L`evoluzione dei corpi celesti

CAPITOLO 2
L’evoluzione dei corpi celesti
La massa di gas che forma il sole è in equilibrio meccanico (non si espande ne si contrae). Scendendo dalla
superficie del Sole verso il suo interno, il peso la densità dei gas aumenta continuamente: il sole finirebbe per
crollare su se stesso se alla gravità non si opponesse la pressione interna dei gas che tende a farli dilatare e
aumenta con la temperatura. All’aumento della temperatura dei gas con la profondità è dovuto l’equilibrio del sole.
Al centro del sole con 15 milioni di K non esistono più legami molecolari e il gas è formato da elettroni liberi e da
nuclei atomici. Tali nuclei di idrogeno ed elio sono in movimento e ogni tanto avvengono degli scontri che
provocano fusioni nucleari che trasformano idrogeno in elio. Il sole perde ogni secondo nelle fusioni 4,5 tonnellate
di massa che si trasforma in energia: per questo il sole durerà “solo” altri 5 miliardi di anni.
Anche le singole stelle hanno una loro evoluzione che si svolge in tempi lunghissimi. Gli astronomi Hertzsprung e
Russel hanno ideato un diagramma in cui si possono collocare le varie stelle ponendo in ascissa la loro temperatura e
in ordinata la luminosità (posto come riferimento il sole a 1). Esse non si distribuiscono a caso nel diagramma, ma in
grandissima parte seguono un a fascia detta sequenza principale e altre occupano altri settori specifici del diagramma.
Le fucine delle stelle sono le nebulose. Le stelle nascono dai globuli di Bok, ossia addensamenti di grandi quantità
di polveri e gas che appaiono come nuclei oscuri all’interno della nebulosa.
I moti turbolenti frammentano i globuli in ammassi più piccoli, all’interno dei quali la reciproca attrazione
gravitazionale delle particelle costrette ad avvicinarsi da inizio ad un processo di aggregazione. L’energia
gravitazionale si trasforma in energia cinetica e di conseguenza aumenta la temperatura del corpo gassoso che si
trasforma in una protostella da cui partono radiazioni infrarosse.
La contrazione prosegue e il nucleo si riscalda ma se la massa iniziale è scarsa la temperatura non fa innescare le
reazioni termonucleari: la contrazione si arresta e il corpo si raffredda lasciando un oscura nana bruna. Se la massa è
sufficiente continua a riscaldarsi.
Se la massa è sufficiente continua a riscaldarsi fino a raggiungere la temperatura di 15 milioni di K che fa innescare il
processo di trasformazione di idrogeno ed elio. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione dei gas
verso l’esterno fino a compensare la forza di gravità, giungendo ad una fase di stabilità. Quando quasi tutto
l’idrogeno è oramai consumato il nucleo di elio che si è formato molto più denso del nucleo di idrogeno originario
finisce per collassare cioè per contrarsi su se stesso, innescando nuove reazioni che trasformano l’elio in carbonio.
La stella si espande finché la forza di gravità ferma l’espansione e fa raggiungere un nuovo equilibrio.
Si forma una gigante rossa; se l’espansione supera il punto di equilibrio, sarà seguita ben presto da una contrazione e
da una nuova espansione, per cui le dimensioni della stella oscilleranno più volte tanto che la stessa apparirà come
una variabile. Se la massa iniziale è molto grande, col’aumento della temperatura si formeranno nuovi elementi con le
reazioni. Ma prima o poi il combustibile si esaurirà.
Dopo la fase di gigante rossa l’evoluzione stellare segue vie diverse a seconda della massa iniziale della stella:
 Massa iniziale come quella del sole; arrivati allo stadio di giganti rosse finiscono per espellere i loro strati
più esterni che trascinati via da un vento stellare danno origine a nubi sferiche di gas chiamate nebulose
planetarie. In alcuni casi ci sono esplosioni stellari che si manifestano in un improvviso aumento di
luminosità. Tali stelle sono dette novae.
 Massa che supera di almeno una decina di volte quella del sole. Si formano nuovi elementi con le reazioni
nucleari, ma il collasso di fa rapido e violento da liberare un enorme quantità di energia che provoca un
esplosione: la stella definita supernova si disintegra e la sua materia viene e lanciata nello spazio. Il materiale
che rimane dopo l’esplosione collassa e raggiunge una densità inconcepibile. Elettroni e protoni si fondono e
si forma una stella di neutroni.
 Se la massa è qualche decina di volte quella del sole; dopo la fase di supernova il collasso gravitazionale
non trova più forza sufficienti a contrastarlo. Si forma un corpo con un campo gravitazionale immenso con
densità che continua sempre ad aumentare e neanche le radiazioni compresa la luce potrebbero uscire da
un buco nero. Esso è un oggetto freddo a senso unico e qualunque cosa può entrarvi ma può uscirne. In un
buco nero non valgono le leggi che conosciamo e è come essere in un altro universo.
In stelle di grande massa e a temperature sempre più alte nuove reazione nucleari possono produrre tutti gli elementi
chimici fino al ferro. Poiché la materia interstellare può concentrarsi a formare le nebulose quando da una nebulosa
nasce una nuova stella gli atomi di quegli elementi vengono riciclati ed entrano a far parte della massa del nuovo
astro.
© Federico Ferranti S.T.A.
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