Nascita di una stella

La nascita di una stella, evento che si verifica continuamente nell'universo, avviene in circostanze particolari coinvolgendo una grande quantità di materia, ( soprattutto gas ) che, per effetto dell'attrazione gravitazionale all'interno di una Nebulosa, si concentra in uno spazio sempre minore.
L'attrazione gravitazionale è la forza (scoperta da Isaac Newton ) che fa cadere una mela dall'albero ed è quella forza che spinge tutto verso un punto comune: il centro della Terra, nel nostro caso.
L'addensarsi del gas in uno spazio più piccolo ne causa la diminuzione del volume e l'aumento della temperatura. ( Per la legge dei gas perfetti ). Nel caso in questione il gas è il più semplice dell'intero universo, ovvero l'Idrogeno ( H ), che è anche il gas presente in maggiore quantità nell'universo. 
Da notare, tra l'altro, che l'idrogeno non e' l'unico gas presente in queste nubi. Infatti oltre ad esso vi e' in piccola parte dell'elio ( il gas dei palloncini che volano appena li si lascia ) e altri elementi ancora meno numerosi, comprese particelle di polvere cosmica, che altro non sono che molecole (o insiemi di atomi).
Riepilogando la composizione di queste nubi pre-stellari è la seguente:
idrogeno , elio , ossigeno , azoto , carbonio e polvere interstellare
L'estensione di una nebulosa ( la "fabbrica" nella quale si producono le stelle ) si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce, vale a dire che, se la si volesse percorrere tutta in lungo e in largo alla velocità della luce (300.000 Km/sec) si impiegerebbero cento anni.
Mentre, forse questo aiuta a capire l'estensione, percorrendola alla velocità di 100 Km/h si impiegherebbe circa un miliardo di anni (ora forse è più chiaro).
Come detto, il gas della nebulosa inizia a concentrarsi verso il centro per effetto della forza gravitazionale che spinge gli atomi di idrogeno l'uno contro l'altro. Ad un certo punto, quando gli atomi di H sono concentrati enormemente nel centro, inizia un processo di fusione nucleare, vale a dire il processo che è in grado di fornire il massimo dell'energia dalla materia.
Inizialmente queste nubi di gas e polvere interstellare si trovano ad una temperatura di circa 100 °K (circa -170°C) ed inoltre la loro densita' è di qualche centinaio di atomi per metro cubo, centinaia di volte lo spazio circostante perché questa é di appena qualche atomo per metro cubo. 
Basti pensare che la densita' di qualsiasi cosa sulla terra e' di miliardi di atomi per metro cubo. Il vuoto di cui stiamo parlando, quindi, e' milioni di volte piu' "spinto" del piu' grande vuoto spinto creato sulla terra con apparecchiature ad alta tecnologia.
In questo stato in cui la materia sta addensandosi e stanno inziando le reazioni di fusione la stella è nella cosiddetta fase T TAURI dal nome di una stella della costellazione del Toro in una simile condizione. Di solito, poichè le nubi di gas sono molto estese e ricche di massa, non si forma una sola stella ma molte di più. Avviene quindi la nascita simultanea di più stelle tutte dalla stessa nube e queste, poichè sono a distanze relativamente vicine, formano quello che viene chiamato un "Ammasso aperto". Gli ammassi sono indice di formazione stellare ed infatti le stelle che li compongono sono relativamente giovani ed azzurre (per la grande quantità di materia che hanno a disposizione si formano stelle massive).
Lo sbalzo termico e' enorme: infatti la temperatura che la nube deve raggiungere nel suo nucleo per far si che la stella nasca é di circa 12 milioni di gradi. Se la nube in contrazione (detta anche protostella) non risce a raggiungere tale temperatura perche' la sua massa di partenza non era sufficiente, allora la stella non si accendera' al 100% e si presentera' un oggetto detto "Nana Bruna" vale a dire una piccola stella con una temperatura piuttosto bassa e poco luminosa.
Quantità di materia ancora più piccole possono invece arrivare a formare oggetti simili a Giove o Saturno che, in quanto tali, possono essere considerati stelle mal riuscite.
Quindi, nel caso in cui la quantità di materia iniziale è ridotta ma comunque sufficiente a generare temperature adatte alla fusione, allora si formerà una stella molto piccola rossastra che, però, splenderà moltissimo tempo per motivi che poi vedremo.
Al contrario se la massa inziale è più che sufficiente allora si formerà una stella ben più grossa con un colore, dovuto alla alta temperatura, che tenderà al bianco o, addirittura all'azzurro. La stella in tal caso sarà detta una Gigante azzurra.
Come si può immaginare questi sono i due estremi: da un lato la stella piccola e rossastra che sarà destinata a vivere miliardi di anni. Dall'altro una stella grande azzurra o bianca che, al contrario, vivrà poco più di 100 milioni di anni o giù di lì.
Naturalmente una via di mezzo a questi due "estremi" esiste ed è rappresentata da stelle come il Sole di colore giallo-arancio.
Il processo di fusione genera un'energia e la temperatura inzia a salire enormemente. 
Una cosa molto importante da notare e' la caratteristica dell'ambiente che si viene a creare nei dintorni della stella nascente. Infatti, tutto il sistema con la stella al centro e e le polveri che la circondano ruota perchè nell'universo tutto ha un movimento rotatorio. 
Durante la rotazione gli elementi più pesanti si accrescono urtandosi a vicenda grazie ad un processo che porterà alla formazione di pianeti e satelliti. Stiamo assistendo in pratica alla creazione di un sistema solare.
La formazione di sistemi planetari come il nostro dovrebbe quindi essere la norma nell'universo, per quanto riguarda le stelle singole. Cosa che non dovrebbe accadere nelle stelle doppie.
Quando la temperatura all'interno del nucelo ha raggiunto i 12 milioni di gradi la stella si accende e inizia la fase evolutiva. Il processo di combustione, che genera dell'elio, è un processo molto efficiente per produrre energia perche' basti pensare che da un chilogrammo di idrogeno si ricavano, nella combustione di una stella, energie prodotte da 200 tonnellate di petrolio. Ed e' questa energia che ci fa vivere e fa splendere il nostro sole per cosi' tanto tempo.
Ed è anche questa energia che sulla Terra si spera di governare, creando la cosiddetta "Fusione controllata". Per ora gli sforzi in questa direzione portano solo alla creazione di ordigni di fatale mostruosità. Evidentemente quindi non si riescono ancora a sfruttare le potenzialità delle fornaci stellari, solo per scopi civili e comunque controllabili.
Attenzione pero', perche' se l'idrogeno genera un'energia cosi' efficiente, l'elio non si comporta allo stesso modo. Infatti la sua combustione dura molto di meno, come vedremo, stabilendo così la durata della vita stellare. 
Il processo di fusione, del resto, e' sempre meno efficiente man mano che si passa ad elementi piu' pesanti fino ad arrivare al ferro, la cui combustione non e' per niente efficiente come l'idrogeno, cosa che causa eventi catastrofici.

 

L'evoluzione

Una volta accesa, cioè una volta che inizia la combusione nucleare, la stella inizia la sua fase più lunga: l'evoluzione. 
Questa fase dura, nel caso di una stella come il Sole, una decina di miliardi di anni in tutto. (Infatti il nostro Sole è giunto alla mezza età perchè ha circa 5 miliardi di anni e gliene restano poco meno di 5, dopodichè a meno che la razza umana (sempre che esista ancora ) non abbia sviluppato tecnologie in grado di trasferirsi su un'altro "Sistema solare", sarà vermente la fine. 
Ma questo non è il momento di parlare di questo e non mi sembra il caso di preoccuparsi, visti i tempi. In questa fase la stella è stabile e presenta delle caratteristiche comuni nella maggior parte dei casi: la sua stabilità è dovuta al contrasto tra due forze enormemente potenti: la stella rimane tale perchè è in una fase di "Equilibrio".
Mentre da un lato c'è la forza di gravità, che tende a contrarre la stella verso il centro, dall'altro c'è n'è un'altra che spinge verso l'esterno come vedremo. 
Infatti mentre la gravità è una forza unicamente attrattiva che spinge verso il centro, c'è il contrasto di un'altra forza: la forza che spinge verso l'esterno della stella provocata dalla pressione generata dalla combustione nucleare. In poche parole la pressione nucleare. La stella inoltre tende a mantenere questo equilibrio "delicato" perchè si comporta come se avesse un termostato che la regola. 
Infatti se la forza di gravità dovesse prendere il sopravvento per una diminuzione della temperatura interna ( e quindi della pressione nucleare ), la stella reagirebbe con una contrazione che, diminuendo il volume ne aumenterebbe la temperatura e quindi anche la pressione nucleare, ristabilendo il vecchio equilibrio.
Viceversa, se dovesse aumentare la pressione nucleare nei confronti della forza di gravità per una eccessiva combustione, questo provocherebbe un aumento della massa della stella. E poichè la forza di gravità è proporzionale alla massa si verificherebbe anche un aumento dell'intensità della forza di gravità, che così facendo, ristabilisce il vecchio equilibrio. 
Questo "termostato naturale" funziona finché c'è dell'idrogeno da bruciare. 
Dopo, la situazione si complica e la stella va incontro ad una serie di sconquassi, che come vedremo ne segneranno l'esistenza.

La morte della stella
La fine di una stella non è sempre la stessa per tutte le stelle.
Tutte però seguono un percorso comune fino ad un certo punto.
Come detto, tutte le stelle consumano l'idrogeno contenuto in esse fino al suo esaurimento. A tal punto, nel momento in cui l'idrogeno finisce, resta il prodotto della combustione: l'elio. Questo, però, richiede una maggiore energia per essere bruciato, e ciò comporta per la stella un cambiamento di aspetto e di "abitudini".
Se, infatti fino ad ora la stella era abituata ad usare il suo termostato nel caso in cui le cose andavano storte, ora questo viene a mancare perchè di idrogeno non c'è n'è più nel nucleo.
L'assenza dell'idrogeno è accompagnata da un'altra assenza di rilievo: quella della pressione nucleare. Ora la gravità la fa da padrona e comprime la stella nelle sue mani.
Questa, comprimendosi, si inizia a riscaldare enormemente fino a raggiungere nel nucleo i 100 milioni di gradi. In tutto questo trambusto la stella si contrae e spasima fino al momento in cui avviene la sua nuova "Accensione" momentanea.
Infatti nel nucleo vengono raggiunte temperature necessarie alla fusione dell'elio in carbonio ed ossigeno in un'altra reazione nucleare che stavolta richiede energia maggiori e genera energie minori. Questo rappresenta un nuovo ma breve equilibrio per la stella.
Già il suo aspetto è cambiato però, perchè bruciando elio la temperatura e salita enormemente anche lontano dal suo nucleo ove l'idrogeno incombusto che se ne era stato lontano dal core si accende anch'esso. Questo procova due cose:
1) la stella si espande grazie alla combustione dell'idrogeno che si allarga nello spazio e 
2) diventa rossa per il rapido raffreddamento delle sue parti esterne a contatto col vuoto cosmico.
La stella è diventata una Gigante rossa.
Il nuovo periodo di stabilità non dura però 10 miliardi di anni ( sempre prendendo come esempio una stella simile al sole ) ma "solo" cento milioni di anni.
Questo perche', come detto, la fusione dell'elio non e' cosi' efficiente come quella dell'idrogeno. Il paragone più adatto a descrivere la morfologia della stella in questo momento è quello della cipolla. Si creano infatti dei gusci concentrici ognuno dei quali brucia un carburante nucleare diverso. Nella fase di "Gigante rossa", si raggiungono luminosità molte volte più grandi del Sole e dimensioni ragguardevoli. In cielo si possono ammirare tante stelle giunte a questa fase e molte di loro si trovano proprio nelle costellazioni piu' famose e visibili ad occhio nudo.
A questo punto entra in gioco una variabile che decide come finirà di evolversi la stella nelle sue fasi finali: la massa. Infatti per stelle con una massa simili a quella del sole la stella procede verso una fine tranquilla.

Stelle con massa medio-piccola
Essendo la massa della stella non eccessiva, la stella continuerà a bruciare elio ancora per qualche centinaio di milioni di anni. Finito anche l'elio resta il suo prodotto e cioè il carbonio.
Ma, poichè la massa è relativamente ridotta, la forza di gravità non riesce a comprimere la stella in modo tale da accendere anche gli altri combustibili nucleari.
La forza di gravità diventa di nuovo padrona della situazione e comprime la stella fino a farle raggiungere densità elevatissime e faceno salire gravemente la temperatura. In questo modo diventa molto piccola ed assume una colorazione bianco acceso.
La densità di queste stelle raggiunge valori 40.000 volte maggiori di qualunque metallo sulla Terra.
Si è appena formata una "Nana bianca". La nana bianca sopravvive nelle sue ultime fasi sotto un altro equilibrio che la spegnerà lentamente con il passare del tempo. 
Ai livelli di densità raggiunti, il gas non è formato più da molecole "normali" e in quanto tale non si comporta più da gas normale.
Nonostante ciò è ancora in grado di opporre una resistenza alla forza di gravità, dovuta alla pressione del gas degenere, raffreddandosi lentamente e inesorabilmente diventando una nana nera.
In pratica un faro spento.
La nana bianca è circondata da una quantità notevole di materia espulsa nella fase di gigante rossa e diventa una cosiddetta nebulosa planetaria costituita dalle polveri lasciate dalla stella ex giagante rossa che bruciando ha allontanato i gas dalla stella. 

Stelle con massa grande
Le cose vanno molto diversamente però se la stella in questione ha una massa molto più grande del sole ( diciamo 10 volte).
Infatti, in tal caso, la gravità prende il sopravvento sulle altre forze e nel nucleo si arrivano a formare nuclei di ferro per merito della fusione nucleare a catena che, stavolta non si ferma come succedeva alla gigante rossa ma va avanti fino al ferro, grazie alle temperature superiori raggiunte. Quindi la stella si viene a trovare in uno stato molto inquieto e inizia ad espandersi in modo incotrollabile divenendo una Supergigante rossa che viene ad avere un diametro grande quanto tutto il sistema solare.
Arrivati a questo punto però i nuclei di ferro non possono essere più fusi perchè la loro fusione non genera energia ma la assorbe. La catena di reazioni nucleari si interrompe.
Il modello della cipolla è sempre fedele solo che questa volta gli strati sono di più con il ferro nel nucleo, altri metalli, e man mano verso l'esterno elementi più semplici. 
Le supergiganti rosse sono stelle aventi un core ferroso e le cui temperature interne possono raggiungere 1 miliardo di gradi. 
Il problema è che, nonstante questa grande temperatura, non vi è emissione di energia e quindi la stabilità è sempre più compromessa perchè manca un contrasto alla gravità.
In una stella di questo tipo la densità raggiunge un miliardo di grammi per cm3 cioè un cucchiaino di materia peserebbe un miliardo di tonnellate sulla Terra.
Quando il nucleo diviene stracolmo di atomi di ferro la stella non regge più alla pressione della gravità ed esplode in un modo terrificante gettando nello spazio tutto quello che aveva creato compresi gli atomi più pesanti. 
Come se non bastasse la sua capacità di "creare" non si arresta perchè, se nel suo core non ha avuto le possiblità di produrre elementi più pesanti del ferro come l'oro, l'argento, l'uranio, ecc., l'esplosione e l'immane temperatura generata da essa con tutta la quantità inimmaginabile di radiazioni che emana è in grado di creare in un processo chimico comlpesso anche atomi di oro e i restanti elementi della tavola periodica.
La tavola periodica, con tutti i suoi elementi compresi quelli del nostro corpo come l'ossigeno, l'acqua e il carbonio solo per citarne alcuni non sono altro che il prodotto di quelle combustioni nucleari che poi le supernove hanno "distribuito" nello spazio.
Espulsi i materiali che circondavano la stella si crea quella che viene detta residuo di supernova o nebulosa.
Quello che rimane del nucleo stellare puo' essere diverso a seconda della massa. 
Se la massa e' compresa tra 1,4 e 3,4 masse solari si forma quella che viene detta stella a neutroni o pulsar.
Questa non e' altro che il residuo dell'esplosione ed e' in uno stato particolare per la enorme forza di gravita'.
Gli atomi non esistono piu' in quanto tali ma si spezzano e i protoni e gli elettroni si scontrano con grande energia formando i neutroni. I neutroni, riescono a respingere la forza di gravità.
Se pero' la massa del residuo rimanente e' maggiore di 3,4 masse solari si puo' creare un oggetto la cui forza di gravita' e' talmente forte da non far uscire nemmeno la luce: un buco nero.
Per chiarire questo basti pensare a questo esempio:
se noi volessimo uscire dall'orbita della terra e sfuggire al suo campo gravitazionale in modo tale da poter andare nello spazio senza ricadere sulla terra ( quello che fanno i razzi che accompagnano i satelliti in orbita ), dovremmo superare una velocita' critica. Questa velocita', sulla terra, e' di 11 chilometri al secondo.Su un pianeta come Giove e' superiore perche', avendo una massa maggiore la forza di gravita' e' maggiore e quindi anche la velocita' di fuga.
Ora noi sappiamo che la velocita' della luce non e' infinita ma e' di 300.000 chilometri al secondo. Un valore molto grande ma comunque finito.
Ora, se la forza di gravita' è cosi' grande da imporre una velocita' di fuga maggiore di 300.000 chilometri al secondo, la luce non puo' andare nello spazio circostante ma ricade sull'oggetto. 
Questa faccenda causa conseguenze che la fisica non e' ancora bene in grado di spiegare, e situazioni tali da far rabbrividire. Naturalmente visto che, anche se non si vedono, questi oggetti generano comunque un campo gravitazionale perchè hanno massa e quindi fanno sentire la loro presenza su qualunque cosa gli passi vicino. 
Un ipotetico pianeta che si venisse a trovare vicino ad un buco nero di massa simile a quella del Sole, ad una distanza di sicurezza gli orbiterebbe intorno proprio come fa la Terra con il Sole.
Se però la distanza di sicurezza dovesse diminuire fino ad un punto detto " Orizzonte degli eventi " allora il pianeta sarebbe "risucchiato" dal buco nero e per definizione noi non potremmo sapere più che fine a fatto, perchè non potremmo più osservarlo.
Difficilemente potremo sapere se una stella, tanto benevola nel creare materia, possa essere in grado di creare oggetti simili od opporsi a ciò diminuendo quella massa oltre la quale la velocità della luce e la forza di gravità si contendono il primato di restare.
E mai potremmo sapere nel caso in cui esistano mostri del genere, che fine fa quello che ci va a finire dentro e se le leggi della fisica valide in tutto l'universo valgano anche lì. 
E' comunque molto probabile che un buco nero, viste le premesse e vista la teoria della relatività, non le conosca nemmeno le leggi della fisica con tanto di conseguenze che non possiamo immaginare.
Fattostà che, secondo il grande Stephen Hawking, anche questi mostri dovrebbero morire.. evaporando!

Composizione 
Ma veniamo alla composizione della stella. Una stella è costituita da strati concentrici non tutti aventi le stesse dimensioni.
Nel suo centro vi è una parte detta "Core", ovvero il nucleo dell'astro. Esso raggiunge i milioni di gradi centrigradi ed è qui che si verifica la fusione dell'idrogeno in elio. 
Vi sono poi varie zone che le radiazioni devono attraversare prima di giungere alla superficie della stella. Gli strati intermedi sono la zona convettiva e la zona radiativa in cui i fotoni luminosi trovano difficoltà ad attraversare perché questa è una zona molto "opaca" alle radiazioni.
Per superare questa zona la luce può impiegare migliaia di anni, e dopo di chè si ritrova sulla fotosfera, lo strato più esterno, assieme alla cromosfera, di una stella. La luce che noi vediamo viene da questi strati esterni. Quindi basta pensare che la luce, anzi la radiazione (perché la luce è radiazione!), parte dal centro della stella, generata dalla combustione nucleare, e dopo varie migliaia di anni giunge in superficie, negli strati più esterni e da lì intraprende un altro lungo viaggio verso i nostri occhi che può durare dagli 8 minuti ( la stella più vicina a noi ) ai miliardi di anni per le stelle più lontane mai osservate. 
Tra l'altro assieme alla luce visibile, una stella emana nello spazio grandi quantità di raggi X, raggi gamma, raggi ultravioletti e raggi infrarossi fino a riempire tutto lo spettro delle onde elettromagnetiche comprese le onde radio.
Inoltre le stelle sono luoghi ove si verificano tempeste magnetiche, e il Sole ogni tanto ce ne da una dimostrazione facendo danni al nostro sistema satellitare e delle telecomunicazioni.
Dal nucleo della stella si dipartono, tra l'altro, i "Neutrini" che altro non sono che particelle con massa e dimensioni quasi nulle che vengono prodotte nel core dalle reazioni nucleari

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