L’ultima fase, la più drammatica, della vita di una stella: i suoi ultimi sussulti sconnessi e la sua morte.
Morte di una stella – Le nane bianche
Una nana bianca (o nana degenere) è una stella di piccole dimensioni, con bassissima luminosità e un colore biancastro. Nonostante le ridotte dimensioni (simili alla Terra), la massa dell’astro è circa quella del Sole. Quindi, si tratta di un oggetto molto compatto, dotato di un’elevatissima densità e gravità superficiale (un miliardo di chilogrammi per metro cubo).
Le nane bianche rappresentano l’ultima fase dell’evoluzione delle stelle di massa medio-piccola, che costituirebbero circa il 97% delle stelle della Galassia.
Prima di spegnersi, esse attraversano alcune fasi di forte instabilità nelle quali espellono gli strati più esterni, mentre i nuclei inerti vanno a costituire le nane bianche. Non essendo più soggette alla fusione nucleare, esse non possiedono una sorgente di energia che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono sottoposte. L’unica forza che vi si oppone è la pressione degli elettroni degeneri (deviano dal normale comportamento previsto dalla fisica). (Figura 1).
Tutte le stelle con massa inferiore alle 0,5 masse solari, dopo la fase della sequenza principale, a seguito del collasso gravitazionale, si spengono lentamente. Esse si raffreddano sempre più originando una nana bianca.
All’interno di queste non si svolgono le reazioni termonucleari e la materia si trova in uno stato degenere. In questa situazione si produce una forza di repulsione elettrica (detta pressione degenere) che contrasta il collasso gravitazionale. Le nane bianche, quando la pressione degenere stabilisce un equilibrio con la forza gravitazionale, non possono più comprimersi e raffreddandosi diventano corpi inattivi e oscuri.
Anche le stelle con massa minore di 8 masse solari, dopo le eventuali trasformazioni in gigante e supergigante, muoiono come nane bianche. Prima di arrivare a questo stato attraversano una fase di instabilità durante la quale espellono gli strati più esterni andando a formare una nebulosa planetaria. Contemporaneamente il loro nucleo si raffredda diventando una nana bianca.
Le fasi intermedie dalla sequenza principale alle giganti rosse
Nel diagramma H-R (Figura 1) possiamo osservare la posizione delle stelle nane bianche e delle giganti rosse. Le stelle la cui massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari attraversano una fase molto instabile alla fine della sequenza principale. Il nucleo subisce diversi collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura. Gli strati più esterni, per il surplus energetico che ricevono dal nucleo in contrazione, si espandono e si raffreddano. Ciò comporta l’assunzione di una colorazione tendente al rosso. L’energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di idrogeno superiore al nucleo di raggiungere la temperatura di innesco della fusione nucleare. A questo punto la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile di subgigante, si trasforma in una fredda, ma gigante rossa. (Figura 1). Il suo nucleo inerte è di elio e nel guscio prosegue la fusione dell’idrogeno per circa un miliardo di anni. Quando il nucleo raggiunge la massa sufficiente, una serie di contrazioni e collassi gravitazionali provocano un innalzamento della temperatura nucleare (100 milioni di °K).
A questa temperatura si innesca la fusione dell’elio in carbonio e ossigeno, mentre nel guscio superiore continua il processo di fusione dell’idrogeno residuo in elio. Dopo questo stadio evolutivo, la stella arriva ad un nuovo equilibrio.
Se la stella ha una massa sufficiente (non superiore ad 8-9 masse solari), col tempo è possibile l’innesco di ulteriori fusioni. In seguito ai collassi e riscaldamenti susseguitisi nelle fasi suddette, il nucleo della stella degenera trasformandosi in nana bianca (molto calda, 100-200 milioni di °K).
Quando nel nucleo cessa completamente la fusione del combustibile nucleare, la stella può seguire due diverse vie. Se ha una massa tra 0,08 e 0,5 masse solari, dà luogo ad una nana bianca di elio senza fasi intermedie. Se ha una massa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano violenti pulsazioni termiche al suo interno che causano l’espulsione degli strati esterni.
Morte di una stella – Il limite di Chandrasekhar
Dopo quanto detto, si tenga presente che a trasformarsi in nana bianca è solo il nucleo della stella, mentre gli strati esterni vengono espulsi.
La fine della vita stellare si ha quando la stella non si trova più sulla sequenza principale, perché l’idrogeno da convertire in elio è terminato.
Una stella relativamente piccola si assesta infatti in una nana bianca, una stella superdensa e molto calda, grande circa quanto la Terra.
Il limite di Chandrasekhar dice se una stella diventerà un buco nero oppure una nana bianca. È un valore di massa, pari a quasi una volta e mezzo la massa del Sole. Le nane bianche non possono avere una massa superiore a 1,44 masse solari (limite di Chandrasekhar). Se così fosse la loro massa genererebbe una forza gravitazionale che non potrebbe più essere contrastata dalla pressione degenere.
Solo le stelle con massa minore di 8 masse solari, cioè quelle aventi un nucleo con massa minore di 1,44 masse solari diventeranno nane bianche.
Se la stella è più grande di 1,44 masse solari, dopo aver esaurito l’idrogeno, essa non si stabilizzerà in una nana bianca. Questa stella subirà un collasso gravitazionale che la trasformerà in una stella di neutroni (materia ultra condensata) oppure in un buco nero. Diventerà una stella di neutroni se la stella ha una massa minore a 3 masse solari, altrimenti diventerà un buco nero.
Morte di una stella – Le supernove
Le supergiganti con una massa superiore a 8 masse solari muoiono in modo violento e catastrofico originando una supernova. Le supernove sono stelle che esplodono violentemente aumentando incredibilmente la propria luminosità per una durata di tempo che va da poche ore a qualche mese. Durante questa esplosione, dovuta probabilmente ad un veloce collasso del nucleo, viene liberato un enorme quantitativo di energia che innesca l’avvio di ulteriori reazioni termonucleari.
L’esplosione espelle quasi tutto il materiale che costituisce la stella a velocità che possono arrivare a 30000 km/s (10% della velocità della luce). L’onda d’urto che ne consegue si diffonde nel mezzo interstellare come una bolla di gas in espansione che viene detta resto di supernova. (Figura 2)
Le reazioni termonucleari fondono gli elementi che componevano la supergigante negli elementi più pesanti del cosmo, come l’oro per esempio. Tali elementi si disperdono poi nello spazio circostante all’esplosione ed originano spesso delle piccole nubi che alimentano solitamente i siti di nuove formazioni stellari.
Morte di una stella – Le stelle a neutroni
Al termine dell’esplosione e della formazione di una supernova resta il nucleo residuo della supergigante morta. Come detto, se questo ha una massa tra 1,44 e 3 masse solari si trasforma in una stella a neutroni, corpi piccolissimi, ma incredibilmente densi:
-1017 Kg/m3– ovvero 1 metro cubo di materiale pesa centomilioni di miliardi di chilogrammi.
Ovviamente la materia si trova in uno stato molto particolare: gli elettroni riescono a penetrare i loro nuclei e, combinandosi con i protoni, generano neutroni. In queste condizioni la materia assume le caratteristiche di un fluido composto maggiormente da neutroni che, esercitando una pressione, impediscono un ulteriore collasso gravitazionale. Le stelle di neutroni possono essere considerate dei relitti stellari: sono ciò che avanza dall’esplosione di una supernova. (Figura 3).
Esse sono piccole come asteroidi, ma in grado di dare luogo a potentissime esplosioni cosmiche.
La densità all’interno di una stella di neutroni è tale che una zolletta di zucchero avrebbe una massa pari a quella di tutta l’umanità.
Morte di una stella – I buchi neri
Un buco nero possiede un campo gravitazionale così intenso che dal suo interno non può uscire nulla, nemmeno la luce. Per questo motivo essi non emettono alcun segnale luminoso apparendo totalmente oscuri e la loro ricerca è, quindi, piuttosto complessa. È possibile individuarli studiando la disposizione della materia attorno ad essi o con il rilevamento degli enormi getti di materia espulsi dai buchi neri stessi.
Se la supergigante che ha originato la supernova ha una massa superiore a 3 masse solari, il nucleo residuo si trasforma in un buco nero. Esso è un corpo nel quale nulla può impedire il collasso gravitazionale, fatto che non permette ad alcuna particella di sfuggire alla sua attrazione gravitazionale.
I buchi neri, per la loro fortissima gravità, inghiottiscono tutta la materia circostante che si dispone formando una spirale di vario materiale che verrà inglobato. Sempre a causa dell’elevatissima forza gravitazionale questi oggetti possono deformare la stessa struttura dello spaziotempo al punto da rallentare lo scorrere del tempo (Relatività Generale). (Figura 4).
Fonte immagine di copertina: pilloledicosmologia.