Vita di una stella

Una nebulosa grande (da 50 a 300 AL di diametro), con densità di alcune centinaia di atomi di H per ogni cm³, è in condizioni stabili e la gravità non ha effetto. Se però viene perturbata, per esempio dall’esplosione di una supernova, e compressa fino a raggiungere densità di 10⁵ atomi per cm³, la gravità entra in gioco e si forma una protostella. Così avviene in ogni zona perturbata della nube con formazione di più protostelle, ognuna delle quali attira gli atomi vicini i quali, cadendo al centro, emettono radiazioni infrarosse. Se la massa in gioco è bassa l’evento si conclude con formazione di nane brune e forse di pianeti. Se c’è una massa sufficiente si può arrivare a temperature dell’ordine di 15 milioni di gradi e si innesca una reazione detta Termonucleare in cui i nuclei di H presenti (che non sono altro che protoni) si uniscono e formano nuclei di He. Questa non solo è una reazione fortemente esotermica, ma una piccola quantità di materia non si ritrova alla fine della reazione. Essa viene trasformata in una grande quantità di energia secondo la famosa equazione di Einstein E =mc². La protostella è promossa stella. Tale reazione nucleare, detta anche di Fusione, una volta innescata continua per il 90% della vita della stella. Le stelle adulte non sono tutte uguali, differiscono infatti per dimensioni (da un decimo a 50 volte il Sole) e per colore (dal blu al rosso). Per tutta la fase adulta mantengono costanti le dimensioni, pur essendo continuamente sottoposte all’azione di 2 forze opposte: una centripeta, la gravità, che tenderebbe a ridurre le dimensioni, e una centrifuga dovuta alla reazione termonucleare che tenderebbe a farle esplodere.

La fase di invecchiamento vede invece una continua lotta tra le due forze con prevalenza ora dell’una ora dell’altra. La vecchiaia non arriva per tutte le stelle alla stessa età, le differenze sono enormi. Se una stella nasce grande, sarà molto calda perché le reazioni di fusione saranno molto più probabili e, un po’ come una Ferrari che consuma il suo carburante molto in fretta, avrà la vita più breve, dell’ordine di milioni di anni. Se la stella ha dimensioni medie, come il Sole, la durata della sua vita sarà media, dell’ordine di miliardi di anni. Se la stella è piccola, una cosiddetta nana rossa, il consumo di H avverrà molto lentamente e la sua vita adulta durerà anche 10¹¹ anni.

Ad un certo punto della vita di qualunque stella la fusione si arresta perché il combustibile è poco e l’incontro tra atomi di H molto improbabile, ed ecco la stella sottoposta a sola gravità, con materia che precipita verso il centro in situazione simile a quella iniziale. L’He che si trova al centro diventa a sua volta combustibile e la stella si riaccende. Il calore prodotto invia energia agli strati esterni dove l’H residuo riprende la fusione. La stella, sottoposta a gravità singola e a “fusione doppia”, si espande fino a 100 volte e diventa una gigante rossa.

Da questo punto in poi le differenze di destino diventano qualitative, infatti alcune stelle dopo una grandiosa esplosione diventano nuclei atomici giganteschi, altre ancora generano quei mostri galattici noti come buchi neri, altre si spengono silenziosamente(nane nere).

Le stelle grandi (almeno il doppio del Sole), dopo lo stadio di gigante rossa continuano la fase di espansione e raggiungono lo stadio di supergigante rossa. Nel cuore le reazioni termonucleari si fermano e riprendono più volte con combustibili via via diversi fino a generare Fe₅₆, che ha la particolarità di produrre reazioni endotermiche invece che esotermiche (cioè assorbe energia invece che liberarla). A questo stadio il nucleo si ferma e si ha un enorme collasso di materia a cui segue l’evento più esplosivo, quello di supernova. Durante la fase di supernova la stella è luminosissima e può rivaleggiare in luminosità con quella di una intera galassia. È proprio questa la fase in cui si formano gli elementi successivi al Fe, non per fusione, ma per cattura progressiva di neutroni durante l’esplosione. Dopo l’esplosione il nucleo rimasto si comporta come una potentissima calamita che forza gli elettroni degli atomi a collassare nei nuclei e a neutralizzare le cariche positive dei protoni. La stella si è trasformata in un nucleo atomico gigante tutto di neutroni (stelle a neutroni), con una massa uguale a quella del Sole tutta concentrata in una sfera di 10 Km di diametro. Tali stelle sono tanto piccole da non poter essere viste, ma con rotazioni così rapide ed emissioni di onde radio costanti, da farle denominare anche pulsar (già 500 pulsar sono note). Se la massa del nucleo rimasto è doppia, tripla o quadrupla di quella del Sole, lo stadio di stella a neutroni non trova un punto di stabilizzazione e la forza centripeta continua ad esercitarsi spingendo il nucleo a collassare e a generare un buco nero. La forza centripeta è così forte da impedire anche alla luce di uscire (ne curva proprio la traiettoria); per localizzarli è necessario ricorrere ad osservazioni indirette (come sistemi binari perturbati con emissioni di raggi X da parte degli oggetti depauperati di materia che finisce nel buco nero). Il miglior candidato a buco nero nella nostra galassia è in Cigno e il nome è già pronto, Cygnus X1.

Nelle stelle piccole e medie, nane rosse e nane gialle, successivamente allo stadio di gigante rossa, il primo a fermarsi è il cuore che rimane stabile ed inerte; negli strati superficiali invece la fusione continua finchè può, con conseguente allontanamento di questi strati dal nucleo e creazione di una lacuna. Il guscio di gas in espansione è noto come nebulosa planetaria, i gas che la compongono vengono poi dispersi nello spazio. Alla fine del processo il nucleo, soggetto alla sola gravità, rimane denudato, piccolo (1000 Km) e densissimo (un cucchiaino =una balena) e, accompagnato o meno da esplosioni (novae), si trasforma in una nana bianca (cosidetta finchè è calda), poi in miliardi di anni in una fredda nana nera. Di questo destino non abbiamo ancora esempi essendo l’universo ancora troppo giovane.