Come muoiono le stelle

Le stelle hanno una vita lunghissima, ma non infinita. Ad un certo punto, quando esauriscono l’idrogeno, escono dalla sequenza principale ed entrano in una fase che porterà alla loro morte. Questa fase però non è per tutte la stessa: il modo in cui muore una stella dipende dalla sua massa. Allora proviamo a esaminare nel dettaglio:

-Stelle con massa compresa fra 0,08 e 0,8 masse solari:

Questa categoria comprende le stelle di piccola massa, ovvero le “Nane” (che in realtà sarebbero da classificare in un altro modo) Rosse e quelle Arancioni. Questo tipo di stelle può vivere per decine se non centinaia di miliardi di anni, perciò con ogni probabilità l’universo è troppo giovane perché una di esse sia già entrata in fase post-sequenza principale.

Comunque, man mano che vanno verso l’esaurimento dell’idrogeno nel nucleo queste stelle si riscaldano e aumentano il ritmo delle reazioni nucleari, così diventano provvisoriamente stelle azzurre. Una volta esaurito il combustibile si arresta ogni processo termonucleare e la stella si contrae gradualmente, diventando una Nana Bianca che continuerà ad emettere radiazioni per inerzia per molti miliardi di anni.

-Stelle con massa compresa fra 0,8 e 8 masse solari:

Questa fascia comprende le stelle che in sequenza principale hanno una colorazione gialla o bianca, tra cui il nostro Sole. La loro morte è ben più movimentata di quella delle stelle precedentemente esaminate. Terminato l’idrogeno del nucleo, infatti, venendo a mancare la spinta di radiazione gli strati esterni collassano aumentando di temperatura, finché non si innesca la fusione dell’idrogeno nello strato immediatamente superiore al nucleo. Questo comporta una notevole spinta verso l’esterno che fa aumentare la stella di volume e di conseguenza raffreddarla: essa assume così una colorazione gialla intensa o arancione. Adesso la stella è una subgigante. Si tratta di una fase altamente instabile in cui permarrà per pochi milioni di anni.

Una volta esaurito l’idrogeno anche nello strato esterno, la stella subisce un nuovo repentino collasso. A questo punto si aprono due strade: se possiede una massa sufficientemente grande (più di 1 massa solare circa), l’aumento di temperatura sarà tale da innescare la fusione dell’elio (flash) accumulato nel nucleo in carbonio e ossigeno, mentre gli strati più esterni continuano a bruciare idrogeno; se invece la massa è minore il nucleo rimarrà inerte e proseguirà la fusione dell’idrogeno nello strato superiore. In ogni caso la stella ridurrà le proprie dimensioni, passando al ramo orizzontale del diagramma H-R.

L’elevata velocità delle reazioni determinerà in breve tempo un esaurimento del combustibile, e così si avrà un ulteriore collasso che innescherà la fusione dell’elio nello strato immediatamente superiore al nucleo e dell’idrogeno negli strati più esterni. La spinta di radiazione farà sì che la stella si espanda fino a raggiungere lo stadio di gigante rossa, in cui può avere un raggio centinaia di volte superiore a quello del Sole.

Poi, esaurito ogni processo termonucleare, la stella espelle gli strati esterni che danno origine a una nebulosa planetaria, e il suo nucleo si contrae evolvendo in una Nana Bianca al carbonio-ossigeno, che anche in questo caso continuerà a brillare per moltissimo tempo prima di spegnersi come Nana Nera.

-Stelle con massa superiore a 8 masse solari:

In questa categoria sono comprese le stelle di grande massa, ovvero le azzurre. Quando l’idrogeno nel nucleo esaurisce, la stella inizia a bruciare elio e si espande notevolmente fino a diventare un’enorme Supergigante Rossa. Le Supergiganti Rosse più grandi conosciute arrivano ad avere un raggio 2000 volte superiore a quello solare!

Al contrario di quanto avviene nelle stelle meno massicce, qui i processi nucleari non si arrestano quando termina l’elio: la massa è infatti tale che, in seguito a successivi collassi e aumenti di temperatura, si inneschi la fusione dei prodotti di quella dell’elio e avvenga la sintesi di elementi sempre più pesanti, come neon, silicio e zolfo.

Avviene così che l’interno della stella subisce una stratificazione, in cui vengono sintetizzati elementi sempre più pesanti man mano che si scende verso il centro, dove si deposita il ferro, inerte. A ogni strato è impedito di collassare dalla spinta di radiazione dello strato immediatamente inferiore.

In questo modo la massa del nucleo aumenta progressivamente, finché si raggiunge un certo limite, detto limite di Chandrasekhar, oltre il quale il nucleo stesso non può più sopportare la sua massa e subisce un repentino collasso. Tale fenomeno, essendo improvviso, produce un’onda d’urto così potente da causare l’esplosione della stella in una violenta e brillantissima Supernova, che, sebbene per un periodo di poche settimane, può superare la luminosità della galassia stessa che la ospita. Le temperature raggiunte durante l’esplosione sono talmente elevate da innescare la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, quali l’oro, il magnesio e l’uranio.

File:Crab Nebula.jpg

Gran parte della materia che costituiva la stella viene espulsa durante l’esplosione, mentre il nucleo subisce una contrazione che lo porterà a trasformarsi in una Stella di Neutroni o, se la sua massa era particolarmente elevata (oltre 3,8 masse solari) in un Buco Nero. Nel caso della Stella di Neutroni il collasso gravitazionale è contrastato dalla pressione del neutronio (la materia degenere di cui tali oggetti sono costituiti); mentre nel caso del Buco Nero nessuna forza è in grado di fermare il collasso, e così nasce un oggetto che è fra i più misteriosi dell’universo, le cui proprietà sono ancora in gran parte ignote agli astronomi.

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