Alunno: De Giorgi Enrico
Scuola: ISISS “G.Salvemini”-Alessano
Titolo: La morte delle stelle
Tutte le sere alzando gli occhi al cielo rimaniamo estasiati dalla bellezza che il cielo notturno gratuitamente
ci dona: miliardi di puntini luminosi che brillano sulle nostre teste apparentemente immobili e senza vita.
Per secoli si è pensato trattavasi di stelle, ma oggi sappiamo che in realtà questi puntini comprendono
anche galassie, nebuolose…
La presenza delle stelle è fondamentale per la vita: siamo fatti della loro stessa materia, e senza il Sole (che
è una stella) non ci sarebbero il ciclo delle stagioni, l’alternanza del dì e della notte, l’acqua allo stato
liquido, la fotosintesi clorofilliana… tutti fattori che influenzano la nostra presenza e quella degli altri esseri
sulla Terra.
Non è possibile osservare direttamente la struttura interna di una stella, né rilevarne le caratteristiche
fisiche e chimiche. Per ovviare a questo problema sono stati elaborati dei modelli che ci forniscono un’idea
delle possibili trasformazioni che esse subiscono nel tempo. Essi vengono poi confrontati con i dati ricavati
dall’osservazione dei corpi celesti per verificarne la validità.
Questi modelli partono da due presupposti di base:
-l’energia emessa dalla stella è dovuta a reazioni di fusione nucleare dovute alla forte forza di attrazione
gravitazionale.
-le reazioni di fusione nucleare richiedono temperature e pressioni elevatissime, molto superiori a quelle
osservabili in natura sulla Terra, raggiungibili grazie alla forza di attrazione gravitazionale.
Cos’è una stella?
È un corpo celeste che brilla di luce propria, dotato di massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–
200 masse solari, sottoposto all’azione di una forza di gravità, diretta verso il centro, tale per cui gli strati
esterni esercitano una forte pressione sugli strati interni,che tendono spontaneamente a contrarsi, cioè a
collassare. La contrazione si realizza solo in momenti particolari della vita della stella, ovvero quando la
forza gravitazionale non viene contrastata adeguatamente dalla “resistenza” opposta dai materiali presenti
all’interno della stella.
L’ipotesi che l’energia delle stelle sia nucleare è stata formulata per la prima volta all’inizio del secolo
scorso, negli anni Venti in seguito alle scoperte sulla composizione e sulla struttura atomica.
Le reazioni di fusione nucleare sono reazioni in cui due o più nuclei atomici si uniscono per formarne uno
solo più complesso, ma hanno un’importante caratteristica:il nucleo che si forma ha quasi sempre massa
minore rispetto alla somma delle masse dei nuclei di partenza: si ha dunque una perdita di massa, che
Einstein dimostrò essersi trasformata in energia:
E = energia
m = massa
c = velocità della luce
L’energia prodotta in questi processi permette ad una stella di vivere, infatti la trasformazione di 1kg di
materia produce circa
J di energia.
Non sempre è possibile produrre energia, in quanto nelle reazioni che consumano nuclei con carica
superiore a quella del ferro (+26) non vi è difetto di massa.
Tutta questa energia non viene dissipata integralmente all’esterno sotto forma di luce e calore, ma una
parte riscalda la materia all’interno della stella, determinando una pressione rivolta verso l’esterno: è la
pressione di radiazione, che si oppone a quella gravitazionale, impedendo il collasso della stella.
Le reazioni nucleari modificano nel tempo la composizione chimica delle stelle, riducendone la massa, ergo
ogni stella è destinata a spegnersi, in quanto le reazioni nucleari possono durare solo finchè esistono i
materiali reagenti e vengono mantenute le condizioni di temperatura e pressione necessarie.
In astrofisica, pertanto, si è soliti distinguere in nascita, evoluzione e morte delle stelle.
Si parla di nascita di una stella quando in un corpo celeste vengono innescate le reazioni nucleari con
produzione di luce e calore, mentre con evoluzione si indicano i cambiamenti che si susseguono dal
momento in cui inizia a brillare, sino alla sua morte, quando in seguito a fenomeni spesso esplosivi e
clamorosi si spegne terminando le reazioni termonucleari.
È dunque chiaro come nel corso della loro esistenza, le stelle subiscano profondi mutamenti, “cambiando
colore”, temperatura e dimensioni; l’insieme di questi mutamenti è complessivamente visibile all’interno
del diagramma di Hertzsprung-Russel, noto come diagramma H-R.
Diagramma H-R
In questo diagramma ogni stella è individuata da un punto cui corrispondono due coordinate: sull’asse delle
ascisse viene riportata la classe spettrale (da sinistra a destre in ordine di temperatura decrescente),
sull’asse delle ordinate la luminosità assoluta (identificata in base alla magnitudine assoluta).
La maggior parte delle stelle si trova in una fascia detta sequenza principale, che attraversa il diagramma
obliquamente, dall’alto a sinistra al basso a destra.
La posizione di una stella sul diagramma dipende da vari fattori che si modificano nel tempo, per questo
non è fissa, ma cambia mentre la stella si trasforma; inoltre è necessario sottolineare che la sequenza
principale, dove si trova la massima densità di punti, rappresenta la fase più lunga e stabile della vita di una
stella.
Come nasce una stella?
Tutto inizia da delle nebulose, ammassi densi contenenti idrogeno ed elio mescolati con gas e polveri
pesanti. In queste nubi, per eventi casuali, possono formarsi zone più dense, che appaiono scure e di forma
globulare. Una stella si forma quando in un globulo, a causa di movimenti turbolenti, si forma un “grumo”
più denso che inizia ad attirare a sé polveri e gas accrescendo la sua massa. La nube quindi collassa per
effetto della forza gravitazionale, e al centro si forma una protostella, un corpo denso, di dimensioni
variabili, che lentamente si contrae. La contrazione gravitazionale produce calore che in parte scalda
l’interno della protostella, in parte viene dissipato verso l’esterno: la temperatura interna cresce ed inizia
ad emettere energia sotto forma di radiazioni infrarosse.
Una nebulosa, ovvero l’incubatrice delle stelle
Con il procedere della contrazione, la pressione e la temperatura aumentano in modo considerevole,
specialmente nella regione centrale, in quanto cresce la densità dei materiali, che diventano più opachi e
trattengono maggiormente la radiazione: quando la temperatura raggiunge un milione di kelvin prendono
avvio le reazioni di fusione nucleare, ma il processo non produce molta energia, sino a quando vengono
raggiunti i 10 milioni di kelvin, si interrompe il collasso gravitazionale e la protostella diviene una vera e
propria stella.
La durata di questa fase dipende dalla massa della protostella: se ha grande massa la contrazione procede
più velocemente, provocando un aumento più rapido della densità e della temperatura, se invece la massa
è piccola la contrazione è meno intensa ed il processo più lento.
Le stelle come il Sole impiegano circa 30 milioni di anni per raggiungere la sequenza principale, mentre
stelle di massa maggiore impiegano poche centinaia di migliaia di anni.
In una stella appena formata, gli strati più esterni si comportano come gas ionizzato, molto caldo e
rarefatto, mentre nel nòcciolo (la parte più interna della stella) la materia si trova allo stato di plasma.
Nel plasma del nòcciolo si svolgono le reazioni termonucleari. Nella prima fase di vita vengono prodotti
nuclei di elio, partendo dai nuclei di idrogeno secondo la reazione:
dove:
ν= neutrino
e+= positrone
il che significa che ogni qual volta si realizza la fusione di quattro nuclei di idrogeno in un nucleo di elio, lo
0,7% della massa viene trasformato in energia sotto forma di raggi gamma.
L’energia prodotta sotto forma di raggi gamma dal nòcciolo viene assorbita dagli involucri circostanti che la
trasferiscono molto lentamente verso l’esterno: durante il tragitto parte dell’energia viene utilizzata per
riscaldare l’interno della stella e mantenere la pressione di radiazione.
Questa è una fase stabile per la stella, ovvero non si espande e non si contrae, in quanto si stabilisce un
equilibrio tra la pressione generata dalla forza di gravità e la pressione di radiazione.
Schema di equilibrio tra pressione di radiazione e forza di gravità
La fase di stabilità è destinata a terminare, poiché la stella può utilizzare per le reazioni nucleari solo
l’idrogeno del nòcciolo, e questo con il passare del tempo si esaurisce.
Quando si arrestano le reazioni di fusione dell’idrogeno, la stella inizia a contrarsi per effetto della forza
gravitazionale. A questo punto il suo destino dipende dalla massa.
Se la stella ha massa inferiore a 0,5 masse solari la contrazione gravitazionale riscalda il nucleo senza
raggiungere i valori necessari per innescare nuove reazioni nucleari. La contrazione procede incontrastata
provocando un aumento della densità e della pressione sino a quando la stella si spegne e muore.
Se la stella ha massa superiore a 0,5 masse solari la contrazione provoca un considerevole aumento della
temperatura interna: il calore prodotto innesca le reazioni di fusione dell’idrogeno in elio, e gli strati più
esterni, riscaldati dall’energia di fusione espandono verso l’esterno. L’involucro esterno pertanto si dilata e
si raffredda provocando un considerevole aumento delle dimensioni della stella che diviene così una
gigante rossa.
Confronto tra le dimensioni della Terra, del Sole e di una Gigante Rossa
Mentre la stella diventa una gigante rossa, la regione centrale, composta prevalentemente da elio, si
contrae e riscalda fino a raggiungere una temperatura intorno ai 100 milioni di Kelvin e prendono avvio le
reazioni di fusione che trasformano l’elio in carbonio (ciclo 3 alfa):
La gigante rossa mantiene la sua stabilità sino a quando tutto l’elio del nucleo non viene trasformato in
carbonio: le reazioni di fusione si arrestano e riprende la contrazione, con conseguente aumento della
temperatura interna. La successiva evoluzione è nuovamente condizionata dalla sua massa.
Se la gigante rossa ha una massa inferiore a 2 masse solari, non vengono raggiunte le temperature per
innescare nuove reazioni di fusione e muore. Se invece ha una massa superiore a 2 masse solari, la densità
e la temperatura aumentano notevolmente permettendo l’avvio di nuove reazioni di fusione. Gli strati
esterni si espandono ulteriormente e la stella diviene una supergigante rossa: essa ha una struttura ad
involucri concentrici dove all’interno sono presenti gli elementi più pesanti, all’esterno quelli più leggeri
(idrogeno ed elio). Ogni volta che il combustibile si esaurisce riprende il ciclo di contrazione, riscaldamento
e, se vengono raggiunte temperature adeguate, espansione. Ogni stadio produce elementi sempre più
pesanti: la successione prevede idrogeno, elio, carbonio, ossigeno, neon, silicio ed infine ferro. Quando il
nucleo è completamente composto da ferro la produzione di energia si arresta, infatti le reazioni nucleari
con il ferro non liberano energia, ma la assorbono.
Schema finale di una stella
Le stelle della sequenza principale (come il Sole) si trasformano in nane bianche, un corpo piccolo, molto
denso e caldo dal diametro paragonabile a quello terrestre, mentre la densità è molto elevata (circa
109kg/m3). All’interno non avvengono reazioni termonucleari, ma la temperatura superficiale è molto
elevata (supera i 30000K) e viene disperso all’esterno il calore residuo. Anche le giganti rosse con massa
compresa tra 0,5 e 8 masse solari si trasformano in nane bianche: espellono gli strati più esterni sottoforma
di nebulose sferiche, note come nebulose planetarie, ed il nucleo residuo diventa una nana bianca.
Una nana bianca non può avere una massa superiore a 1,44 masse solari (limite di Chandrasekhar), infatti
se la massa supera questo valore critico, la pressione degenere non è più in grado di impedire il collasso
gravitazionale
Le giganti rosse con massa superiore a 8 masse solari muoiono in modo catastrofico diventando
supernovae. L’esplosione, che aumenta miliardi di volte la luminosità della stella, è causata da un rapido
collasso del nucleo, che libera in breve tempo una quantità enorme di energia gravitazionale, che scalda e
dilata velocemente l’involucro esterno ed attiva nuovi processi nucleari che consentono la creazione di
elementi molto più pesanti del ferro (per esempio l’oro) provocando l’espulsione nello spazio di buona
parte della materia della stella. I materiali espulsi restano visibili in cielo come una nebulosa luminosa e
possono essere “riciclati” a formare nuove stelle.
Esplosione di una supernova
Al termine dell’esplosione, al posto della supernova resta il nucleo estremamente caldo e denso, che a
seconda della massa dà origine ad una stella a neutroni o ad un buco nero.
Le stelle a neutroni hanno una massa compresa tra 1,44 e 3 masse solari; hanno un diametro di una decina
di kilometri entro i quali la densità raggiunge valori estremi dell’ordine di 1017Kg/m3. Hanno una luminosità
inferiore a quella delle nane bianche, ma alcune di esse possono ruotare così rapidamente (anche 1000
giri/s) su loro stesse perdendo energia in corrispondenza dei poli magnetici dando origine ad uno dei
fenomeni più spettacolari dell’intero universo: le pulsar (pulsating radio source).
Immagine di una pulsar
Se il nucleo residuo della supernova ha una massa superiore a 3 masse solari si trasforma in un buco nero,
un corpo nel quale il collasso gravitazionale non può essere contrastato in alcun modo e la gravità
impedisce la fuga di qualsiasi particella, persino di quelle più veloci: la luce. Qualsiasi oggetto attratto è
destinato a precipitare all’interno, perdendo la sua identità e la stessa luce viene intrappolata, tanto da
rendere il corpo invisibile a qualsiasi osservazione.
Essi sono un raro esempio di modello teorico elaborato senza l’appoggio di dati sperimentali; ciò rende
difficile sia l’ulteriore elaborazione del modello sia la ricerca delle conferme sperimentali. A detta di molti
astrofisici essi possono essere identificati grazie all’intensa forza gravitazionale intensa sui corpi celesti a
loro vicini, pertanto dovrebbe essere più facile osservare la presenza di un buco nero in un sistema binario
di stelle in stadi evolutivi avanzati: in tal caso potrebbero essere associati una stella ed un buco nero e la
stella visibile dovrebbe essere perturbata dalla forza gravitazionale del buco nero, che comunque
resterebbe invisibile ad ogni osservazione.
Rappresentazione di un
Buco Nero
Di seguito è riportata una schematizzazione di quanto descritto precedentemente in merito all’evoluzione
di una stella
