Gruppo Astrofili Arezzo | VITA DA STELLE
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VITA DA STELLE

Nell’Universo che ci circonda sono presenti miliardi di stelle con massa, dimensione ed età diverse e, come tutte le cose viventi in natura, anche le stelle nascono, vivono e muoiono.

Ma come? Purtroppo (anzi, meno male!) la vita di una stella ha tempi eternamente lunghi rispetto ai nostri, così gli astronomi hanno cercato di dare un ordine alle varie tappe evolutive di una stella usando tutte le osservazioni fatte su quelle da noi raggiungibili, Sole compreso, per costruire dei modelli che potessero essere seguiti.

In questo piccolo articolo ripercorreremo insieme le tappe principali della vita di alcuni tipi di stelle.

Molti sono i fattori che determinano il percorso evolutivo di una stella e uno dei più importanti è la massa iniziale della stella.

Il luogo di partenza sono le gigantesche Nubi molecolari. Queste nubi si formano tra le stelle e sono costituite principalmente da gas molecolare e polvere. La turbolenza che si genera all’interno, o dovuta ad altre cause esterne come l’esplosione di una stella nelle “vicinanze”, provoca la formazione di “nodi” che possono poi collassare sotto la propria attrazione gravitazionale. Quando il nodo collassa, il materiale al centro inizia a riscaldarsi. Questo nucleo caldo è chiamato Protostella. Questo è il motivo per cui queste nubi di materiale sono spesso chiamate nurseries stellari: un esempio che conosciamo molto bene è la nebulosa M42 nella cintura di Orione.

La Nebulosa di Orione – Credit Image: ESA

Man mano che la protostella ingrandisce la sua massa, il suo nucleo diventa più caldo e più denso. Una volta raggiunti i 15 milioni di gradi Kelvin circa, il nucleo sarà abbastanza caldo e abbastanza denso da consentire la fusione dell’idrogeno in elio e la stella entra così nella fase detta “sequenza principale”.

Il nostro Sole con un suo brillamento sulla sinistra – Credit Image: NASA/SDO

Questa è anche la fase più lunga della vita di una stella. Il nostro Sole, classificato come Nana Gialla, ad esempio trascorrerà circa 10 miliardi di anni sulla sequenza principale. Invece, una stella più massiccia del Sole, come ad esempio una Supergigante Blu, brucia il suo carburante più rapidamente e potrebbe rimanere nella sequenza principale “solo” per milioni di anni.

Eta Carinae, che si trova all’interno della nebulosa omonima, è una Supergigante Blu – Credit Image: NASA/CXC/GSFC/K.Hamaguci, et al.

Una stella quindi è una sfera di gas in continuo equilibrio con la forza di gravità. Infatti, da una parte abbiamo la gravità che cerca di far crollare la stella, dall’altra c’è il nucleo che, essendo molto caldo, crea pressione all’interno del gas. Questa pressione contrasta così la forza di gravità spingendo verso l’esterno, mettendo la stella in quello che viene chiamato equilibrio idrostatico.

Una stella nella sequenza principale è in questo stadio di delicato equilibrio.

Ad un certo punto, la stella esaurisce l’idrogeno da trasformare in elio e si trova così alla fine della sua permanenza sulla sequenza principale.

Se la stella è abbastanza grande, può creare ancora una serie di reazioni nucleari, ma che sono meno efficienti e non genereranno più calore sufficiente per sostenere la stella in equilibrio contro la propria gravità. Gli strati interni della stella iniziano a collassare, il nucleo si comprime e aumenta la pressione e la temperatura al centro della stella. Invece gli strati esterni di materiale nella stella si espandono verso l’esterno fino a farla diventare più grande anche qualche centinaio di volte.

Quello che succede dopo? Dipende dalla massa della stella.

Una stella di medie dimensioni, cioè fino a circa 7 volte la massa del Sole, raggiunge la fase di Gigante rossa: il nucleo ha abbastanza calore e pressione per far fondere l’elio in carbonio.

Beta Ceti (Diphda), presente nella costellazione della Balena, è una Gigante Rossa – Credit Image: Wikisky

Una volta che anche l’elio si esaurisce, la stella perde la maggior parte della sua massa, formando una nuvola di materiale chiamata Nebulosa planetaria.

Cat’s Eye Nebula è una Nebulosa Planetaria – Credit Image: ESA

Il nucleo della stella si raffredda e si restringe, formando una piccola sfera calda chiamata Nana bianca. Una Nana bianca non collassa per la gravità a causa della pressione degli elettroni che si respingono nel suo nucleo.


Sirius B è un esempio di Nana Bianca ed è la piccola compagna di Sirius A. La potete osservare in questa immagine, in basso a sinistra –

Credit Image: NASA/ESA/H. Bond (STScl) e M. Barstow (Leicester University)

E cosa succede invece alle stelle massicce?

Una stella con più di 7 volte la massa del Sole è destinata a un finale più spettacolare.

Queste stelle di massa elevata subiscono alcuni degli stessi passaggi delle stelle di massa media. Gli strati esterni si gonfiano in una stella molto più enorme, formando una Supergigante rossa. Il nucleo si restringe, diventando molto caldo e denso, dando inizio alla fusione dell’elio in carbonio. Quando l’elio si esaurisce, il nucleo si contrae di nuovo, ma a questo punto, poiché il nucleo ha più massa, diventa abbastanza denso e caldo da fondere il carbonio in neon. In seguito si verificano anche altre reazioni di fusione, fino a riempire il nucleo di atomi di ferro. Però la fusione del ferro richiede un forte consumo di energia invece di produrla, e con un nucleo pieno di ferro la stella alla fine perde la lunga lotta contro la gravità. La temperatura interna così sale a oltre 100 miliardi di gradi e gli atomi di ferro presenti vengono schiacciati insieme. La forza repulsiva tra i nuclei carichi positivamente supera la forza di gravità e il nucleo si allontana dal cuore della stella in una fortissima onda d’urto esplosiva. L’esplosione spinge il materiale lontano dalla stella in una tremenda esplosione chiamata Supernova, uno degli eventi più spettacolari del nostro Universo. Il materiale fuoriesce nello spazio interstellare e fino al 75% della massa della stella viene espulsa violentemente nello spazio.

E il nucleo rimasto?

Anche per il destino del nucleo avanzato dipende dalla sua massa. Se il nucleo rimanente è da 1,4 a 5 volte la massa del nostro Sole, collasserà in una Stella di neutroni.

Questa è un’immagine composta della Crab Nebula (Nebulosa Granchio). È una combinazione di dati forniti da Chandra (Raggi X in Blu e Bianco), Hubble (luce visibile in Violetto) e Spitzer (infrarosso in Rosa). La combinazione della rapida rotazione della Pulsar e del forte campo elettromagnetico crea dei getti di materia ai poli della Pulsar stessa.

Una curiosità? Il Crab è un’unità di misura standard dell’astrofotometria relativa alla misurazione del raggi X. Credit Image: NASA/CXC/SAO/STCcl/JPL-Caltech

Se il nucleo è più grande, collasserà in un Buco nero.  Solo le stelle che inizialmente hanno una massa superiore a 20 volte quella del Sole diventeranno buchi neri.

 

 

La prima immagine composita del Buco Nero Supermassiccio che si trova al centro della nostra galassia, la Via Lattea, chiamato Sagittarius A*. È stata catturata dal The Event Horizon Telescope – Credit Image :EHT Collaboration

E il materiale fuoriuscito?

Costituisce un oggetto compatto e in rapida espansione che si mescola con il mezzo interstellare trascinandolo e arricchendolo di metalli ed altri elementi pesanti contaminando le nubi molecolari dove altre stelle si formeranno. E l’energia cinetica di un resto di supernova in espansione è una delle turbolenze che può dare il via, come dicevamo inizialmente, a processi si formazione stellare comprimendo le nubi molecolari vicine.

E il ciclo riparte per dare vita a nuove generazioni di stelle e pianeti.

Nello schema proposto qui sotto sono rappresentate le varie fasi evolutive anche dei tipi di stelle che non sono stati menzionati nell’articolo.

Lasciatevi affascinare!

 

Credit Image : NASA

Cristina Graverini

Immagine di Copertina: il nostro Sole

Credit Image: NASA/SDO

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Cristina Graverini
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