L'evoluzione dei corpi celesti

L'evoluzione dei corpi celesti

Energia: la fornace nucleare del Sole e delle altre stelle

Scendendo dalla superficie del Sole verso il suo interno, il peso dei gas che gravitano sugli strati sottostanti aumenta continuamente: il Sole finirebbe per crollare su se stesso (collasso gravitazionale) se alla gravità non si opponesse la pressione interna dei gas, che tende a farli dilatare e che aumenta con la temperatura. L'equilibrio del Sole è dovuto proprio al progressivo aumento della temperatura dei gas con la profondità (fino a 15 milioni di gradi kelvin). In tali condizioni la materia cambia caratteristiche: non esistono più legami molecolari e il gas è formato da elettroni liberi e da nuclei atomici. Tali nuclei sono essenzialmente di idrogeno e di elio, e sono in continuo movimento, tanto che avvengono tra essi collisioni così violente da provocare una reazione di fusione termonucleare, che trasforma l'idrogeno in elio. Quattro protoni, cioè nuclei di idrogeno, si fondono in un singolo nucleo di elio; ma nel corso della fusione una parte della massa "scompare" e si converte in energia secondo l'equazione di Einstein: E = mc^2.

Il diagramma H-R

Gli astronomi Hertzsprung e Russell, indipendentemente l'uno dall'altro, hanno ideato un diagramma (diagramma H-R) in cui si possono collocare le varie stelle, ponendo in ascissa la loro temperatura (da cui dipende il loro colore e la loro classe spettrale) e in ordinata la luminosità (posto il Sole = 1). Nel diagramma H-R le stelle si raccolgono in grandissima parte lungo una fascia chiamata sequenza principale, nella quale esse risultano disposte secondo un ordine regolare, da quelle blu (più calde e con massa maggiore - 50 volte quella del sole) fino a quelle rosse (più fredde e di massa minore - 1/10 di quella del Sole). Il Sole vi compare in posizione intermedia, come una stella gialla.

Al di fuori della sequenza principale, nella parte in alto a destra del diagramma, compaiono stelle giganti rosse: hanno la stessa temperatura superficiale, e quindi lo stesso colore, delle stelle della se     quenza principale, ma rispetto a queste sono molto più luminose, per cui devono avere una superficie radiante molto più estesa. Alcune di queste stelle sono così grandi da essere chiamate supergiganti.

Un altro gruppo di stelle esterno alla sequenza principale occupa la parte in basso e verso sinistra del diagramma: tali stelle hanno lo stesso colore di quelle della sequenza principale, ma sono molto meno luminose, per cui devono essere molto più piccole: vengono dette nane bianche (anche se non sono soltanto di questo colore).

L'evoluzione delle stelle: dalle nebulose alle giganti rosse

Le nebulose sono formate da polvere e gas freddi (idrogeno per oltre il 90%). Probabilmente le stelle nascono dai cosiddetti globuli di Bok, addensamenti di grandi quantità di polveri e gas che appaiono come nuclei oscuri circoscritti all'interno della diffusa luminosità delle nebulose. All'interno dei globuli possono innescarsi moti turbolenti che frammentano i globuli in ammassi più piccoli, all'interno dei quali la reciproca attrazione gravitazionale tra le particelle della nebulosa dà inizio ad un processo di aggregazione. Col proseguire dell'addensamento, l'energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica e il corpo gassoso è soggetto ad un aumento di temperatura, che ne determina la trasformazione in una protostella. La contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda: se la massa iniziale è scarsa e la temperatura non arriva a innescare reazioni termonucleari, il corpo si raffredda lasciando un'oscura nana bruna (una "stella mancata"); se invece la massa è sufficiente, continua a riscaldarsi fino a raggiungere temperature sufficienti a innescare il processo termonucleare di trasformazione dell'idrogeno in elio. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione dei gas verso l'esterno, fino a compensare la forza di gravità: si giunge così a una fase di stabilità, durante la quale la stella, ormai adulta, si trova sulla sequenza principale del diagramma H-R, che rappresenta, quindi, la fase dell'evoluzione di una stella nel corso della quale la fonte di energia è la "combustione nucleare" dell'idrogeno.

La sua posizione e la sua permanenza nella sequenza principale dipendono dalla massa iniziale della nebulosa da cui si è originata: stelle nate con grande massa diventano più calde, blu, e consumano il loro idrogeno più rapidamente (nel giro di milioni di anni); stelle con massa piccola rimangono meno calde, rosse, e sono più longeve (miliardi di anni). Le stelle gialle rimangono nella sequenza circa 10 miliardi di anni (es.: il Sole, che ha 5 miliardi di anni, è una stella <<di mezza età>>).

Quando quasi tutto l'idrogeno è consumato, 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; in tale processo si riscalda progressivamente fino a temperature sufficienti ad innescare nuove reazioni termonucleari, che trasformano l'elio in carbonio. Per l'alta temperatura l'involucro gassoso esterno della stella si espande enormemente: la superficie si dilata e si raffredda, finché la forza di gravità ferma l'espansione e si raggiunge un nuovo equilibrio.

La stella è entrata in una nuova fase e appare come una gigante rossa; se l'espansione supera il punto di equilibrio, sarà seguita ben presto da una contrazione e poi da una nuova espansione, per cui le dimensioni della stella oscilleranno più volte, tanto che la stella sembrerà pulsare e apparirà come una variabile.

Se la massa iniziale della stella è molto grande possono innescarsi via via nuove reazioni nucleari che producono altri elementi chimici, ma prima o poi il combustibile nucleare si esaurisce e la stella, sotto la pressione del suo enorme campo gravitazionale, deve lasciare la fase di gigante rossa per avviarsi alla fine. Dopo la fase di gigante rossa l'evoluzione stellare segue vie diverse a seconda della massa iniziale della stella.

Stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del Sole devono collassare, gradualmente, fino a divenire corpi delle dimensioni della Terra, nane bianche, destinate a raffreddarsi lentamente;

Stelle con massa iniziale come quella del Sole o alcune volte maggiore finiscono ugualmente come nane bianche, ma prima attraversano una fase particolare, in cui espellono i loro strati più esterni che, trascinati via da un imponente vento stellare, danno origine a nubi sferiche di gas in espansione, dette nebulose planetarie, In alcuni casi si osservano invece vere e proprie esplosioni che si manifestano con un improvviso aumento di luminosità; tali stelle sono dette novae;

Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del Sole, le     temperature interne arrivano fino a miliardi di gradi, facendo innescare via via nuove reazioni termonucleari, fino alla formazione di un nucleo di ferro circondato da gusci concentrici. A questo punto il collasso si fa così rapido e violento da liberare un'enorme quantità di energia, provocando un'immane esplosione: gran parte della stella, definita supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio. Il materiale che rimane dopo l'esplosione deve collassare per gravità, ma la massa della stella è ancora così grande e dunque così densa che la materia subisce un'ulteriore trasformazione: elettroni e protoni si fondono per formare neutroni e l'intera massa di una stella si concentra in un corpo di soli 20 o 30 km di diametro (stella di neutroni);

Se la massa originaria della stella è qualche decina di volte quella del Sole, dopo la fase di supernova il collasso gravitazionale non trova più forze sufficienti a contrastarlo: la contrazione prosegue, la densità continua ad aumentare e si forma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso (buco nero).