Come nascono le stelle

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universo Le stelle sono enormi sfere di gas, centinaia di migliaia o milioni di volte più massicce della Terra. Una stella simile al Sole può continuare ancora a brillare per miliardi di anni. Questo è dimostrato grazie agli studi preistorici della Terra, i quali indicano che l’energia irradiata dal Sole non è cambiata poi molto durante gli ultimi 4 mila milioni di anni. L’equilibrio di una stella rimane stabile per un bel po’ di tempo. A seconda della loro massa, hanno una propria evoluzione, ma soprattutto si “spengono” in modi differenti. Queste sfere incandescenti nascono dalle Nebulose, agglomerati interstellari composti da polveri, gas e plasma. Se, queste “fabbriche di stelle” hanno una massa inferiore a 1/10 di quella solare non vengono generate stelle. Mentre se la massa della nebulosa è sufficiente, in alcuni punti i gas di cui è composta cominciano ad attrarsi formando punti in cui essi si accumulano. E’ risaputo che in un punto dello spazio dove viene accumulata materia (come la terra) viene generata una forza di gravità. Questa forza attira gli altri gas, che muovendosi verso i punti di accumulo innescano “piccole” reazioni che regalano alla nebulosa la sua fievole luminosità. La gravità aumenta velocemente, attirando altri gas con maggior forza, i quali a loro volta aumentando la massa del punto di accumulo attirano altri gas. Raggiunto un punto critico la pressione e la temperatura al centro dei punti di accumulo sono talmente elevate da innescare reazioni di fusione nucleare: è nata una stella! Come detto precedentemente, ogni stella ha una propria “vita”:nascono, crescono e muoiono in modi differenti, ma non sono così “statiche” come crediamo noi. Al loro interno si innescano delle fusioni nucleari potentissime, le quali permettono alla stella di vivere/sopravvivere nell’Universo.

Stelle con massa inferiore a 0,5 masse solari, dopo la fusione H->He, ovvero dove gli atomi di idrogeno si fondono per formare elio, queste si contraggono e diventano nane bianche. Stelle come il Sole, o meglio con una massa compresa tra 0,5 e 8 masse solari, dopo la fase stabile (Fusione H->He), si contraggono e raggiungono nel nucleo la temperatura di 100 milioni di gradi Kelvin per cui in esso si innesca un nuovo tipo di fusione nucleare, ovvero la fusione He->C, dove gli atomi di elio si fondono per formare atomi di carbonio. Nel frattempo nello strato intorno al nucleo, continua la fusione dell’idrogeno in elio come nel primo stadio. Gli strati esterni si espandono molto e si raffreddano: si stima addirittura che gli strati esterni del Sole si espanderanno, fra miliardi di anni, fino a lambire la Terra. La stella è diventata quella che viene definita una gigante rossa. Quando l’He nel nucleo sta per finire, (perché si è trasformato in carbonio) le reazioni di fusione si arrestano e la stella riprende a contrarsi ma, a causa della massa non troppo elevata, la temperatura non raggiunge valori sufficienti ad innescare altre reazioni di fusione, la stella espelle i suoi strati esterni sotto forma di nebulosa planetaria, mentre il nucleo continua a contrarsi fino a raggiungere dimensioni simili a quelle della Terra e si trasforma in una nana bianca. Nelle nane bianche la materia è allo stato degenere, ossia non vi sono atomi compatti: essi sono stati talmente compressi uno contro l’altro da occupare quasi tutto lo spazio disponibile. Consideriamo che un centimetro cubo di materia degenere può arrivare a pesare migliaia di tonnellate! Bisogna inoltre ricordare che le nane bianche non possono avere una massa superiore a 1,44 masse solari, questo è chiamato il limite di Chandrasekhar perché se la massa supera questo valore critico, la pressione degenere non è in grado di impedire il collasso gravitazionale: in seguito a ciò si innescano eventi ancora non del tutto compresi, dove il tempo e lo spazio perdono significato (per approfondimenti vedete l’articolo I “buchi neri”). Le nane bianche quindi, riescono ad evitare il collasso gravitazionale grazie ai pochi elettroni che ancora vagano tra gli atomi.

universo Per quanto riguarda invece le stelle con massa superiore a 8 masse solari si ripetono tutti gli stadi fino alla formazione della gigante rossa, quindi riprendiamo da quest’ultima. Quando nel nucleo della gigante rossa l’elio si è trasformato in carbonio, le reazioni di fusione si arrestano e la stella si contrae, ma, a causa della massa più elevata, nel nucleo si raggiunge una temperatura di 800 milioni di gradi Kelvin, sufficiente ad innescare la fusione del carbonio e via via di altri elementi sempre più pesanti (si può arrivare massimo al ferro). Gli strati esterni, riscaldati per l’elevatissima temperatura, si espandono ulteriormente e la stella diventa una supergigante rossa. Ricordiamoci che il nucleo della stella si presenta a strati proprio come una cipolla! Quando le reazioni di fusione si arrestano, riprende la contrazione, la temperatura aumenta, non si possono avviare altre reazioni e la stella per l’elevatissima temperatura esplode in una supernova. Durante l’esplosione si formano gli elementi più pesanti del ferro. Gran parte della materia viene dispersa dall’esplosione dello spazio, il nucleo residuo si trasforma in stella di neutroni (che poi comincia a ruotare su se stessa e diventare quindi una pulsar). Si trasforma in stella di neutroni se la massa residua è compresa tra 1,44 e 3 masse solari: a queste pressioni il neutronio ovvero gli atomi di neutroni privi di elettroni riescono ancora a resistere al collasso gravitazionale. La stella si trasforma invece in un buco nero se è superiore a 3 masse solari, pressione alla quale, come dicevamo prima, si innesca inevitabilmente il collasso gravitazionale.

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