Sab. Mar 2nd, 2024
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Un’escursione per conoscere le varie fasi della vita di una stella da quando è nata fino ad un attimo prima della sua morte.

Evoluzione nella vita di una stella – Le stelle della sequenza principale

Anche le stelle hanno una loro vita, evolvendo dalla loro nascita alla loro morte.

Una stella appena nata si presenta con gli strati esterni composti principalmente da gas molto caldi e relativamente poco densi. Sono i gas più leggeri (idrogeno, elio), gli altri si trovano negli strati inferiori. Tutte le stelle, una volta nate si trovano in uno stato di equilibrio costituendo una sequenza principale e la cui posizione dipende dalla loro massa. Vedi il diagramma H-R.

Nel nucleo (o core), la materia si trova allo stato di plasma (gas ionizzato:  gli elettroni degli atomi sono separati dai rispettivi nuclei).

Questo significa anche che le particelle che costituiscono il plasma sono cariche elettriche dato che gli atomi non sono allo stato neutro, perché ionizzati.

Questo avviene a causa dell’elevata temperatura (10-15 milioni di gradi kelvin) e pressione (oltre 500 miliardi di atmosfere). 

All’interno del nucleo tali condizioni fanno si che avvengano le reazioni termonucleari che fondono gli atomi di idrogeno in elio, liberando energia.

La reazione può essere raccontata in modo semplice partendo da 4 atomi di idrogeno che, per le condizioni dette, si scindono in più elementi. Questi, fondendosi tra loro per le alte temperature, formano l’elio (gas più pesante dell’idrogeno), più altre particelle e raggi gamma γ (onde elettromagnetiche fortemente energetiche). Quindi, una parte della materia iniziale si trasforma in energia che si propaga nello spazio come calore e luce -ecco la luce propria delle stelle-.

Anche se queste reazioni consumano un quantitativo di materia incredibilmente elevato, la massa trasformata in energia è insignificante rispetto alla massa totale della stella.

Il fatto che il nucleo produca questa enorme energia è vitale per la stabilità dell’astro stesso.

Infatti, dal nucleo si genera una pressione (pressione di radiazione) rivolta verso l’esterno che contrasta il collasso gravitazionale rivolto verso l’interno. Queste due forze (verso l’interno e verso l’esterno) devono equilibrarsi perché la stella possa sviluppare il suo normale ciclo vitale.

Se ciò non accadesse avremmo due conseguenze:

  1. se le forze gravitazionali (verso l’interno) sono maggiori della pressione di radiazione si avrebbe il collasso degli strati esterni della stella su quelli inferiori e l’astro terminerebbe di esistere in breve tempo;
  2. se la pressione di radiazione (verso l’esterno) è maggiore delle forse gravitazionali, la stella esploderebbe.

I colori delle stelle

I diversi colori delle stelle sono determinati dalla lunghezza d’onda della maggior parte della radiazione visibile che emettono: maggiore è la lunghezza d’onda, più rosso è il colore.

Inoltre, il colore è legato alla temperatura: più rosso è il colore più la temperatura è bassa (siamo sempre sull’ordine delle migliaia di gradi).

Comunque, finché il colore varia tra l’azzurro e il giallo la stella si trova in equilibrio nel posto che le spetta sulla sequenza principale.

I problemi arrivano quando il suo colore comincia a diventare arancione e poi rosso: si distaccherà dalla sequenza principale per iniziare la sua fine.

Evoluzione nella vita di una stella – Le giganti rosse

Quando tutto l’idrogeno del nucleo viene trasformato in elio, le reazioni termonucleari cessano e cessa anche la pressione di radiazione: gli strati esterni collasseranno sugli interni. Questa ulteriore pressione che si genera provoca conseguentemente l’innalzamento della temperatura del nucleo, data la relazione diretta pressione-temperatura, già accennata.

Se la stella ha una massa inferiore a 0,5 masse solari, si spegne e muore raffreddandosi, come si spegne un carbone ardente totalmente consumato.

Se la stella ha una massa superiore a 0,5 masse solari, durante il collasso, aumenta la temperatura interna fino a 100 milioni di gradi kelvin.

A questa temperatura si avviano nuove reazioni nucleari che fondono gli atomi di elio (prodotto delle reazioni precedenti) in carbonio ed altri elementi più pesanti.

Schematicamente, 3 atomi di elio formano un atomo di carbonio liberando energia sotto forma ancora di raggi gamma γ (fortemente energetici).

A questo punto la stella non è più sulla sequenza principale nella quale ha vissuto tranquillamente per miliardi di anni. Infatti, come detto, si distacca da tale sequenza ed entra a far parte del gruppo delle stelle giganti rosse.

Una volta riavviate le reazioni nucleari, la stella si espande notevolmente e la temperatura degli strati esterni diminuisce, dando all’astro una colorazione rossastra. 

Tale trasformazione, in gigante rossa, può avvenire in modo continuo, senza sussulti, ma a volte può accadere che essa attraversi diverse fasi in instabilità. In tal caso, durante la trasformazione in gigante rossa, la stella è detta variabile, in quanto modifica periodicamente la propria luminosità.

Evoluzione nella vita di una stella – Le supergiganti rosse

Le giganti rosse con massa inferiore alle 2 masse solari, una volta che tutto l’elio del nucleo è stato fuso, si raffreddano e muoiono. Stelle con massa superiore, dopo un nuovo collasso gravitazionale dovuto alla mancanza della pressione di radiazione, avviano nuove reazioni termonucleari al loro interno. Questa volta, però, ad essere coinvolti nei processo nucleari, oltre al nucleo, saranno anche interessati i vari strati della stella che diventa una supergigante rossa

Negli strati più esterni avvengono le reazioni termonucleari tra gli elementi più leggeri, mentre negli strati più interni avvengono le reazioni tra quelli più pesanti.

In tal modo si originano all’interno della supergigante elementi quali l’ossigeno, il neon, il silicio lo zolfo.

All’interno del nucleo le reazioni danno come prodotto finale il ferro, elemento stabile che non può essere fuso se non con un grandissimo apporto energetico.

Una volta che tutto il nucleo della supergigante è stato trasformato in ferro, le reazioni di fusione nucleare cessano e la stella muore.

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