Ciao a tutti!
L’ultima volta abbiamo parlato delle distanze
delle stelle, oggi studieremo la loro vita.
Ricordiamo che l’Astronomia è una scienza
osservativa e non permette la sperimentazione.
Si procede quindi con l’elaborazione di Teorie e la loro verifica.
La teoria dice che stelle si formano da grandi nubi di gas e
polvere. Lentamente questo gas evolve, si modifica e viene
restituito agli spazi interstellari al termine dell’evoluzione.
Quando si parla di “nubi” di materiale, si intende qualcosa di
profondamente diverso da quello cui siamo abituati: per gli
Astronomi si parla di nube quando in quello spazio c’è una 1
particella per centimetro cubo (cioè una particella per ogni
spazio uguale a un piccolo cucchiaino da caffè).
Tanto per confrontare: nella nebbia fitta, sono presenti almeno
200 miliardi di miliardi di particelle per cucchiaino da caffè!!!
Osservazione
Bene, in queste nubi possono
addensarsi dischi di polvere e
gas che sono i “genitori” di un
eventuale sistema planetario.
Ma per poter essere sicuri di
questa teoria è stata necessaria
una verifica osservativa, che
1
è arrivata grazie al Telescopio Spaziale Hubble (Hubble Space
Telescope). Esso ci ha dato le prime immagini di quelli che si
pensano essere dischi “protoplanetari”, cioè da pianeti in fase di
formazione.
In queste nubi le varie particelle si attraggono l’un l’altra grazie
all’attrazione gravitazionale (vi ricordate? quella che fa sì che una
penna che ci scivola dalle mani cada a terra o anche quella che
trattiene le particelle di atmosfera attorno al nostro pianeta).
Dapprima si formano degli ammassi di gas che continuano ad
attirare altre particelle. Man mano che le particelle diventano più
“fitte”, si urtano sempre più frequentemente ed aumenta la
temperatura della nube.
Quando la temperatura al centro della nube ha raggiunto i 5 o 6
milioni di gradi si innesca la fusione nucleare. È in quel momento
che si forma la stella, con una struttura a strati, un po’ come quella
di una cipolla.
Se schematizziamo una stella come un’enorme sfera di gas
incandescente, la condizione fondamentale che deve essere
soddisfatta è quella dell’equilibrio. Le forze che agiscono, in
questo nostro modello semplificato, sono due:
1. la attrazione gravitazionale che spinge tutte le particelle della
stella verso il centro più denso
2. la
forza espansiva, che viene dal centro dove avvengono le
reazioni nucleari
2
Esempio: Immaginate un gigantesco pallone su cui molte “mani”
premono dall’esterno per comprimerlo e altrettante spingono
dall’interno per espanderlo.
Le varie fasi di evoluzione delle stelle possono essere interpretate
come una continua ricerca di equilibrio fra la pressione degli strati
esterni, dovuta alla gravità e che tende a comprimere la stella, e
la pressione della energia prodotta che tende ad espandere la
stella.
Nelle parti centrali delle stelle, a temperature di milioni di gradi e
densità
elevatissime,
avvengono
le
reazioni
nucleari,
che
rilasciano enormi quantità di energia. Questa energia si propaga
poi verso le parti esterne della stella e viene emessa nello spazio.
Un po’ di numeri:
- l’ energia prodotta nell’interno del Sole impiega milioni di
anni per arrivare in superficie
3
- ogni secondo il nostro Sole brucia nella sua parte interna 600
milioni di tonnellate di idrogeno e le trasforma in 596 milioni
di tonnellate di Elio
- la differenza di massa, 4 milioni di tonnellate, viene
convertita in energia.
Le principali reazioni che avvengono nel cuore di stelle come il
nostro Sole sono la fusione di 4 nuclei di idrogeno (protoni) in un
nucleo di Elio e la successiva fusione di 3 nuclei di Elio in un nucleo
di Carbonio.
Il “combustibile” per la produzione di energia è il materiale stesso
di cui sono composte: idrogeno in grande maggioranza, ma
anche elio, carbonio e altri elementi in piccolissima percentuale.
La produzione di energia è dovuta al bruciamento nucleare di
questi elementi in altri più pesanti, come abbiamo visto nel caso di
idrogeno ed elio. Ad un certo punto esaurirà il “combustibile”,
cioè il gas di idrogeno di cui sono principalmente composte.
4
Una volta esaurito l’idrogeno nel nucleo della stella, le reazioni
nucleari si interrompono. Di conseguenza manca la pressione,
dovuta alla radiazione prodotta che cerca di uscire: quindi
prende il sopravvento la pressione degli strati più esterni. La stelle
si contrae, la densità del nucleo aumenta e di conseguenza
aumenta anche la sua temperatura.
Di nuovo, a temperature e densità assai più elevate, si
riaccendono le reazioni nucleari, questa volta fra nuclei di Elio che
si fondono per dare luogo ad un nucleo di Carbonio. La pressione
dovuta all’energia sviluppata dalle nuove reazioni nucleari riporta
la stella in equilibrio. Ma anche l’elio finirà e il meccanismo si
ripeterà fra nuclei di carbonio.
Ancora una volta l’evoluzione stellare è una questione di
equilibrio, anche se le stelle non seguono tutte, come vedremo, la
stessa evoluzione che dipende, principalmente, dalla loro massa
iniziale.
Esempio: potremmo immaginare il tutto come un tiro alla fune cui
pian piano si
aggiungono alle due
estremità della fune
alternativamente delle persone che tirano gli estremi della fune.
Se le persone sono in numero adeguato, avremo momenti in cui
prevale un gruppo rispetto all’altro.
Vediamo quale sarà, secondo le attuali teorie , il futuro del Sole.
5
Quando l’idrogeno al centro del Sole si esaurirà, il nucleo
comincerà
a
contrarsi
e
gli
strati
esterni
della
stella
si
espanderanno, aumentando il volume della stella anche di
migliaia di volte: è lo stato di gigante rossa. Gli strati esterni
verranno persi (perché l’attrazione gravitazionale non sarà
sufficiente a trattenerli) e andranno a formare una nebulosa,
mentre al centro rimarrà una stella calda, densissima e molto
piccola, circa 10.000 chilometri di diametro, quasi grande come la
nostra Terra: è lo stato di nana bianca.
In questo stadio di gigante rossa gli strati esterni si espanderanno e
quindi si raffredderanno; la nostra stella apparirà più grande, fino
a centinaia di volte il Sole attuale, e più luminosa, perchè
aumenterà la superficie che emette radiazione.
Vediamo ora due casi particolari di evoluzione stellare, di cui forse
avete sentito parlare “Novae” e “Supernovae”. I nomi sembrano
simili, ma si tratta di fenomeni diversissimi fra loro.
6
Le Novae sono note
fin dall’antichità e
appaiono come una
sorta di moderata
“esplosione” di una
stella e il suo
improvviso aumento
di splendore: dove
prima non si
vedeva nulla all’improvviso compare una “stella nuova”. Si tratta
di un fenomeno dovuto allo scambio di massa fra due stelle molto
diverse di un sistema doppio, e può ripresentare periodicamente
un aumento improvviso di luminosità.
Le Supernovae, conosciute solo dal
1885, sono visibili solo al telescopio
nelle galassie esterne alla nostra.
Sono dovute alla rottura improvvisa
dell’equilibrio stellare. Nel susseguirsi
delle reazioni nucleari si arriva a
dover bruciare il ferro nel nucleo
della stella. Ma questa reazione, a
differenza delle altre, invece di
sviluppare energia la richiede!
7
La stella viene così a perdere il proprio equilibrio. Gli strati esterni
precipitano sul nucleo e questo dà luogo a un’esplosione. Gli strati
esterni vengono espulsi a velocità elevatissima, anche 30.000
chilometri al secondo, e iniziano a espandersi. Al centro rimane
una piccolissima e densissima stella di neutroni.
Abbiamo visto una panoramica delle stelle.
Ricordiamo per chiudere che le varie fasi di evoluzione delle stelle
possono essere interpretate come una continua ricerca di
equilibrio fra la pressione degli strati esterni, dovuta alla gravità e
che tende a comprimere la stella, e la pressione della energia
prodotta che tende ad espandere la stella.
Ricorda
che
se
vuoi
avere altre informazioni,
vedere più immagini o
anche
rivolgere
una
domanda direttamente
ad un astronomo puoi
recarti
sul
sito
Web
www.scopriticielo.it.
Entra nel sito e clicca sul tuo Osservatorio, quello di Monte Rosa.
8
