Le Scienze della Terra
Unità 2
Terra, Sole e Luna
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Vita e morte di una stella
Le stelle nascono da enormi nubi di
gas (soprattutto idrogeno ed elio) e
polveri, dette nebulose.
I finissimi granelli di polvere cosmica
e le molecole dei gas, sottoposti alla
forza di attrazione gravitazionale, tendono ad avvicinarsi e raggrupparsi in
blocchi di materia sempre più grandi.
Crescendo la massa di questi blocchi
di materia, aumenta anche la loro forza
di attrazione gravitazionale e altre particelle vengono perciò a essere attratte, aumentando sempre più la massa
di materia. Le particelle più interne
vengono sottoposte a una pressione
sempre più intensa e la temperatura
aumenta enormemente fino a determinare la fusione dei nuclei degli atomi di idrogeno: è la fusione nucleare.
La fusione nucleare libera una quantità enorme di energia, che rende tutto
il blocco di materia caldissimo e luminosissimo: nasce così una stella.
L’energia che si libera dalla fusione
nucleare fa dilatare la materia che costituisce la stella, mentre l’attrazione
gravitazionale tende a comprimerla.
La stella si mantiene in equilibrio tra le
due forze contrastanti finché ha idrogeno da utilizzare per la fusione nucleare. Quando questo si è quasi tutto
consumato, la stella si avvia verso la
fine, che sarà diversa a seconda della
sua grandezza.
1
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Una stella delle dimensioni del Sole,
quando tutto l’idrogeno si è trasformato in elio, comincia a contrarsi (perché
è diminuita la forza espansiva della
fusione nucleare), e aumenta così la
sua pressione interna. Anche i nuclei
di elio, sottoposti a questa pressione,
si fondono, dando origine a nuclei di
elementi più pesanti.
Per queste fusioni nucleari, la temperatura interna della stella aumenta
enormemente e l’involucro esterno
dei gas si espande e si raffredda: la stella diventa una gigante o una supergigante rossa. Esaurito anche questo
“carburante nucleare”, la stella torna a
contrarsi per effetto dell’attrazione gravitazionale e forma una nana bianca:
questa si raffredda fino a diventare una
massa di materia che non brilla più di
luce propria.
Se la stella ha una massa 2 o più volte quella del Sole, quando il combustibile nucleare si è esaurito, la fortissima
attrazione gravitazionale provoca una
contrazione (collasso gravitazionale)
così intensa da generare una immensa
esplosione che disintegra la stella. Per
questa esplosione, la luminosità della
stella aumenta enormemente: si forma una supernova.
L’esplosione della supernova libera
un’enorme quantità di energia; la temperatura arriva a centinaia di milioni
di gradi e consente nuove fusioni nucleari e la formazione degli elementi
più pesanti, che si disperdono poi nello spazio interstellare.
Dopo l’esplosione della supernova,
se la stella conserva una massa di 1,5-2
volte quella del Sole, si contrae ancora: la materia si trasforma, elettroni e
protoni si fondono per formare neutroni e la stella si riduce a una massa
del diametro di 20-30 km, una stella a
neutroni, detta anche pulsar, perché
emette ritmicamente radiazioni elettromagnetiche.
Se la stella conserva una massa ancora più grande (oltre 3 masse solari)
esaurito il combustibile nucleare, l’attrazione gravitazionale fa precipitare
verso l’interno della stella ogni cosa,
persino le radiazioni, compresa la luce:
si forma così un buco nero, un “oggetto” cosmico ai confini della realtà.
Un buco nero non è visibile direttamente perché tutto precipita al suo
interno e niente può uscirne, neanche
le radiazioni luminose. Possiamo sospettare la sua presenza per l’influenza
che ha sugli astri circostanti, che vengono attratti dalla sua immensa forza
di gravità.
He
H
H
Polvere cosmica e
molecole di gas,
sottoposte alla forza di
attrazione gravitazionale,
si raggruppano in blocchi
di materia (1). Quando
pressione e temperatura
hanno raggiunto gradi
elevati, si innesca la
fusione nucleare che
genera un’enorme forza
espansiva. (2).
Fusione
nucleare
H
H
Durante la fusione nucleare, i nuclei di 4 atomi di idrogeno si fondono insieme e danno
origine a un nucleo di un atomo di elio, liberando un’enorme quantità di energia.
© 2010 Franco Lucisano Editore • Le Scienze della Terra
