Vita delle stelle

Per quanto possa sembrare che il cielo sia immutabile, la stelle hanno una loro vita. Come tutte le cose e gli oggetti, viventi o no, che ci circondano, anche le stelle seguono un ciclo che parte da una nascita, segue un sviluppo e arriva ad una trasformazione finale. Quindi una stella nasce, si evolve e muore, attraverso una lunga serie di trasformazioni, e chiameremo questo insieme: ciclo vitale di un astro.

La materia primordiale che dette origine all'universo non era omogenea: nell'interno di essa esistevano zone più dense di altre. Per effetto gravitazionale, in queste zone si innescarono dei processi di addensamento a spese della materia meno densa presente al loro contorno, che portarono alla formazione di nuclei separati.

Questi nuclei, continuando ad addensarsi, attrassero altra materia, altra ne persero, ne attrassero ancora, fino a che non raggiunsero quella che si chiama: densità critica, oltre la quale i nuclei in accrescimento furono in condizione di assorbire altra materia, ma non più di perderne. Si accrebbero così per milioni di anni, a spese di tutto quello che li circondava, gas, polveri cosmiche, e si addensarono sempre di più perchè la forza di gravità agiva sugli strati esterni, ma anche sul nucleo, che si faceva sempre più compatto, perchè la gravità stessa convogliava verso l'interno gli elementi più pesanti. L'effetto fu che si ottenne una massa sferica con un nucleo assai denso, avvolto da un guscio di elemento leggeri, in particolare Idrogeno, qualcosa del tipo di una ciliegia, il tutto in rotazione su sè stesso.

Gli strati esterni erano leggeri, ma non privi di massa, per cui, mano a mano che si accrescevano, esercitarono sul nucleo una pressione sempre più alta con l'effetto di aumentare la sua temperatura, fino a tutta la massa divenne incandescente, e si formò così una protostella di colore rossastro. La protostella continuò a scaldarsi grazie alla cattura di sempre nuovo materiale, fino a che la temperatura interna raggiunse il valore di circa 1 000 000°K, e una pressione di circa 1 000 000 di atmosfere, e con questi valori si innescò una reazione nucleare secondo la quale l'Idrogeno prese a trasformarsi in Elio, con grande sviluppo di energia. La protostella si era trasformata in stella. Questa, sotto la spinta dell'energia che ora si sviluppava, subì una serie di trasformazioni e di pulsazioni che la portarono a stabilizzarsi, tra la pressione della radiazione interna che tendeva a dilatarla e la spinta della gravità che invece tendeva a farla contrarre.

La reazione nucleare interna di una stella si chiama: ciclo di Bethe, dal nome del fisico che la definì, e si svolge secondo i seguenti passaggi:

₁H¹ + ₆C¹² = ₇N¹³ + g

₇N¹³ -> ₆C¹³ + ₁e⁰ + n

₆C¹³ + ₁H¹ = ₇N¹⁴ + g

₇N¹⁴ + ₁H¹ = ₈O¹⁵ + g

₈O¹⁵ -> ₇N¹⁵ + ₁e⁰ + n

₇N¹⁵ + ₁H¹ = ₆C¹² + ₂He⁴

dove g indica un quanto di energia; n un neutrino; il numero sottoriga indica il numero atomico quello soprariga indica il peso atomico dell'elemento, indicato a sua volta mediante il suo simbolo chimico.

Da questo schema segue che la reazione è catalizzata dal Carbonio, e sviluppa tre quanti di energia. La reazione può essere schematizzata nel modo seguente:

4₁H¹ -> ₂He⁴ + 2₁e⁰ + 3g + 2n

che mostra in sintesi quello che avviene.

Considerando la reazione sotto il suo aspetto ponderale, si scopre che l'atomo di Idrogeno pesa 1.008, mentre l'atomo di Elio pesa esattamente 4. Ne deriva che nella reazione si annichilano gli 8/1000 della massa totale, ed è questa la massa da inserire nell'equazione di Einstein:

e = mc²

Questa equazione, esprimendo la massa m in kilogrammi e la velocità della luce c in metri/secondo, considerando la quantità effettiva in peso dell'Idrogeno trasformata in un secondo nell'interno del Sole, rende perfettamente conto del tasso di energia emessa dal nostro astro centrale, espressa in grandi calorie, e verificata dalle misure dell'irraggiamento solare raccolto sulla Terra.

Le stelle di tipo analogo a quello del Sole hanno tutte più o meno una stessa età, una stessa massa, e più o meno lo stesso livello evolutivo. Nascono come masse rossastre, si accendono come stelle rosse molto grandi e a bassissima densità, continuano a contrarsi, si addensano, e quando raggiungono lo stato di equilibrio ed entrano nella sequenza principale del diagramma HR, del quale parleremo a suo tempo. A questo punto cominceranno a consumare il loro Idrogeno, e questo processo potrà andare avanti per una decina di miliardi di anni. La reazione, mano a mano che la quantità di Idrogeno diminuirà, rallenterà lentamente, la stella diventerà bianca, poi gialla, infine rossa sempre più scura.

A questo punto si presentano due casi, a seconda che la massa della stella sia comparabile a quella del Sole o sia alquanto più piccola. Se la stella è più piccola, al rallentare della reazione la stella si contrarrà, ovviamente, ma non abbastanza a mantenere la pressione e la temperatura interne. La reazione si estinguerà, sia per la carenza di Idrogeno, sia perchè mancheranno le condizioni necessarie a mantenerla, e la stella si fredderà fino a diventare un blocco di pietra gelida.

Se invece la massa della stella è dello stesso ordine di quella del Sole, all'attenuarsi della reazione corrisponderà una contrazione. In conseguenza di questa, intorno al nucleo della stella, ormai più piccola e più rossa, si avrà un aumento rapido della pressione, la temperatura si eleverà di colpo, la reazione tornerà ad innescarsi e la stella prenderà a dilatarsi rapidamente diventando prima bianca, ma poi tornando a diventare sempre più rossa perchè la dilatazione la farà raffreddare di nuovo rapidamente. Il raggio della stella aumenterà di migliaia di volte e, se si trattasse del Sole, questo arriverebbe ad inglobare il sistema almeno fino a Marte, trasformando tutto in cenere e fumo. Poi, cessata la spinta, parte di questi gas si perderà nello spazio, parte ricadrà sul nucleo, ed anche il Sole si spegnerà trasformandosi e trasformando il sistema residuo in una bara di ghiaccio.

Se la massa della stella fosse più grande di quella del Sole, da 1.5 a 2.5 volte di più, le cose andrebbero in modo diverso. La reazione interna che trasforma l'Idrogeno in Elio, produce quest'ultimo gas che, essendo un gas nobile, non reagisce più e si accumula intorno al nucleo. Col passare del tempo, per effetto di questo accumulo di Elio, gli strati esterni del nucleo diventano instabili e tendono a cedere almeno in parte alla pressione che grava su di loro. Quindi, ad un certo momento, questi strati collassano, la pressione cresce di colpo, di conseguenza aumenta la temperatura e la stella si dilata improvvisamente, diventa qualche migliaio di volte più luminosa e soffia via una parte degli strati esterni, fino a ristabilire l'equilibrio interno, poi, in un tempo relativamente breve, dell'ordine di settimane o mesi, riprende l'assetto iniziale, stabile. Il nucleo è stato talmente compattato dall'esplosione che gli atomi perdono le loro cortine elettroniche, e la materia che lo compone resta costituita da nuclei addensati tra di loro; di conseguenza la densità dell'astro diviene circa un migliaio di volte maggiore di quella dell'acqua e la stella dviene assai più piccola: una nana bianco.

La situazione è assai più catastrofica se la stella ha una massa che va da 2.5 a 3.5 volte quella del Sole. In questo caso la via evolutiva dell'astro è diversa perchè, mano a mano che l'Idrogeno si consuma, lo strato reattivo si sposta verso strati più esterni della stella. Per effetto di questo spostamento

si innescano intorno al nucleo altre reazioni atomiche, che fanno intervenire elementi più pesanti, il Litio, il Berillio, il Boro, il Carbonio, e che si distribuiscono a strati concentrici, dando origine ad una specie di cipolla cosmica, e contribuiscono a mantenere l'equilibrio della stella, che così viene riscaldata da più fornaci che funzionano contemporaneamente.

In questi processi reagiscono tra di loro elementi di numero atomico sempre più alto, fino a che non si arriva all'elemento 26, il Ferro. E qui succedono grossi guai perchè, mentre le reazioni degli elementi fino al Ferro sono reazioni esotermiche, cioè sviluppano energia, la reazione del Ferro è endotermica, ossia assorbe energia. Quindi, quando si innesca la reazione del Ferro, lo strato nel quale questa reazione si avvia comincia immediatamente a raffreddarsi, la spinta interna si riduce rapidamente, gli strati esterni crollano sul nucleo, la temperatura interna risale di colpo e la stella esplode in una spaventosa catastrofe. La sua luminosità aumenta di milioni di volte e tutto il guscio intorno al nucleo viene sparato via nello spazio. La stella assume le condizioni di: supernova.

Il nucleo viene compresso, schiantato da una forza alla quale nulla può resistere, e i nuclei degli atomi si frantumano anche loro scomponendosi in neutroni e protoni. Questi ultimi reagiscono con gli elettroni delle cortine degli atomi ormai infranti dando luogo ad una materia composta da una specie di colla elettronica, formata prevalentemente di neutroni che continuamente si formano e si scindono. La densità della materia in questo stato cresce di milioni di volte e la stella, ormai ridotta ad un diametro piccolissimo, dell'ordine dei chilometri, prende a ruotare su sè stessa con periodo dell'ordine di secondi o poco più, tenuta insieme da una forza di gravità inimmaginabile.

Se poi la stella fosse ancora più grande, le conseguenze del collasso sarebbero imprevedibili, la stella si contrarrebbe all'infinito, in condizioni ultrarelativistiche, fino a crearsi un discontinuità che la porterebbe a sparire nella notte dell'universo. Si formerebbe così un buco nero, e dei buchi neri parlano in tanti ma, a parte i modelli matematici, nessuno sa esattamente di che si tratti, ed è un argomento che è impossibile trattare in poche parole.

Le stelle non si sono originate solamente nei tempi più antichi dell'universo, ma si formano tuttora. Nelle grandi nebulose gassose si osservano dei piccoli granuli oscuri, detti: granuli di Bock, e talvolta al loro posto sono stati osservati dei lampi di luce. Questi granuli vengono considerati come matrici di stelle, nuclei dello stesso tipo di quelle dei quali abbiamo finora parlato. I lampi di luce sono stelle che si accendono? Forse. Forse sono stelle delle quali osserviamo la nascita, così come, vedendo le supernove, assistiamo alla morte di un astro.

Si tratta di ricerche avanzatissime, in via di sviluppo, e non è facile trarre, da pochi anni di osservazioni, delle conclusioni su fenomeni che richiedono, per evolversi, migliaia di secoli, per non dire di più.