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
