Le reazioni termonucleari nelle stelle

Le reazioni termonucleari nelle stelle

Contrariamente all'apparenza, le stelle si trasformano nel tempo, poiché la massa, la composizione chimica, la temperatura e la luminosità subiscono variazioni. Per questo gli astrofisici parlano di evoluzione delle stelle,intendendo con questo termine tutti i cambiamenti che si susseguono dal momento in cui una stella comincia a brillare, fino al momento della sua morte, quando, molto spesso in seguito a fenomeni esplosivi e clamorosi, si spegne. In base alle leggi fisiche vengono costruiti modelli degli interni stellari e delle possibili evoluzioni nel tempo perché non sarà mai possibile per l'uomo seguire l'intero cammino evolutivo di una stella a causa dei tempi lunghissimi. La ragione per cui affermiamo in tutta sicurezza che le stelle non possono restare immutate nel tempo è molto semplice: l'emissione di radiazioni elettromagnetiche da parte di un corpo comporta l'obbedienza al principio di conservazione, la produzione e il consumo di energia.

Le stelle si formano per condensazione di polveri e gas interstellari. Lo spazio interstellare, infatti, non è vuoto anche se molto rarefatto e frequentemente si possono osservare ammassi di gas più densi detti nebulose interstellari. Queste nubi contengono in prevalenza idrogeno (circa l'80%), l'elemento più leggero e più diffuso nell'universo, ed elio insieme a gas e polveri costituiti di elementi e composti più pesanti. Una stella si forma quando i gas di una regione più densa cominciano a coagulare e la nube collassa, cioè si contrae. Il fattore determinante in questa fase è la forza gravitazionale, che tende a far cadere le particelle dei gas e le polveri verso il centro della nube. In un arco di tempo relativamente breve al centro della nube si forma una protostella, una massa gassosa più densa, di dimensioni variabili, che lentamente si scalda. L'energia gravitazionale, infatti, durante la contrazione viene convertita in calore, che in parte scalda l'interno della protostella, in parte viene dissipato verso l'esterno. Per questa ragione la temperatura all'interno della protostella cresce lentamente passando da un valore inferiore ai 100K al migliaio di kelvin e comincia ad emettere energia sotto forma di radiazioni infrarosse. Le protostelle hanno una temperatura superficiale molto bassa e una luminosità ridotta e molto spesso variabile perché l'emissione di radiazioni avviene in modo irregolare. Con il procedere della contrazione la temperatura aumenta in modo considerevole, specialmente nelle regioni centrali, anche perché cresce la densità dei materiali, che diventano più opachi e trattengono maggiormente le radiazioni. Il diametro della protostella si riduce ulteriormente, perché la forza gravitazionale non è contrasta. Quando la temperatura nella zona più interna della protostella, detta nocciolo, supera i 10 milioni di kelvin, iniziano le reazioni termonucleari, la contrazione si arresta e la protostella diventa una vera e propria stella. Sul diagramma H-R (PRIMA FASE) queste stelle si collocano nella sequenza principale. La fase prestellare ha una diversa durata in relazione alla massa, le stelle come il sole impiegano circa 30 milioni di anni per raggiungere la sequenza principale, mentre stelle a massa maggiore impiegano poche centinaia di migliaia di anni. Le protostelle con massa troppo piccola non sviluppano durante la contrazione energia sufficiente per innescare i processi di fusione nucleare, perciò non si trasformano in stelle.  Le reazioni termonucleari sono anche le uniche fonti possibili dell'energia stellare. Inizialmente si era pensato all'energia gravitazionale, dal momento che le stelle hanno una massa enorme e come sfere gassose possono contrarsi e collassare; ma l'energia irragiata durante la contrazione di una massa anche enorme è troppo piccola per garantire un flusso energetico pari a quello di una stella per tempi dell'ordine dei miliardi di anni. Quindi le uniche fonti in grado di sviluppare per tempi così lunghi quantitativi ingenti di energia rimangono le reazioni termonucleari. Le reazioni termonucleari sono reazioni di fusione di nuclei atomici con formazione di nuclei più pesanti. Le reazioni termonucleari possibili nelle stelle sono diverse, ma tutte vengono innescate solo quando temperatura e densità raggiungono valori particolari e molto elevati, per questo le reazioni di fusione possono avvenire solo nelle zone centrali delle stelle. Gli strati esterni delle stelle invece non producono energia, ma assorbono e trasmettono all'esterno l'energia che viene prodotta al centro della stella.  Le prime reazioni che abbiamo nelle stelle sono quelle che portano alla fusione di 4 nuclei di idrogeno con la formazione di un nucleo di elio. Una stella trascorre il 90% della sua vita (circa 10 miliardi di anni) trasformando l'idrogeno in elio e le sue caratteristiche rimangono costanti. L'energia sviluppata nella fusione contrasta la contrazione gravitazionale perché il gas dell'involucro esterno, ricevendo energia dal nucleo della stella, tende ad espandersi ed impedisce alla stella di contrarsi ulteriormente. Si stabilisce quindi un equilibrio, quindi, tra la tendenza alla contrazione, dovuta alla forza gravitazionale, e la tendenza all'espansione, provocata dall'energia della reazioni nucleari. Una stella che si trovi in questa fase è stabile e in equilibrio, cioè non si dilata e non si contrae e produce energia elettromagnetica attraverso reazioni di fusione. Le posizioni che le stelle occupano sulla sequenza principale dipendono dalla loro massa. Le stelle con massa maggiore sono quelle più luminose e calde perché al loro interno le reazioni di fusione dell'idrogeno sono più efficienti. Inoltre le reazioni sono diverse a seconda della massa della stella anche se il risultato è sempre lo stesso: nelle stelle di massa inferiore a 1,5 masse solari prevale il ciclo protone-protone, mentre nelle stelle più pesanti prevale il ciclo carbonio-azoto-ossigeno. Le stelle della sequenza principale permangono in questa condizione di equilibrio finchè l'energia prodotta nelle reazioni di fusione è uguale all'energia irradiata. Il nucleo che si forma da queste reazioni è sempre più leggero rispetto alla somma delle masse dei nuclei iniziali, durante queste reazioni si verifica quindi una perdita di massa. La massa perduta viene trasformata in energia secondo la relazione: E=mc², e l'energia prodotta è largamente sufficiente per garantire il funzionamento di qualsiasi stella. Le reazioni termonucleari possibili nelle stelle sono diverse, ma tutte vengono innescate solo quando temperatura e densità raggiungono valori particolari e molto elevati, per questo le reazioni di fusione possono avvenire solo nelle zone centrali delle stelle. nel sole dove, ogni secondi circa 5,64 10¹¹ Kg di idrogeno si trasformano in 5,60 10¹¹ Kg di He; con un difetto di massa pari a 0,04 10¹¹ Kg ovvero 4 10⁹ Kg, corrispondente alla massa che si trasforma in energia delle onde elettromagnetiche della radiazione solare. Per conoscere quanta energia si ottiene in questa reazione basta tenere presente la formula:                              

E=mc²T4 10⁹ Kg  (3 10⁸ m/s^-1 )²,= 4 10⁹ Kg 9 10¹⁶m² /s^-2 = 36 10²⁵ Kg m/s^-2 m= 36 10²⁵ N m=

36 10²⁵J

SECONDA FASE: in questo secondo momento le stelle escono dalla sequenza principale.Passiamo a questa fase quando la stella ha bruciato una quantità di idrogeno pari ad 1/10 della sua massa, infatti la stella può usare per le reazioni nucleari solo l'idrogeno del nocciolo e questo con il passare del tempo si esaurisce. Negli strati esterni l'idrogeno è presente abbondantemente, ma non esistono le condizioni di pressione e temperatura necessarie per la fusione. Quindi la stella non bruciando più idrogeno non è più nella condizione di equilibrio ed il nucleo di elio che si è formato, molto più denso del nucleo di idrogeno originario, finisce per collassare, cioè per contrarsi su se stesso, riscaldandosi progressivamente fino a temperature di 100 milioni di K sufficienti e ad innescare nuove reazioni termonucleari che trasformano l'elio in carbonio. La stella assume quindi un aspetto ad involucri concentrici con gli elementi più pesanti al centro e la fusione richiede temperature sempre maggiori. La stella è entrata in una nuova fase ed appare come una gigante rossa che ha una durata molto più breve rispetto allo stadio di sequenza principale e dove la stella appare più luminosa e si espande velocemente. Le reazioni di fusione, in tutti i casi, possono proseguire fino alla formazione di nuclei di ferro e quando una stella giunge a questo stadio si arresta la produzione di energia nucleare.

Da questa condizione iniziano le varie fasi finali delle stelle che dipendono esclusivamente dalla loro massa:

Stelle con massa inferiore a 0,5 masse solari: si trasformano direttamente in nana bianca

Stelle con una massa inferiore a 1,44 masse solari: attraversano la fase di instabilità durante la quale espellono gli strati più esterni che si dilatano formando nebulose a forma di anello dette nebulose planetarie. Il nucleo diventa visibile come una stella di piccole dimensioni molto densa e calda detta nana bianca. La temperatura superficiale può superare i 30000 K, ma la stella appare poca luminosa a causa delle dimensioni ridotte. La materia all'interno della nana bianca si trova ad una condizione degenere: i nuclei si separano dagli elettrono e la densità aumenta. La materia degenere resiste alla contrazione ed esercita una pressione che sostiene la stella, indipendentemente dal suo stato termico interno. La nana bianca quindi non può contrarsi ulteriormente ma nel giro di alcuni milioni di anni si raffredda, fini a diventare una nana nera, un corpo denso e scuro non più visibile. Durante la fase di formazione di una nana bianca possono verificarsi vere e proprie esplosioni, che provocano un improvviso aumento di luminosità della stella che appare anche 1 milione di volte più luminosa. Le stelle che manifestan queste condizioni sono chiamate novae ed in genere declinano rapidamente.

Stelle con massa superiore a 1,44 masse solari: queste stelle muoiono in modo catastrofico, diventando una supernova. Una supernova è una stella che esplode violentemente aumentando anche 1 miliardo di volte la sua luminosità. L' esplosione è causata probabilmente da un rapido collasso del nucleo, che libera in breve rempo un'enorme quantità di energia gravitazionale, che scalda e dilata velocemente l'involucro esterno. Si tratta di un evento molto rapido e provoca l'espulsione nello spazio di una parte consistente della stella. La supernova si manifesta con un improvviso aumento di luminosità che si esaurisce nell'arco di tempo di ore, giorni o mesi. Talvolta la luminosità dell'astro è tale da renderlo visibile anche di giorno. Al termine dell'esplosione al posto della stella resta il nucleo, estremamente caldo e denso, che a secondo della massa dà origine:

a)     nana bianca: quando il nucleo residuo ha massa inferiore a 1,44 masse solari

b)     stella e neutroni: quando il nucleo residuo ha massa tra 1,44 e 3 masse solari. La stella a neutroni è un corpo costituito da neutrono, infatti i protoni si combinano con gli elettroni che riescono a penetrare nei nuclei e nel formarsi dei neutroni viene persa qualsiasi struttura nucleare e resta solamente un fluido che esercita una pressione di radiazione tanto intensa da impedire un ulteriore collasso. Come accade nelle nane bianche lo stato degenere della materia sostiene la stella e ne impedisce l'ulteriore contrazione. Le stelle a neutroni hanno una luminosità ancora più ridotta per cui risulta difficile osservarle direttamente. Le pulsar invece sono stelle a neutroni, dotate di un campo magnetico,  che emetteno onde radio sotto forma di impulsi a intervalli regolari di circa 1 secondo e ruotano molto rapidamente su se stesse perdendo continuamente energia raffreddandosi come le nane bianche.

c)     Buco nero: il nucleo residuo della supernuova ha una massa superiore a 3 massi solari. Il buco nero corrisponde ad una stella in cui la forza gravitazionale e tanta elevata da non essere contrastata né da uno stato degenere della materia, come nelle nane bianche, né da una struttura a neutroni. Qualsiasi oggetto attratto da un buco nero è destinato a precipitare all'interno perdendo la sua identità e la sua stessa luce, pur costituita di particelle infinitesimali, verrebbe intrappolata, tanto da rendere il corpo invisibile a qualsiasi osservazione.