo si riscalda (perché aumenta la velocità delle particelle). E’ nata una proto-stella, che emette energia sotto forma di radiazione a spese della sua energia gravitazionale. La proto-stella continua a contrarsi, finché nel suo nucleo la temperatura è tale da permettere l’innesco delle reazioni nucleari, che sosterranno la stella per milioni o miliardi di anni. La proto-stella è diventata una stella e l’energia ora viene emessa a spese della sua massa,secondo la celebre relazione

All’inizio della loro vita le stelle sono costituite essenzialmente da Idrogeno (H) ed Elio (He), più piccole quantità di Azoto (N), Ossigeno (O) e Carbonio (C).Piccole quantità di questi elementi sono sufficienti a generare enormi valori di energia.Le reazioni nucleari portano, come conseguenza, ad un innalzamento della temperatura che permette di:

1. creare una pressione sufficiente ad evitare il collasso gravitazionale
2. far sì che la stella sia luminosa
3. far sì che le reazioni nucleari possano avvenire ancora

Durante questa fase, in cui bruciano essenzialmente idrogeno, si dice che sono stelle di sequenza principale (v. Diagramma H-R).

  Diagramma H - R

Parliamo ora della fase delle stelle chiamata "dell'Elio".Bruciando,l’Idrogeno si trasforma in Elio e si accumula nel nucleo. Questo ultimo si contrae e diventa più caldo.L’Idrogeno continua a bruciare in uno strato sottile attorno al nucleo, dove l’Elio, bruciando, produce Ossigeno e Carbonio.In questa fase l’energia è prodotta ad un ritmo più alto;di conseguenza:
- la stella è più brillante
- diventa gigante e fredda e esce dalla sequenza principale
- se è di piccola massa diventa una gigante rossa
- se è di grande massa diventa una supergigante.Dopo questa fase,cioè dopo l'Elio,il destino ultimo delle stelle è segnato dalla loro massa iniziale.

Se M < 8M :
- il nucleo di Elio si contrae e si scalda
- la luminosità della stella aumenta da 1000 a 10.000 volte
- il volume dello strato di Idrogeno aumenta tanto che potrebbe contenere l’orbita della Terra o anche di Marte.
- la temperatura superficiale della stella scende a 2700/3600 °C
- un forte vento stellare “spazza” l’idrogeno dagli strati superficiali
- nella fase finale di questa perdita dell’involucro stellare, l’astro pulsa con periodi da alcuni mesi a più di un anno (variabili a lungo periodo).
Il materiale sottratto alla stella forma una nebulosa planetaria.Le masse delle nebulose sono tipicamente nell’ordine di 2/10 della massa solare ed hanno una velocità d’espansione di circa 900.000 km/h. Nel tempo la stella centrale si raffredda, diventando una nana bianca.Queste nebulose sono illuminate dalla stella centrale e possono assumere molteplici forme, da quella sferica a forme irregolari.Un esempio di nebulosa planetaria è M57.

  In questa immagine è rappresentata la struttura di una Gigante Rossa

Se M > 8 M :
- il nucleo di Ossigeno e Carbonio si contrae e si scalda.
- Carbonio ed Ossigeno bruciano producendo Neon, Magnesio Zolfo e Silicio.Zolfo e Silicio, bruciando,producono Ferro.
- la stella ha una struttura simile ad una “cipolla”; il nucleo centrale è fatto di Ferro ed ha una massa più piccola di 1.4 masse solari,ma le dimensioni di solo circa 2/3 di quelle della Terra.
- il nucleo non può più bruciare; si ha dunque un collasso del nucleo. Il collasso è così veloce che gli strati superficiali della stella non hanno il tempo di essere coinvolti.
- viene rilasciata una quantità enorme di energia (l’equivalente dell’energia di 100 stelle come il Sole in 10 miliardi di anni di vita!!). Parte di questa energia è portata via da neutrini; parte si “deposita” negli strati inferiori dell’involucro che circonda il nucleo e provoca l’esplosione della supernova.
- il gas espulso dalla supernova comprime, con l’onda d’urto, il mezzo interstellare e lo arricchisce con elementi pesanti “freschi”,formando il resto di una supernova (Ad esempio, M1,nel Toro,resto di una supernova esplosa nel 1054).
- ciò che resta della stella è una stella di neutroni o un buco nero.

Ora parliamo di Nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri.Queste tre categorie di oggetti interagiscono gravitazionalmente con tutto quello che li circonda.Questa attrazione può farli ringiovanire e portare, per un breve periodo di tempo,ad un nuovo scoppio e ad una ritrovata luminosità.Affinché questo avvenga è necessario un trasferimento di massa stellare: quindi una seconda stella che orbita molto vicina alla nana bianca, al buco nero o alla stella di neutroni.Comune a tutti e tre i sistemi è la formazione di un disco di accrescimento attorno alla stella compatta.

Novae classiche

L'esplosione di una nova classica deriva dall’esplosione nucleare degli strati superficiali di una nana bianca. Non coinvolge il nucleo della stella come nel caso delle supernovae.Quando una nana bianca ha una vicina compagna, la nana strappa da quest’ultima materia ricca d’Idrogeno; la materia forma un disco d’accrescimento attorno alla nana prima di cadere sulla stella. Raggiunta una massa critica (~ 1/100.000 della massa solare) si innesca un’esplosione nucleare che espelle a velocità altissime gli strati superficiali della stella. Il massimo di luminosità dura qualche giorno.

Supernovae di tipo I

In questo tipo d’esplosione una nana bianca “distrugge” se stessa. Una nana bianca più massiccia del Sole “ruba”, abbastanza in fretta, materia da una vicina compagna. La nana aumenta così la sua massa e, le eventuali esplosione di tipo nova, portano via poca materia. Raggiunta la massa critica di 1.4 masse solari, il carbonio, di cui il nucleo è fatto, incomincia a bruciare in maniera esplosiva. In circa un secondo il fronte d’onda si muove dal centro verso la superficie e la stella esplode senza lasciare residui. Le supernovae di tipo I sono costituite solo da elementi pesanti (non c’è quasi traccia di Idrogeno).

Pulsar a raggi X

Se a strappare materia da una vicina compagna è una stella di neutroni dotata di un forte campo magnetico, allora il disco di accrescimento viene deformato dal campo stesso. Il campo magnetico della stella spinge la materia verso il polo nord e sud della stella stessa. Queste regioni si scaldano ed emettono raggi X. Se il campo magnetico della stella è inclinato rispetto al suo asse di rotazione, ogni fascio di raggi X copre una striscia di cielo mentre la stella ruota. Se noi ci troviamo lungo la direzione del fascio, rileviamo un impulso X. E la periodicità di questi impulsi sarà pari al periodo di rotazione della stella. Questa stella si chiama pulsar X.

Buchi neri

I buchi neri sono caratterizzati da proprietà uniche:

1. il loro campo gravitazionale è così forte che nulla riesce ad uscire, neanche la luce
2. il punto di non-ritorno da cui nulla può più uscire è una superficie sferica immaginaria che circonda il buco nero ed è chiamata orizzonte degli eventi.
3. il campo gravitazionale (cioè la forza con cui il buco nero attrae gli oggetti a se) in prossimità dell’orizzonte degli eventi è così forte che una persona di 45 kg lì peserebbe ben 30 miliardi di tonnellate.

Se un buco nero è isolato non può essere visto, perché, come sopra precisato, nulla riesce a sfuggirgli, nemmeno la luce. Se invece nei pressi del buco nero esiste una stella a cui il buco nero può strappare gravitazionalmente della materia, allora si possono avere tracce della sua esistenza.Come nel caso di una stella di neutroni, vista l’intensità dei campi gravitazionali in gioco, il disco di accrescimento che si forma attorno al buco nero emette raggi X. Per distinguere questo caso da quello di una stella di neutroni è possibile, in generale:

a) misurare la massa dell’oggetto compatto che strappa materia dalla vicina compagna.Se la massa è maggiore di tre masse solari, allora si tratta di un buco nero.

b) misurare la temperatura del disco di accrescimento. La temperatura sarà maggiore nel caso di un buco nero,rispetto a quello di una stella di neutroni.

L’immagine qui a sinistra mostra un confronto tra le dimensioni relative del diametro di un buco nero,una stella di neutroni,di una nana bianca,del nostro Sole e di una supergigante rossa (Betelgeuse).