Wednesday 4 march 3 04 /03 /Mar 19:15

La nascita di una stella

Nebulosa dell'Aquila


GRAVITA’ E NEBULOSE

La nascita di una stella, evento che si verifica continuamente nell’universo, avviene in circostanze particolari coinvolgendo una grande quantità di materia, ( soprattutto gas ) che, per effetto dell’attrazione gravitazionale all’interno di una nebulosa, si concentra in uno spazio sempre più piccolo. Un’onda d’urto prodotta dall’espolosione di una stella (ciclo stellare) o un altro disturbo gravitazionale che investe il gas provoca la formazione di nuclei di materia che aumentano di consistenza grazie all’azione della forza di gravità.

M20 - La nebulosa Trifida nella costellazione del Sagittario. Al suo interno sono in fase di formazione nuove stelle.

Esempio di nebulosa ( M20 - Nebulosa Trifida )

 

 

 

 

 

L’attrazione gravitazionale è la forza (scoperta da Isaac Newton ) che fa cadere una mela dall’albero ed è quella forza che spinge tutto verso un punto comune: il centro della Terra, nel nostro caso. Nel caso della nebulosa sopracitata questa forza spinge tutto il gas verso il suo centro.


COMPOSIZIONE DELLE NEBULOSE

La forza di gravità comprime il gas L’addensarsi del gas in uno spazio più piccolo ne causa la diminuzione del volume e l’aumento della temperatura ( Per la legge dei gas perfetti ). Nel caso in questione il gas è il più semplice e abbondante dell’intero universo, ovvero l’Idrogeno ( H ).
L’idrogeno, però, non e’ l’unico gas presente in queste nubi. Infatti, oltre ad esso vi e’ dell’
elio ( il gas presente nei palloni che volano appena li si lascia ) e altri elementi ancora meno numerosi, comprese particelle di polvere cosmica, che altro non sono che molecole (o insiemi di atomi). E’ inoltre dimostrato, secondo recenti scoperte, che all’interno delle nebulose che ospitano la formazione delle stelle è presente una cospicua quantità di molecole di acqua. (Vedi articolo dedicato all’acqua nella formazione stellare).

 

 

La composizione di queste nubi proto-stellari è la seguente:

  • idrogeno (il più abbondante)
  • elio
  • ossigeno
  • azoto
  • carbonio
  • polvere interstellare (molecole quali CO..)

L’estensione di una nebulosa ( la “fabbrica” nella quale si producono le stelle ) si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce. In pratica, se la si volesse percorrere alla velocità della luce (300.000 Km/sec) si impiegerebbero cento anni.
Come detto, il gas della nebulosa inizia a concentrarsi verso il centro per effetto della forza gravitazionale che spinge gli atomi di idrogeno l’uno contro l’altro. Ad un certo punto, quando gli atomi di H sono concentrati enormemente nel centro, inizia un processo di
fusione nucleare. Il processo che è in grado di fornire il massimo dell’energia dalla materia.


GENESI STELLARE - DA 0 A 10 MILIONI DI GRADI..

Inizialmente queste nubi di gas e polvere interstellare si trovano ad una temperatura di circa 100°K (circa -170°C) ed inoltre la loro densità è di qualche centinaio di atomi per metro cubo, centinaia di volte lo spazio circostante la cui densità é di appena qualche atomo per metro cubo.
La densita’ di qualsiasi oggetto sulla terra è di miliardi di atomi per metro cubo. Il vuoto di cui stiamo parlando, quindi, è milioni di volte più “spinto” del più grande vuoto spinto creato sulla terra con apparecchiature ad alta tecnologia.
In questo stato in cui la materia sta addensandosi e stanno inziando le reazioni di fusione la stella è nella cosiddetta fase T TAURI dal nome di una stella della costellazione del Toro in una simile condizione.

Ammasso aperto - M45 Le Pleaidi. La nebulosità che avvolge le stelle è la stessa da cui hanno avuto origine e dimostra la loro giovane etàDi solito, poichè le nubi di gas sono molto estese e ricche di massa, non si forma una sola stella ma molte di più. Da una singola nube avviene quindi la nascita simultanea di più stelle e queste, poichè sono a distanze relativamente vicine, formano quello che viene chiamato un “Ammasso aperto“, che risulta unito dalla forza di gravità. Gli ammassi aperti sono indice di recente formazione stellare ed infatti le stelle che li compongono sono relativamente giovani ed azzurre. (Per la grande quantità di materia che hanno a disposizione si formano stelle massive e quindi azzurre). Con il passare del tempo gli ammassi aperti tendono ad aprirsi e a disgregarsi, in seguito alla diminuzione dell’effetto della forza di gravità che non riesce più a tenere unite le stelle.
Discorso totalmente separato meritano gli
ammassi globulari, che nulla hanno in comune con gli ammassi aperti se non la forza di gravità che mantiene legate le stelle.

-Esempio tipico di protostella - La nebulosa avvolge ancora la stella in formazione Lo sbalzo termico che subisce il gas è enorme: infatti la temperatura che la nube deve raggiungere nel suo nucleo per innescare le reazioni nucleari é di circa 12 milioni di gradi. Se la nube di gas in contrazione (detta anche protostella) non riesce a raggiungere tale temperatura perche’ la sua massa inziale non è sufficiente, allora nel centro della nebulosa non si innescano i processi nucleari a pieno regime e si formerà un oggetto detto “Nana Bruna”, cioè una piccola stella con una temperatura superficiale piuttosto bassa (inferiore ai 3000°C), poco luminosa e di colore rossastro (da cui il nome nana bruna).

Quantità di materia ancora più piccole e condizioni chimico-fisiche diverse possono invece formare oggetti simili a Giove o Saturno che, in quanto tali, possono essere considerati lontani parenti di stelle mancate. Se Giove avesse avuto una massa mille volte maggiore sarebbe diventato forse una piccola stella. La composizione della sua atmosfera, infatti, è molto simile a quella delle stelle.
Giove ha un'atmosfera molto simile a quella delle stelle. Giove


I DUE CASI ESTREMI

Riepilogando…i due casi estremi..
CASO 1)
Quantità di materia iniziale ridotta ma comunque sufficiente a generare temperature idonee all’innescarsi della fusione nucleare ———>>> si forma una stella molto piccola e rossastra che, però, avrà una lunga vita e splenderà per moltissimo tempo per motivi che poi analizzeremo.
CASO 2)
Il Sole è una stella medio-piccola.
Massa inziale della nube di gas abbondante ———>>> si formerà una stella ben più grossa di colore che tenderà al bianco o, addirittura all’azzurro. La stella in tal caso sarà detta una Gigante azzurra.
Come si può immaginare questi sono i due estremi: da un lato la stella piccola e rossastra che sarà destinata a vivere miliardi di anni. Dall’altro una stella gigante azzurra che, al contrario, vivrà poco più di 100 milioni di anni circa.
Naturalmente una via di mezzo a questi due “estremi” esiste ed è rappresentata da stelle come il Sole di colore giallo-arancio che vivono in media una decina di miliardi di anni.


IL COLORE DELLE STELLE

Il colore di una stella è direttamente relazionato quindi con la temperatura superficiale della stella e ne indica anche la sua massa. Lo spettro elettromagnetico aiuta a capire i motivi di questa relazione. In alto è mostrata la temperatura ed in basso la lunghezza d’onda della luce.
Il colore delle stelle è direttamente relazionato alla massa e alla temperatura

Il diagramma di Hertsprung-Russell mostra questa relazione tra massa, colore e luminosità. La sequenza principale è lo stato in cui si vengono a trovare le stelle di medie dimensioni come il Sole. La classe spettrale non è altro che una classificazione delle stelle in base alla temperatura e quindi al colore. Va dall’azzurro al rosso e segue l’ordine O-B-A-F-G-K-M-N-R. Esiste poi una suddivisione ulteriore, per ampliare la precisione degli intervalli considerati, all’interno di ciascuna classe spettrale. L’ulteriore suddivisione va da 0 a 9 (ad esempio B2, G5) in ordine decrescente di luminosità.
La magnitudine assoluta, presente sul grafico, è definita come la luminosità della stella acquisita da una distanza standard e fissata per convenzione a 32,6 anni luce.

Diagramma di Hertsrpung-Russell

Diagramma di Hertsprung-Russell


CREAZIONE DI UN SISTEMA SOLARE

Sistema solare in formazioneIl processo di fusione genera energia e la temperatura inzia a salire enormemente.
Una cosa molto importante da notare è la caratteristica dell’ambiente che si viene a creare nei dintorni della stella nascente. Infatti, tutto il materiale coinvolto nel processo di creazione della stella ruota attorno al centro per il semplice motivo che tutto nell’universo subisce un movimento rotatorio.

Durante la rotazione gli elementi più pesanti si tengono lontani dal centro e si accrescono urtandosi a vicenda grazie ad un processo che porterà alla formazione di pianeti e satelliti. Il processo appena descritto è la nascita di un sistema solare.
La formazione di sistemi planetari come il nostro dovrebbe quindi essere la norma nell’universo, per quanto riguarda i processi di formazione di stelle singole.

Nel processo sopra descritto gli elementi pesanti si tengono relativamente vicini al centro del sistema creando pianeti rocciosi. Gli elementi leggeri come l’idrogeno e l’elio si tengono invece lontani dalla stella centrale andando a formare pianeti gassosi come Giove e Saturno. Ad una distanza notevole infine si posizionano quei piccoli agglomerati di materia rocciosa che verranno chiamati comete, asteroidi e meteoriti. Uno scontro tra i pianeti interni non esclude che una fascia asteroidale possa formarsi anche nella parte interna del sistema solare. La disposizione appena vista degli elementi nel disco stellare è dovuta al calore emanato dalla stella e dalla forza di gravità.

Il discorso è diverso e merita un approfondimento nel caso delle stelle doppie, dove non è possibile la formazione di un disco protoplantario stabile.


IL MOTORE DELLE STELLE

Quando la temperatura all’interno del nucelo ha raggiunto i 12 milioni di gradi la stella si accende e inizia la fase evolutiva. Il processo di combustione nucleare, che genera dell’elio, è un processo molto efficiente per produrre energia perche’ da un chilogrammo di idrogeno si ricavano, nella combustione di una stella, energie prodotte da 200 tonnellate di petrolio. Ed e’ questa energia che ci fa vivere e fa splendere il nostro sole già da 5 miliardi di anni.
Ed è anche questa energia che sulla Terra si spera di governare, creando la cosiddetta “Fusione controllata”. Per ora gli sforzi in questa direzione portano solo alla creazione di ordigni di fatale mostruosità. Evidentemente quindi non si riescono ancora a sfruttare le potenzialità delle fornaci stellari, solo per scopi civili e comunque controllabili.

Dopo questa piccola parentesi torniamo a noi..

Attenzione pero’, perche’ se l’idrogeno genera un’energia cosi’ efficiente, l’elio non si comporta allo stesso modo. Infatti la sua fusione dura molto di meno, come vedremo, stabilendo così un cambiamento nell’evoluzione della vita stellare.

Ma perchè ora si parla della fusione dell’elio?
Il processo di fusione nucleare coinvolge l’idrogeno in primis nella creazione dell’elio. L’idrogeno viene trasformato in elio e l’elio resta nella stella come cenere del processo nucleare. Quando la quantità di idrogeno tende a finire, le ceneri dell’elio sono coinvolte nel processo di fusione. Fondere l’elio, però, non è così “facile” come l’idrogeno perchè la sua struttura atomica è diversa e richiede temperature maggiori. Come si raggiungono queste temperature?

Lo vedremo nel processo evolutivo della stella.
Il processo di
fusione, del resto, e’ sempre meno efficiente man mano che si passa ad elementi piu’ pesanti fino ad arrivare al ferro, la cui fusione non e’ per niente efficiente come l’idrogeno, cosa che causa eventi catastrofici.

L’evoluzione delle stelle


EQUILIBRIO - IL SEGRETO DELLE STELLE

Quando inizia il processo di fusione nucleare, la stella entra nella fase evolutiva.
Questa fase dura, nel caso di una stella come il Sole, una decina di miliardi di anni . (Il Sole è giunto alla mezza età perchè ha circa 5 miliardi di anni e gliene restano poco meno di 5, dopodichè a meno che la razza umana (sempre che esista ancora ) non abbia sviluppato tecnologie in grado di trasferirsi su un’altro “Sistema solare”, sarà vermente la fine).
Ma questo non è il momento di parlare di questo e non mi sembra il caso di preoccuparsi, visti i tempi.

Equilibrio stellare

Fig. Equilibrio delle stelle


In questa fase la stella è stabile e presenta delle caratteristiche comuni nella maggior parte dei casi: la sua stabilità è dovuta al contrasto tra due forze enormemente potenti: la stella rimane tale perchè è in una fase di “Equilibrio“.
Mentre da un lato c’è la forza di gravità, che tende a contrarre la stella, dall’altro c’è n’è un’altra che spinge verso l’esterno come vedremo.
La gravità è una forza unicamente attrattiva che spinge verso il centro ed ha bisogno di essere contrastata per non schicciare la stella sotto la propria massa. La forza che spinge dal centro verso l’esterno della stella e che contrasta dal forza di gravità è generata dalla fusione nucleare e si chiama pressione di radiazione nucleare. La stella mantiene questo equilibrio “delicato” perchè si comporta come se avesse un termostato che ne regola la temperatura.

Analizziamo i due casi in cui la stella potrebbe perdere l’equilibrio e quindi vediamo il funzionamento di questo termostato naturale:

CASO 1) Aumento della forza di gravità (la stella tende a schiacciarsi):
Se la forza di gravità dovesse prendere il sopravvento per una diminuzione della temperatura interna ( e quindi della pressione nucleare ), la stella reagirebbe con una contrazione che, diminuendo il volume ne aumenterebbe la temperatura e quindi anche la pressione nucleare, ristabilendo il vecchio equilibrio.

CASO 2) Aumento della pressione nucleare verso l’esterno (la stella tende a scoppiare):
Viceversa, se dovesse aumentare la pressione nucleare nei confronti della forza di gravità per una eccessiva combustione, questo provocherebbe un aumento della massa della stella. E poichè la forza di gravità è proporzionale alla massa si verificherebbe anche un aumento dell’intensità della forza di gravità, che così facendo, ristabilisce il vecchio equilibrio.
Questo “termostato naturale” funziona finchè c’è dell’idrogeno da bruciare.
Dopo, la situazione si complica e la stella va incontro ad una serie di complicazioni che, come vedremo, ne segneranno l’esistenza.

L'equilibrio delle stelle. La battaglia tra la forza di gravità e la pressione nucleare

Le due forze ( la pressione di radiazione nucleare e la forza di gravità ) si bilanciano e la stella “brilla” per tanto tempo.

La situazione stabilizzata, raggiunta con l’equilibrio citato, non cambierà quindi per un bel po’ di tempo fino a quando non verrà anche per lei il momento di tirare i remi in barca e dire addio alla sua esistenza in un processo alquanto semplice da descrivere ma molto complesso.
Una volta esaurito il comustibile nucleare primario (l’idrogeno), che per stelle di massa più grande avviene prima***, inzia una nuova fase della vita di una stella.


LE STELLE GIGANTI VIVONO POCO

Una stella di massa maggiore vive di meno perchè essendo più massiccia tende a bruciare una quantità maggiore di idrogeno in meno tempo trovandosi a contrastare una forza di gravità maggiore dovuta alla massa maggiore.
Viceversa, una stella di piccola massa ( 1/10 di quella del Sole ), ritrovandosi una massa contenuta, si ritrova anche una forza di gravità contenuta.
Il raggiungimento dell’equilibrio fra le due forze si ottiene quindi anche se la stella brucia un quantitativo di idrogeno limitato con la conseguenza che la sua vita si può allungare a decine di miliardi di anni.
Il tutto sempre allo scopo di raggiungere quel famoso equilibrio.

Tra l’altro questo potrebbe significare che, poichè l’universo ha circa una quindicina di miliardi di anni, si potrebbe trovare ancora qualche stella che si è “accesa” nei primi istanti dell’universo ed ora si trova ancora lì, senza variazioni di sorta a continuare il suo lavoro.
Essa quindi starebbe bruciando ancora l’idrogeno che si è creato nei primi istanti di vita dell’universo, rappresentando una stella di 1ª anzi primissima generazione.


COMPOSIZIONE DELLE STELLE

Composizione di una stella

Ma veniamo alla composizione della stella. Una stella è costituita da strati concentrici aventi dimensioni differenti.
Il nucleo è chiamato “Core”. Esso raggiunge i milioni di gradi centrigradi ed è il luogo in cui si verifica la fusione dell’idrogeno in elio.
Vi sono poi varie zone che le radiazioni devono attraversare prima di giungere alla superficie della stella. Gli strati intermedi sono la zona convettiva e la zona radiativa in cui i fotoni luminosi trovano difficoltà ad attraversare perchè questa è una zona molto “opaca” alle radiazioni.
Per superare questa zona la luce può impiegare migliaia di anni, e dopodichè si ritrova sulla fotosfera, lo strato più esterno, assieme alla cromosfera, di una stella. La luce che noi vediamo viene da questi strati esterni. Quindi la luce, anzi la radiazione (perchè la luce è radiazione!), parte dal centro della stella, generata dalla fusione nucleare, e dopo varie migliaia di anni giunge in superficie, negli strati più esterni e da lì intraprende un altro lungo viaggio verso i nostri occhi che può durare dagli 8 minuti ( la stella più vicina a noi ) ai miliardi di anni per le stelle più lontane mai osservate.
Tra l’altro assieme alla luce visibile, una stella emana nello spazio grandi quantità di raggi X, raggi gamma, raggi ultravioletti e raggi infrarossi fino a riempire tutto lo spettro delle onde elettromagnetiche comprese le onde radio.
Inoltre le stelle sono luoghi ove si verificano tempeste magnetiche, e il Sole ogni tanto ce ne da una dimostrazione facendo danni al nostro sistema satellitare e delle telecomunicazioni.
Dal nucleo della stella si dipartono, tra l’altro, i “Neutrini” che sono particelle con massa e dimensioni quasi nulle che vengono prodotte nel core dalle reazioni nucleari.


La morte delle stelle


IL CAMBIO DI ABITUDINI

La fine di una stella non è sempre la stessa per tutte le stelle.
Tutte però seguono un percorso comune fino ad un certo punto.

Come detto, tutte le stelle consumano l’idrogeno contenuto in esse fino al suo esaurimento. A tal punto, nel momento in cui l’idrogeno finisce, resta il prodotto della combustione: l’elio. Questo, però, richiede una maggiore energia per essere bruciato, e ciò comporta per la stella un cambiamento di aspetto e di “abitudini”.
Se, infatti fino ad ora la stella era abituata ad usare il suo termostato nel caso in cui le cose andavano storte, ora questo viene a mancare perchè di idrogeno non c’è n’è più nel nucleo.
L’assenza dell’idrogeno è accompagnata da un’altra assenza di rilievo: quella della pressione della radiazione nucleare. Ora la gravità la fa da padrona e comprime la stella nelle sue mani.
Questa, comprimendosi, si inizia a riscaldare enormemente fino a raggiungere nel nucleo i 100 milioni di gradi. In tutto questo trambusto la stella si contrae e spasima fino al momento in cui avviene la sua nuova “Accensione” momentanea. Le contrazioni generano una stella variabile pulsante.
Nel nucleo vengono raggiunte temperature necessarie alla fusione dell’elio in carbonio ed ossigeno in un’altra reazione nucleare che stavolta richiede energia maggiore e genera energia minore. Questo rappresenta un nuovo ma breve equilibrio per la stella.
Già il suo aspetto è cambiato però, perchè bruciando elio la temperatura e salita enormemente e la stella si è espansa. Lontano dal nucleo, ove l’idrogeno incombusto se ne era stato tranquillo, si innescano nuove reazioni nucleari.
Questo procova due cose:
1) la stella si espande grazie alla combustione dell’idrogeno che si allarga nello spazio e
2) diventa rossa per il rapido raffreddamento delle sue parti esterne a contatto col vuoto cosmico.
La stella è diventata una Gigante rossa.

Gigante rossa


I DESTINI SI DIVIDONO

Il nuovo periodo di stabilità non dura però 10 miliardi di anni ( sempre prendendo come esempio una stella simile al sole ) ma “solo” cento milioni di anni.
Questo perche’, come detto, la fusione dell’elio non e’ cosi’ efficiente come quella dell’idrogeno. Il paragone più adatto a descrivere la morfologia della stella in questo momento è quello della cipolla. Si creano infatti dei gusci concentrici ognuno dei quali brucia un carburante nucleare diverso. Nella fase di “Gigante rossa”, si raggiungono luminosità molte volte più grandi del Sole e dimensioni ragguardevoli. In cielo si possono ammirare tante stelle giunte a questa fase e molte di loro si trovano proprio nelle costellazioni piu’ famose e visibili ad occhio nudo. (
Esempi di Giganti Rosse)

A questo punto entra in gioco una variabile che decide come finirà di evolversi la stella nelle sue fasi finali: la massa. Infatti per stelle con una massa simili a quella del sole la stella procede verso una fine tranquilla.

STELLE CON MASSA MEDIO-PICCOLA

Essendo la massa della stella non eccessiva, la stella continuerà a bruciare elio ancora per qualche centinaio di milioni di anni. Tengo a precisare che i tempi sono relativi ad una stella di dimensioni e massa simili a quelle del Sole. I tempi cambiano notevolmente per stelle di massa diversa.
Finito anche l’elio resta il suo prodotto e cioè il carbonio.
Ma, poichè la massa è relativamente ridotta, la forza di gravità non riesce a comprimere la stella in modo tale da aumentare la temperatura nel nucleo a livelli ancora più elevati e non si innescano nuove reazioni nucleari.
La forza di gravità diventa di nuovo padrona della situazione e comprime la stella fino a farle raggiungere densità elevatissime e facendo salire gravemente la temperatura. In questo modo, però, la stella diventa molto piccola ed assume una colorazione bianco acceso.
La densità di queste stelle raggiunge valori 40.000 volte maggiori di qualunque metallo sulla Terra.
Si è appena formata una “Nana bianca”. La nana bianca sopravvive nelle sue ultime fasi sotto un altro equilibrio che la spegnerà lentamente con il passare del tempo.
Ai livelli di densità raggiunti, il gas non è formato più da molecole “normali” e in quanto tale non si comporta più da gas normale.
Nonostante ciò è ancora in grado di opporre una resistenza alla forza di gravità, ristabilendo ancora una volta quel famoso equilibrio con la forza di gravità. Questa volta ad opporsi alla gravità non è più la pressione nucleare (ormai assente) ma la pressione del gas degenere, raffreddandosi lentamente e inesorabilmente la nana bianca diventa una nana nera.
In pratica un faro spento. Le nane bianche, nonostante la loro altissima temperatura e pressione, non sono visibili ad occhio nudo perchè hanno una luminosità bassissima dovuta solamente alle dimensioni, tanto ridotte.

La nana bianca è circondata da una quantità notevole di materia espulsa nella fase di gigante rossa. La materia in questione è chiamata nebulosa planetaria ed è costituita dalle polveri e dai gas lanciati nello spazio dalla stella ex giagante rossa.

Esempio di nebulosa planetaria

Esempio di Nebulosa Planetaria. Si possono vedere i gas emessi dalla stella centrale a grande distanza

La piccola stella che si trova al centro è una nana bianca.


STELLE CON MASSA GRANDE

Le cose vanno molto diversamente però se la stella in questione ha una massa molto più grande del sole ( diciamo più di 10 volte).
Infatti, in tal caso, la gravità prende il sopravvento sulle altre forze e nel nucleo si formano nuclei di ferro grazie alla fusione nucleare a catena che, stavolta non si ferma al carbonio (come succedeva alla gigante rossa) ma prosegue fino al ferro, grazie alle temperature superiori raggiunte. Quindi la stella si viene a trovare in uno stato molto inquieto e inizia ad espandersi in modo incotrollabile divenendo una Supergigante rossa che viene ad avere un diametro grande quanto tutto il sistema solare. Ancora una volta il paragone con la sfoglia di una cipolla è fedele. Gli strati interni bruciano gli elementi più pesanti della tavola periodica mentre gli strati più esterni bruciano elementi più leggeri.

Esempio di esplosione di supernova galattica - La luminosità della supernova raggiunge quella della galassiaArrivati a questo punto però i nuclei di ferro non possono essere più fusi, seguendo il processo di fusione visto fino ad ora, perchè la loro fusione non genera energia ma la assorbe. La catena di reazioni nucleari si interrompe.
Le supergiganti rosse sono stelle aventi un core ferroso e le cui temperature interne possono raggiungere 1 miliardo di gradi.
Supernova - Esplosione di una stella che non regge più al contrasto della gravitàIl problema è che, nonstante questa grande temperatura, non vi è emissione di energia (infatti manca la pressione di radiazione nucleare) e quindi la stabilità è sempre più compromessa perchè manca un contrasto alla gravità.
In una stella di questo tipo la densità raggiunge un miliardo di grammi per cm3 .
Un cucchiaino di materia peserebbe un miliardo di tonnellate sulla Terra.
Quando il nucleo diviene stracolmo di atomi di ferro la stella non regge più alla pressione della gravità ed esplode in un modo terrificante gettando nello spazio tutto quello che aveva creato compresi gli atomi più pesanti, diventando una
supernova.

Come se non bastasse la sua capacità di “creare” elementi non si arresta perchè, se nel suo core non ha avuto le possiblità di produrre elementi più pesanti del ferro come l’oro, l’argento, l’uranio, ecc., l’esplosione e l’immane temperatura generata da essa, unitamente alla quantità inimmaginabile di radiazioni che emana, è in grado di creare in un processo chimico comlpesso anche atomi di oro e i restanti elementi della tavola periodica.
La tavola periodica, con tutti i suoi elementi compresi quelli del nostro corpo come l’ossigeno, l’acqua e il carbonio solo per citarne alcuni non sono altro che il prodotto di quelle combustioni nucleari che poi le supernove hanno “distribuito” nello spazio.
Espulsi i materiali che circondavano la stella si crea quella che viene detta residuo di supernova o nebulosa.

Residuo di Supernova

Un residuo di supernova costituito dai filamenti dei gas emessi in tutte le direzioni dalla immane esplosione


IL RESIDUO DELL’ESPLOSIONE

Quello che rimane del nucleo stellare puo’ essere diverso a seconda della massa.

Se la massa e’ compresa tra 1,4 e 3,4 masse solari si forma quella che viene detta stella a neutroni o pulsar.
Questa non e’ altro che il residuo dell’esplosione ed e’ in uno stato particolare per la enorme forza di gravita’.
Gli atomi non esistono piu’ in quanto tali ma si spezzano e i protoni e gli elettroni si scontrano con grande energia formando i neutroni. I neutroni, riescono a respingere la forza di gravità. Le stelle di neutroni ruotano velocemente su se stesse emettendo due potenti fasci di onde radio in direzioni opposte. Il campo magnetico di questi oggetti è così forte che le onde radio riescono solo a sfuggire dai punti in cui la forza del campo magnetico è minore (ovvero i due poli della stella). Se uno dei due fasci è orientato verso la Terra, si possono osservare gli impulsi emessi dalla stella di neutroni sotto forma di onde elettromagnetiche. Le pulsar ruotano velocissime tanto da compiere anche 30 giri in un secondo e hanno dimensioni estremamente ridotte dell’ordine di poche decine di chilometri.


Se pero’ la massa del residuo rimanente e’ maggiore di 3,4 masse solari si puo’ creare un oggetto la cui forza di gravita’ e’ talmente forte da non far uscire nemmeno la luce: un
buco nero.
Per chiarire questo basti pensare a questo esempio:
se noi volessimo uscire dall’orbita della terra e sfuggire al suo campo gravitazionale in modo tale da poter andare nello spazio senza ricadere sulla terra ( quello che fanno i razzi che accompagnano i satelliti in orbita ), dovremmo superare una velocita’ critica, chiamata velocità di fuga.
Questa velocita’, sulla terra, e’ di 11 chilometri al secondo.
Su un pianeta come Giove e’ superiore perche’, avendo una massa maggiore, la forza di gravita’ e’ maggiore e quindi anche la velocita’ di fuga.
Ora noi sappiamo che la velocita’ della luce non e’ infinita ma e’ di 300.000 chilometri al secondo. Un valore molto grande ma comunque finito.
Ora, se la forza di gravita’ è cosi’ grande da imporre una velocita’ di fuga maggiore di 300.000 chilometri al secondo, la luce non puo’ andare nello spazio circostante ma ricade sull’oggetto.


IL MISTERO DEI BUCHI NERI

Questa faccenda causa conseguenze che la fisica non e’ ancora bene in grado di spiegare, e situazioni tali da far rabbrividire. Naturalmente visto che, anche se non si vedono, questi oggetti generano comunque un campo gravitazionale perchè hanno massa e quindi fanno sentire la loro presenza su qualunque cosa gli passi vicino.
Un ipotetico pianeta che si trovasse vicino ad un buco nero di massa simile a quella del Sole, ad una distanza di sicurezza, gli orbiterebbe intorno proprio come fa la Terra con il Sole.
Se però la distanza di sicurezza dovesse diminuire fino ad un punto detto ” Orizzonte degli eventi ” allora il pianeta sarebbe “risucchiato” dal buco nero e per definizione noi non potremmo sapere più che fine a fatto, perchè non potremmo più osservarlo.
Difficilemente potremo sapere se una stella, tanto benevola nel creare materia, possa essere in grado di creare oggetti simili od opporsi a ciò diminuendo quella massa oltre la quale la velocità della luce e la forza di gravità si contendono il primato di restare.
E mai potremmo sapere nel caso in cui esistano mostri del genere, che fine fa quello che ci va a finire dentro e se le leggi della fisica valide in tutto l’universo valgano anche lì.
E’ comunque molto probabile che un buco nero, viste le premesse e vista la teoria della relatività, non le conosca nemmeno le leggi della fisica con tanto di conseguenze che non possiamo immaginare.
Fattostà che, secondo il grande Stephen Hawking, anche questi mostri dovrebbero morire.. evaporando!
E se così fosse dove si porterebbero tutto ciò che hanno mangiato ?


Di Astrosky - Pubblicato in : Astrofisica
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