Le stelle: nascita, evoluzione e morte.

Edit 3 febbraio 2011: Per vedere un documentario su quest'argomento clicca qui!

Le stelle che ci lasciano in estasi di fronte allo spettacolo che solo loro sanno offrirci e causa delle nostre notti insonni impegnati a saltare, come acrobati impavidi, da una stella all'altra. Ma cosa sono le stelle? Perchè hanno colori diversi? Come nascono? Ecco, queste sono le domande alle quali cercherò di rispondere in questo post.


Una stella in potenza: la Nebulosa

Globuli di Bok - Fonte NASA

La nascita di una stella avviene in particolari condizioni in una nebulosa che collassa su sé stessa sotto l'azione dell'attrazione gravitazionale: un'onda d'urto causata dall'esplosione di una stella (argomento trattato più avanti) o un qualsiasi altro disturbo gravitazionale fa collidere tra loro i gas (idrogeno ed elio principalmente; ossigeno, azoto e carbonio in quantità molto più esigue) e le polveri cosmiche che compongono la nebulosa creando dei nuclei di materia, i quali eserciteranno una forza attrattiva gravitazionale sulle particelle circostanti aumentando così sempre di più la loro massa; durante questa fase la nube che aumenta man mano la sua densità e che non emette radiazione luminosa prende il nome di Globulo di Bok.

Le Pleiadi - Fonte Flickr

Dato che le nebulose possono raggiungere un'estensione di qualche centinaio di anni luce (anno luce: spazio percorso dalla radiazione luminosa in un anno nel vuoto, pari a 9,461 biliardi (10^15) di metri) accade spesso che da una nebulosa nascano più stelle, come nel caso delle Pleiadi (figura a lato).  

E luce fu: l'accensione della stella.

Ricordando l'Equazione di stato dei gas perfetti:

pV / T = nR = costante

p: pressione (dovuta alla forza peso) 

V: volume 

n: n° di moli di gas (o "similmente" n° di particelle) 

R: costante universale dei gas 

T: temperatura (in Kelvin)

si ha quindi che al diminuire del volume, a parità di pressione, deve aumentare la temperatura affinché il rapporto al primo membro resti costante.

A questo punto il futuro della Protostella (così si chiama il Globulo di Bok completamente collassato su sè stesso) è segnato dalla sua massa (m):

• per m < 0.08 Masse Solari (ovvero circa un decimo della massa del sole) non si raggiunge la temperatura di circa 8 milioni di gradi necessaria ad innescare a pieno regime i processi di fusione nucleare nel nucleo ed avremo una stella piccola e poco luminosa di colore rossastro che prenderà il nome di Nana Bruna, la quale però splenderà per miliardi di anni per motivi che poi approfondiremo.
• per m > 0.08 Masse Solari si innescano invece a pieno regime i processi di fusione nucleare che trasformeranno l'Idrogeno in Elio, dando luogo ad un stella di grandi dimensioni ma che avrà una vita di circa 100 milioni di anni, la quale prende il nome di Gigante Azzurra, per il suo colore caratteristico.

Come mai la stella non collassa o esplode dopo l'accensione?

Dopo l'accensione, la stella è stabile e questa stabilità è dovuta alla contrapposizione di due forze: l'attrazione gravitazionale e la pressione di radiazione nucleare: la prima è direzionata dall'esterno verso l'interno e tende a far contrarre la stella, mentre la seconda è generata dai processi di fusione nucleare che avvengono nel nucleo dalla stella ed è direzionata dall'interno verso l'esterno.

Come si mantiene in equilibrio la stella?

• Se la stella tende a comprimersi (prevalenza di forza gravitazionale) significa che la temperatura del nucleo si è abbassata e la pressione nucleare non riesce a contrastare da sola la gravità; ed è proprio questa compressione che fa diminuire il volume della stella con un conseguente aumento di temperatura, in accordo con l'Equazione di stato dei gas perfetti. Questo prende il nome di Equilibrio Idrostatico.
• Se invece c'è una prevalenza di pressione di radiazione, ovvero c'è stato un aumento di temperatura nel nucleo e pertanto un aumento di energia prodotta, la stella tenderebbe ad aumentare il suo volume (tende a scoppiare) sempre in accordo con l'Equazione di stato dei gas perfetti (p,n,R costanti; se aumenta T deve aumentare necessariamente V). Dato che le stelle non si espandono a dismisura, abbiamo che punto per punto l'energia prodotta dal nucleo è perfettamente uguale a quella emessa sotto forma di luce. Questo prende il nome di Bilancio Termico.

I colori e l'evoluzione delle stelle

Diagramma di Hertzsprung-Russell - Fonte Wikimedia

Il colore di una stella è diretta funzione della sua temperatura superficiale, mentre la sua luminosità che a sua volta è funzione della magnitudine assoluta. Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell nel 1910 misero a punto un diagramma che mette in relazione il colore della stella (asse delle ascisse) e la luminosità (asse delle ordinate). Il colore della stella, ossia la sua Classe Spettrale, è suddivisa in varie "bande": O-B-A-F-G-K-M-N-R che partono dall'azzurro e arrivano al rosso. Perché si usa? Questo diagramma è utilizzato al fine di definire le caratteristiche fisiche (età, distanza dalla Terra, composizione chimica, etc.) di una stella o di una agglomerato stellare. Come si legge? Come si vede le stelle si posizionano il posizioni ben distinte: prevalentemente lungo la diagonale che parte dall'angolo in alto a sinistra (Sequenza Principale) partendo dalle stelle più massicce e luminose fino ad arrivare alle stelle più piccole e meno luminose; in basso sinistra si posizionano le Nane Banche, mentre in alto a destra troviamo le Giganti e le Supergiganti. 

Possiamo a questo punto costruire una tabella dove riportare il colore e la temperatura superficiale della stella:

Temperatura	Colore
50.000°	Azzurro
25.000°	Bianco-Azzurro
10.000°	Bianco
8.000°	Bianco-Giallo
6.000°	Giallo
4.000°	Giallo -Arancio
< 3000°	Rosso

Riferiamoci ora alle dimensioni della stella. Una stella di grandi dimensioni tende in media ad avere una vita breve rispetto ad una stella con piccole dimensioni: questo è dovuto al fatto che la prima avrà una maggiore massa, quindi una maggiore forza di gravità tenderà a comprimerla e di conseguenza dovrà bruciare un quantitativo di idrogeno maggiore rispetto ad una stella di piccole dimensioni al fine peri contrastare la gravità con la pressione di radiazione.


Focalizziamo ora la nostra attenzione sulla struttura di una stella.

Struttura di una Stella - Fonte Flickr

Una stella è costituita di una serie di sezioni sferiche concentriche: la più interna si chiana Core ed è la zona dove avviene la fusione dell'idrogeno in elio. Subito dopo troviamo la Zona Radiativa dove l'energia prodotta nel Core sottoforma di fotoni (pacchetto di energia privo di massa) attraversa il plasma (gas ionizzato). Subito dopo troviamo la Zona Convettiva, dove l'energia, attraverso moti convettivi, viene trasferita alla Fotosfera. Quest'ultima è lo strato che fa da superficie di separazione tra gli strati "opachi" (perchè non è possibile osservarli direttamente nel caso del Sole) interni della stella e la sua atmosfera. Dopodichè troviamo la Cromosfera e la Corona: la prima è molto difficile da osservare nel caso solare per la vicinanza con l'abbagliante fotosfera, mentre la seconda è più agevole da osservare ad esempio durante un'eclissi totale oppure mediante uno strumento apposito (Coronografo).

La stella si trasforma

Antares, una supergigante rossa

Cosa accade alla stella una volta che è terminato l'idrogeno a disposizione nel nucleo? Dai processi di fusione dell'idrogeno abbiamo la produzione di elio; quando l'idrogeno termina viene a mancare la pressione di radiazione e quindi la gravità farà comprimere la stella e, sempre in relazione all'equazione di stato dei gas perfetti, si avrà un conseguente aumento di temperatura che innescherà questa volta i processi di fusione dell'elio che daranno come prodotti carbonio ed ossigeno: avremo un nuovo equilibrio per la stella, la quale prende il nome di "Stella Variabile Pulsante" che questa volta durerà circa 100 milioni di anni (rispetto ai precedenti 10 miliardi).

L'aspetto di questo tipo di stelle (elenco) cambia al momento della "nuova" accensione poiché, aumentando la temperatura nel nucleo, si innescano i processi di fusione dell'idrogeno che è ancora presente nelle zone circostanti al nucleo, ovvero si ha che in ogni guscio concentrico si brucia un carburante diverso: quindi la stella si espande e assume un colore rossastro; insomma la nostra stella diventa una Gigante Rossa (nella figura a lato Antares dello Scorpione).

Ultimo atto: l'epilogo della stella

Formazione della nebulosa planetaria - Fonte Wikimedia

In questa ultima fase il futuro della stella è deciso dalla sua massa. Per stelle di Piccole Dimensioni (come nel caso del Sole), una volta terminato l'elio a disposizione, si avrà una nuova contrazione, ma i livelli di densità raggiunti trasformeranno il gas presente nel nucleo della stella in un gas degenere il cui comportamento non soddisferà più l'equazione di stato dei gas perfetti; di conseguenza non si raggiungeranno temperature adeguate ad innescare la fusione del restante carbonio e ad opporsi alla contrazione gravitazione avremo, al posto della pressione di radiazione, proprio la pressione di gas degenere.

La stella è diventata una Nana Bianca, una stella di piccole dimensioni, poco luminosa e di colore bianco, la quale è circondata da una nube di materia (nebulosa planetaria) espulsa durante la contrazione nel passaggio da Gigante Rossa a Nana Bianca (nell'animazione la Nebulosa Elica); col tempo la Nana Bianca si raffredderà inesorabilmente e diventerà una Nana Nera.

Per stelle di Grandi Dimensioni, con massa a partire da 3 volte la massa del Sole, si ha una fine molto più spettacolare. Data la massa ingente, nel nucleo si avranno temperature tanto elevate che nel nucleo dopo l'elio e il carbonio si arriva al ferro il quale segna un punto di svolta per la stella in quanto la sua fusione non genera più materia, ma l'assorbe. Quindi l'equilibrio è di nuovo compromesso: quasi istantaneamente la stella collassa ed esplode . L'evento prende il nome di Supernova (qui un video molto suggestivo di quanto accade).

Ora in base a quanta materia rimane abbiamo due strade diverse.

• Il collasso gravitazionale si può arrestare quando elettroni e protoni si fondono lasciando posto ai neutroni, la cui forza repulsiva controbiliancia la forza di gravità e daranno vita ad una Stella a neutroni o Pulsar (in quanto si comporta a mo' di faro-sirena). Le particolarità di questo tipo di stella sono di avere un diametro di pochi chilometri e di ruotare con velocità ragguardevoli attorno al proprio asse (anche 30 volte al secondo), velocità che andrà via via diminuendo lasciando il posto ad un corpo freddo, con densità elevatissime e quasi invisibile.
• Nel caso di masse maggiori i neutroni non sviluppano una pressione sufficiente ad arrestare il collasso, quindi tutta la massa si andrà a collocare in un volume pari ad un punto geometrico. Si crea una cosiddetta singolarità spazio-temporale che prende il nome di Buco Nero dove la forza gravitazionale è talmente spinta che la luce, con i suoi 300.000 km/s, non riesce ad equiparare o superare la velocità di fuga (velocità minima iniziale a cui un oggetto "senza propulsione" deve muoversi per potersi allontanare indefinitamente da una sorgente di campo gravitazionale). Qui un approfondimento sui Buchi Neri e le teorie ad esso annesse.

Infine, per fissare meglio il concetto di grandezza, lascio un video veramente esaustivo.

Cieli Sereni!