L'EVOLUZIONE STELLARE E LA NASCITA DEL CARBONIO

Tutte le droghe, sono sostanze organiche, e dato che tutte le sostanze organiche sono composte dal carbonio, andiamo a vedere dove si forma questo particolare atomo.

Questo atomo che ha numero atomico Z=6,è un atomo che si lega con legame covalente.

Nei composti organici, il carbonio manifesta la proprietà di unirsi con altri atomi di carbonio, originando catene più o meno complesse. Le sostanze organiche presentano accanto al carbonio, idrogeno nella maggior parte dei casi, oppure ossigeno, azoto e fosforo.

Una delle caratteristiche più importanti del carbonio è l'ibridizzazione, che avviene se uno dei due elettroni di valenza 2s² viene promosso in un orbitale vacante 2p, avremo 4 elettroni spaiati.

Il carbonio come tutti gli altri elementi chimici nasce dall'evoluzione stellare e più precisamente dalla fase di gigante rossa, attraverso questa reazione:

He + ⁴He  > ⁸Be + ⁴He > ¹²C

Questa reazione avviene all'incirca dopo 100 000 000 milioni di anni.

Le tappe principali dell'evoluzione stellare: le stelle hanno origine dalla materia interstellare. Quando, per una qualche ragione, alcune masse gassose acquistano una densità superiore a quella della zone circostante, cominciando a contrarsi per effetto gravitazionale. Quando la densità della nube di gas in via di contrazione raggiunge un valore abbastanza elevato, la nube che prende il nome di protostella , diventa opaca e la sua temperatura interna comincia a crescere rapidamente e cresce fino a raggiungere valori sufficienti all'innesco delle reazioni nucleari: la contrazione allora si arresta e la protostella si trasforma in stella in equilibrio stabile. Tutte le stelle iniziano la propria vita bruciando idrogeno nel nucleo e trasformandolo in elio, ma la loro evoluzione successiva dipende dalla loro massa iniziale, quella che possiedono al momento della nascita. Durante la fusione dell'idrogeno in elio, la stella possiede una temperatura, una luminosità ed un colore ben definiti; ad essi corrisponde una posizione sul diagramma H-R. Tutte le stelle che si trovano nella fase di fusione dell'idrogeno, che e' la fase di maggior durata dell'intera vita stellare, hanno nel diagramma H-R una posizione compresa entro la fascia della sequenza principale.

La massa della stella determina la posizione del suo punto rappresentativo sulla sequenza: tanto maggiore e' la massa, tanto maggiori sono la sua temperatura e luminosità nella fase di bruciamento dell'idrogeno, e viceversa.
La stella rimane stabile per tutta la durata di questa fase, che può variare, secondo la sua massa, da pochi milioni a svariati miliardi di anni. Quando l'idrogeno sta per essere esaurito nel nucleo, l'equilibrio idrostatico che si era stabilito viene a mancare, perchè l'energia prodotta dalla fusione non e' sufficiente a controbilanciare la pressione degli strati esterni della stella. Di conseguenza, il nucleo incomincia a contrarsi e a riscaldarsi, in modo da accelerare la fusione dell'idrogeno restante e dare il via alla fusione di elio in carbonio. Questo produce un sovrariscaldamento della stella, che deve contemporaneamente espandere gli strati più esterni per dissipare l'energia in eccesso. La temperatura superficiale della stella diminuisce, e di conseguenza il suo colore si fa via via più rosso, mentre la luminosità complessiva aumenta, dato che la superficie emittente e' aumentata con l'espansione. La stella diventa cioè una gigante rossa, una stella più fredda e più luminosa rispetto alle stelle di sequenza principale. Il suo punto rappresentativo sul diagramma H-R si sposta verso l'alto e verso destra, risalendo quello che viene detto il 'ramo delle giganti rosse'. Contemporaneamente, la stella comincia a perdere massa, attraverso l'espulsione di parte dei suoi strati più esterni. La massa perduta alla fine di questa fase puo' essere anche una frazione significativa della massa iniziale della stella.
Quando la temperatura centrale della stella ha raggiunto i 100 milioni di gradi, i nuclei di elio incominciano a fondersi a tre per volta per formare un nucleo di carbonio. La stella si sposta dalla regione delle giganti rosse ancora verso la sequenza.

Se la stella ha una massa inferiore a circa due volte la massa del Sole, la sua evoluzione attiva termina qui. Le stelle più piccole, infatti, sono più compatte di quelle grandi e, nel loro nucleo, il gas e' cosi' denso da raggiungere lo stato degenere: in queste condizioni, non e' possibile un'ulteriore contrazione del nucleo, e la stella non può innescare la fusione del carbonio prodotto. Quando l'elio sta per esaurirsi, il nucleo si contrae e gli strati esterni si espandono, per la minore produzione di energia all'interno; nel diagramma H-R, il suo punto rappresentativo risale verso il ramo delle giganti rosse. A questo punto, la stella diventa instabile e gli strati piu' esterni incominciano a pulsare, fino a quando non vengono espulsi in direzione radiale, lasciando scoperto il nucleo caldo e denso della stella: una nana bianca. L'insieme della stella centrale e della nube di gas espulso prende il nome di nebulosa planetaria.
Le stelle più massicce ripetono più volte il ciclo di contrazione ed espansione, innescando ogni volta la fusione di un elemento più pesante all'esaurirsi del combustibile precedente, mentre il loro nucleo si riscalda sempre piu'. A 800 milioni di gradi incomincia la fusione dei nuclei di carbonio, che da' origine ad elementi come l'ossigeno, il magnesio, il neon. A temperature di 1,4 miliardi di gradi i nuclei di ossigeno si fondono, formando silicio, zolfo, fosforo, e cosi' via.
La catena dei bruciamenti nucleari si interrompe quando il gas nel nucleo della stella, che ad ogni contrazione e' rimasto sempre piu' denso e compatto, diventa degenere. A questo punto, la fusione del successivo combustibile nucleare rilascia nel gas degenere una grande quantità di energia, che provoca l'esplosione della stella come supenova. Il gas arricchito di elementi pesanti viene restituito al mezzo interstellare: l'esplosione delle supernovae rappresenta il principale meccanismo di arricchimento chimico delle galassie. Gli strati esterni della stella vengono espulsi nello spazio, mentre il suo nucleo collassa sotto la propria spinta gravitazionale, formando un oggetto estremamente denso e compatto.
Solo le stelle con massa superiore a 12-13 volte quella del Sole percorrono tutto il ciclo dei bruciamenti nucleari, arrivando a sintetizzare il ferro, dopo di che la catena si interrompe: la fusione del ferro in elementi più pesanti e' infatti endoenergetica, cioè, invece di liberare energia, ne assorbe.

Il ferro sintetizzato nel nucleo della stella subisce quindi un'instabilità: i nuclei di ferro si frantumano e, sotto l'enorme pressione alla quale sono sottoposti dagli strati di gas sovrastanti, collassano su se stessi. Il nucleo si contrae, alla ricerca di una nuova configurazione di equilibrio idrostatico. Gli strati esterni cadono sul nucleo a grande velocità, urtando contro la sua superficie. L'onda d'urto che si forma riscalda il gas fino a temperature altissime; in queste condizioni si innescano immediatamente bruciamenti nucleari molto rapidi, che depositano una grande quantità di energia negli strati di gas, facendo esplodere la stella come supernova
La sorte del nucleo, a questo punto, dipende dalla sua massa: se e' inferiore ad un certo limite critico (qualche volta la massa del Sole), i nuclei si fondono con gli elettroni, formando un 'mare' compatto e densissimo di neutroni. Ciò che rimane della stella si assesta in una configurazione di equilibrio, una stella di neutroni.

Se invece la massa del nucleo e' superiore a quel limite, nulla può fermare il suo collasso, che diventa irreversibile; mentre il nucleo si contrae, a massa costante, la forza di gravita' in superficie aumenta. In accordo con la teoria della Relatività Generale, lo spazio intorno alla stella si deforma, incurvandosi e modificando le traiettorie dei corpi che vi passano vicino. La stella scompare, perchè perfino la luce resta intrappolata all'interno del suo enorme campo gravitazionale: si e' formato un buco nero.