IL CICLO EVOLUTIVO DELLE STELLE

Introduzione

Le stelle iniziano la loro vita fondendo idrogeno in elio nel nucleo. Nel corso dell’evoluzione cambia il tipo di processo di fusione termonucleare e ciò porta a variazioni notevoli nell’aspetto della stella.

Naturalmente, poiché le stelle hanno una vita lunghissima rispetto a quella umana, non possiamo osservare l’intero ciclo di una singola stella, ma possiamo dedurne le varie fasi studiando migliaia di stelle, ognuna giunta a punti diversi della sua evoluzione.

Ricaviamo le informazioni che ci occorrono studiando la radiazione che giunge da esse e dal loro moto nello spazio. Possiamo così determinare la massa, il raggio, la temperatura e la densità in ogni punto della stella, la sua posizione nella Galassia e l’orbita descritta attorno al centro galattico.

Da tali parametri si cerca di ricostruire il modo in cui le stelle si sono formate, la loro età e la fonte d’energia che permette loro di brillare, per tempi che spaziano dai milioni ai miliardi d’anni.

Sicuramente il parametro stellare più importante è la massa: da essa dipende la posizione della stella nel diagramma HR (quindi la luminosità e la temperatura), il tempo di permanenza nella sequenza principale (in cui “brucia” idrogeno nel nucleo), il tipo di “combustibile” che utilizzerà dopo aver lasciato la sequenza principale e il tipo di fine che farà.

Suddivideremo per comodità le stelle in tre categorie, quelle di piccola, media e grande massa, anche se la linea di suddivisione è alquanto aleatoria, poiché le moderne teorie di evoluzione stellare non sono sofisticate abbastanza per tener conto di tutti i complessi processi fisici in gioco.

Le stelle di piccola massa (0,08 M_¤ < m < 0,4 M_¤)

Le “stelle” con massa inferiore a 0,08 masse solari sono denominate nane brune. La temperatura centrale d 141d36b i questi oggetti non salirà mai al punto tale da innescare le reazioni di fusione nucleare nel nucleo. In pratica esse sono “stelle mancate”.

Probabilmente nella nostra Galassia si trovano numerose nane brune, ma la loro osservazione è molto difficile. Nel 1995 il Telescopio Spaziale Hubble ha fornito la prima immagine di una nana bruna, in un sistema binario (Gliese 229B).

·      0,08 M_¤ < m < 0,4 M_¤

Le stelle con massa compresa tra 0,08 e 0,4 masse solari sono denominate nane rosse. Queste stelle appartengono alla sequenza principale e “bruciano” idrogeno nel loro nucleo, ma sono più piccole, meno luminose e più fredde del Sole. Si stima che possano risiedere nella sequenza principale per 300 miliardi di anni, valore di gran lunga superiore all’età dell’Universo (14 ¸ 18 miliardi di anni), poiché consumano il loro combustibile molto lentamente.

A causa della loro bassa luminosità queste stelle trasportano l’energia dal nucleo all’esterno, interamente per moti convettivi (cioè tramite trasporto di materia). Ciò porta la stella a un rimescolamento continuo, tanto che essa è in grado di utilizzare tutto l’idrogeno di cui è composta. Sempre a causa dei moti convettivi, l’elio prodotto nel nucleo si troverà rimescolato in tutta la stella.

Quando tutto l’idrogeno sarà stato trasformato, la nana rossa collasserà sotto la sua gravità e diverrà una nana bianca di elio. Con il passare del tempo essa diverrà sempre meno luminosa e più fredda, sinché si trasformerà in una sfera gassosa morta, denominata nana nera.

Le stelle di media massa  (0,4 M_¤ < m < 4 M_¤)

Le stelle con massa compresa tra 0,4 e 4 masse solari sono stelle normali di sequenza principale, simili al Sole, che fondono idrogeno nel loro nucleo per la maggior parte della loro vita.

·      0,4 M_¤ < m < 1,2 M_¤

Se la massa è compresa tra 0,4 e 1,2 masse solari, le stelle non hanno moti convettivi nel loro nucleo: il trasporto di energia è puramente radiativo, dovuto cioè a fotoni. La caratteristica più importante di queste stelle è che non si verifica un rimescolamento tra l’idrogeno non convertito dell’inviluppo e quello del nucleo.

Quindi il nucleo non può attingere carburante dalle parti superiori della stella e deve consumare solo quello presente al suo interno, per una quantità compresa tra il 10% e il 13% della massa totale della stella. Per questo motivo il Sole trascorre nella sequenza principale solo 10 miliardi di anni e non 80 miliardi di anni, come potrebbe fare se utilizzasse tutto il suo contenuto di idrogeno.

·      1,2 M_¤ < m < 4 M_¤

Le stelle con massa compresa tra 1,2 e 4 masse solari hanno dei moti convettivi nel loro nucleo, ciò porta a un piccolo rifornimento di idrogeno delle regioni centrali (qualche percento), non  sufficiente tuttavia a prolungare di molto la vita della stella.

Ad ogni modo, quando la massa della stella è compresa tra 0,4 e 4 masse solari, il risultato è sempre la formazione di un nucleo di elio inerte al centro, il quale non è in grado di generare la pressione sufficiente a impedire il collasso.

La fase di contrazione permette il rilascio di energia gravitazionale: il nucleo deve ridurre le sue dimensioni di 40 metri per anno per mantenere un’energia pari a 1 luminosità solare.

L’aumento di temperatura che ne consegue permette la fusione dell’idrogeno in un guscio immediatamente a ridosso del nucleo di elio (hydrogen shell burning).

Con questa nuova fonte di energia gli strati esterni della stella iniziano a espandersi, a divenire meno densi e a diminuire la propria temperatura. Le dimensioni della stella possono aumentare sino a 25 volte quelle iniziali e la sua luminosità può salire di 10 volte. La stella è diventata una gigante rossa. Nel diagramma HR queste stelle occupano il braccio delle giganti.

Mentre gli strati esterni si espandono il nucleo di elio si contrae e si riscalda sempre più. Quando la temperatura centrale raggiunge i 100 milioni di kelvin diventa sufficiente a fondere elio in carbonio (e azoto e ossigeno) in un modo che dipende dalla massa.

·          0,4 M_¤ < m < 2,5 M_¤

Se la massa della stella è compresa tra 0,4 e 2,5 masse solari, il nucleo è composto da elio degenere, uno stato particolare della materia (dominato da effetti quantistici) che si verifica ad altissima densità e che fornisce, tra l’altro, una pressione (pressione di degenerazione) verso l’esterno di gran lunga superiore alla pressione derivante dalla materia in condizioni ordinarie.

Nello stato ordinario un atomo si può immaginare come un sistema solare in miniatura, con spazi vuoti tra le orbite degli elettroni. La materia degenere è invece “super-impacchettata”, tanto che la struttura dell’atomo è distrutta e i nuclei atomici e gli elettroni sono a stretto contatto. È questo processo che crea la pressione di degenerazione, capace di sostenere la stella.

La fusione dell’elio inizia tutta insieme nel nucleo, secondo un fenomeno denominato helium flash, in cui in un tempo di circa 1 secondo il nucleo emette una luminosità pari a 10 miliardi di stelle come il Sole.

La fusione prende il nome di processo 3-alfa, in cui tre nuclei di elio fondono per formare un nucleo di carbonio.

Una reazione secondaria inoltre produce ossigeno.

Tuttavia nulla traspare all’esterno poiché viene tutto assorbito dal nucleo.

·          2,5 M_¤ < m < 4 M_¤

Se la massa della stella è compresa tra di 2,5 e 4 masse solari, essa non possiede un nucleo di elio degenere e la fusione dell’elio avviene gradualmente.

In entrambi i casi la fusione dell’elio frena la contrazione, porta a una piccola espansione del nucleo e l’inviluppo esterno si contrae leggermente aumentando la temperatura. La stella quindi dopo aver raggiunto l’apice delle giganti con l’helium flash, si sposta nel braccio orizzontale del diagramma HR. In questa regione del diagramma le stelle convertono elio in carbonio nel loro nucleo e idrogeno in elio, in un guscio attorno al nucleo.

Quando l’elio è stato convertito, il nucleo risulta composto da carbonio e da una piccola percentuale di ossigeno. A questo punto il nucleo si contrae ancora e si riscalda sino a innescare il bruciamento dell’elio in un guscio attorno al nucleo e l’idrogeno in un guscio attorno a questo. La stella raggiunge allora il braccio asintotico delle giganti e diventa una supergigante rossa. Per queste stelle di massa inferiore a 4 masse solari il nucleo non sarà mai abbastanza caldo da fondere il carbonio.

La fusione dell’elio e l’idrogeno in gusci concentrici “pompa” una notevole quantità di energia verso gli strati esterni che iniziano a essere sospinti via, portando al processo di perdita di massa. In questo modo una considerevole frazione della massa della stella viene scagliata nello spazio.

L’inviluppo in espansione forma una nebulosa planetaria, mentre al centro rimane il nucleo scoperto, bianco e molto caldo, con una temperatura di 10 milioni di kelvin: una nana bianca.

Il termine nebulosa planetaria a volte genera confusione, poiché le nebulose molecolari sono zone di nascita di stelle, mentre le nebulose planetarie sono solo i residui di stelle morte.

Le stelle di grande massa  (m > 4 M_¤)

Per le stelle di grande massa il nucleo di carbonio, azoto e ossigeno, formato dalla fusione dell’elio, diverrà caldo abbastanza da innescare la fusione del carbonio. Esaminiamo i tre casi principali:

·      4 M_¤ < m < 8 M_¤

Per masse comprese tra 4 e 8 masse solari il nucleo è composto da carbonio degenere quando la fusione inizia. L’innesco della reazione prende il nome di detonazione del carbonio, che, come lascia intuire il nome, è molto più violenta dell’helium flash e può portare alla completa distruzione della stella. Si ha così una supernova di tipo I, cui spetta il primato di luminosità tra le stelle, poiché la sua luminosità aumenta di qualche centinaio di milioni di volte (con un salto di oltre venti magnitudini) in poche settimane e poi diminuisce gradualmente in un periodo di almeno sei mesi.

·      8 M_¤ < m < 11 M_¤

Le stelle più massicce di 8 masse solari non hanno un nucleo di carbonio degenere quando si innesca la fusione del carbonio, la quale procede regolarmente, producendo neon, silicio, magnesio e zolfo.

La stella diventa una supergigante rossa e si innescano delle oscillazioni nell’involucro che la portano a diventare una variabile Cefeide.

La temperatura del nucleo non è però sufficiente a innescare altre reazioni termonucleari in un nucleo composto da materia degenere. La stella perciò, priva di fonti di energia, fa implodere il nucleo e lo trasforma in una stella di neutroni con una massa compresa tra 1,4 M_¤ e 3,2 M_¤, concentrata in qualche chilometro di raggio. Gli strati superiori invece esplodono, generando una supernova di tipo II, la quale raggiunge una luminosità 10 volte inferiore a quella di tipo I.

·      m > 11 M_¤

Per masse maggiori di 11 masse solari iniziano a fondere nel nucleo elementi via via più pesanti del carbonio: neon, ossigeno e così via. La stella assume così una struttura a strati concentrici, come quella di una cipolla. Le reazioni di fusione nucleare sono esoenergetiche (cioè producono energia) sino alla produzione del ferro, dopo di che per gli elementi più pesanti le reazioni diventano endoenergetiche (cioè richiedono energia).

A questo punto la stella è incapace di sostenersi poiché le reazioni nucleari invece di produrre l’energia necessaria a impedire il collasso, la assorbono. Il risultato è che il collasso viene accelerato e la  stella termina la sua esistenza in modo cruento, trasformandosi in una supernova di tipo II. Al suo centro si genera una stella di neutroni, se la massa residua è compresa tra 1,4 M_¤ e 3,2 M_¤, o un buco nero se la massa residua è maggiore di 3,2 M_¤.

Il tempo di vita delle stelle

Il tempo in cui una stella risiede nella sequenza principale del diagramma HR, cioè il periodo in cui essa converte idrogeno in elio nel nucleo, si può stimare partendo dall’importante relazione massa-luminosità, che lega, seppur in modo approssimato, la massa (M) alla luminosità (L) delle stelle:

L µ M ^3,5 

Il “tempo di vita” è direttamente proporzionale alla “quantità di carburante” (massa) e inversamente proporzionale al “tasso di consumo” (luminosità):

Da questa formula è possibile ricavare la seguente tabella: