Leggere il Cielo

Le stelle e la loro evoluzione

Francesco Ferraro, Livia Origlia

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Fonti di energia

La fonte di energia nel centro delle stelle deve essere estremamente efficiente, dovendo produrre molta energia per un tempo lunghissimo. Ad esempio, il Sole produce in un secondo 10 milioni di volte l'energia che un uomo mediamente consuma in un anno, e tale produzione dura da almeno 4.5 miliardi di anni. L'unico meccanismo di produzione energetica che possa rispondere a questi requisiti sono le reazioni termonucleari.

Ci sono due tipi di reazioni termonucleari: la fusione di elementi leggeri e la fissione di elementi pesanti. In natura l'elemento più abbondante è l'idrogeno, che è anche l'elemento più leggero, essendo costitutito da un protone e da un neutrone nel nucleo e da un unico elettrone orbitante attorno ad esso. È quindi logico che le reazioni termonucleari responsabili della produzione di energia negli interni stellari siano di fusione.

In questo tipo di reazioni, nuclei di atomi leggeri vergono "fusi" per generare "nuovi" nuclei più pesanti (con un numero maggiore di protoni e neutroni nel nucleo). Il numero di protoni nel nucleo di un atomo caratterizza infatti l'atomo stesso: atomi con 1 protone nel nucleo vengono chiamati idrogeno o isotopi dell'idrogeno, atomi con 2 protoni vengono chiamati elio o isotopi dell'elio, con 3 protoni carbonio o isotopi del carbonio, e così via.

Il processo di fusione sintetizza dunque nuovi elementi e nello stesso tempo genera l'energia necessaria alla stella. Naturalmente i protoni sono particelle con carica elettrica positiva, e dunque i nuclei degli atomi (essendo costituiti da protoni e neutroni, particelle neutre) hanno SEMPRE carica elettrica positiva. È quindi logico aspettarsi che nuclei carichi dello stesso segno oppongano una certa resistenza a fondersi insieme (forza di Coulomb): l'entità di questa "resistenza" dipende dal numero di protoni presenti in ciascun nucleo.

È a causa di questa naturale "resistenza" che le reazioni termonucleari di fusione NON possono avvenire in ambienti "normali" (cioè in ambienti a cui siamo normalmente abituati).

Ma certo è possibile immaginare un ambiente adatto, ad alta densità e temperatura, in cui un gran numero di nuclei (grazie all'alta densità) si muovano, in modo disordinato, a grande velocità (grazie all’alta temperatura).

In un ambiente di questo genere ci si può aspettare che un certo numero di nuclei interagiscano tra di loro, superando la forza di Coulomb, e riescano a fondersi insieme per sintetizzare un nuovo elemento chimico. Le condizioni necessarie perché questo processo si inneschi sono dunque alta densità e alta temperatura, quindi non a caso le reazioni termonucleari avvengono esclusivamente nel nucleo delle stelle. In questo scenario, tutti gli elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio sarebbero stati sintetizzati all'interno delle stelle. E infatti l'Universo inizialmente era interamente costituito da idrogeno ed elio: qualunque elemento più pesante dell'elio è stato generato negli interni stellari: il metallo delle nostre auto, il carbonio della nostra matita, parte del nostro corpo ecc., una volta erano parte di una stella.

Abbiamo detto che le stelle si formano da nubi gassose che si contraggono per collasso gravitazionale e man mano aumentano la loro temperatura al centro. Quando questa raggiunge i 10 milioni di gradi si innesca nel nucleo la prima reazione termonucleare, la fusione di due atomi di idrogeno in un atomo di elio, attraverso il cosiddetto ciclo protone-protone (particolarmente efficiente nel caso delle stelle di piccola massa), che costituisce la principale sorgente di energia per la maggior parte della vita della stella.

Naturalmente, nuclei di atomi via via più complessi necessitano di temperature e densità sempre maggiori per interagire tra loro, dovendo vincere una "resistenza" via via più grande. Perciò, quando l'idrogeno si è esaurito al centro essendosi trasformato tutto in elio, la stella non è pronta per innescare il processo di fusione dell'elio: la sua struttura deve modificarsi per creare le condizioni di temperatura e densità necessarie per la fusione dell’elio.

Il nucleo comincia quindi a contrarsi per aumentare la sua temperatura e densità. Nel frattempo, man mano che la temperatura nell'interno aumenta, le condizioni per la combustione dell'idrogeno vengono raggiunte in un guscio sottile attorno al nucleo. E così in questa fase la stella si trova a produrre energia attraverso due canali: la contrazione del nucleo e la combustione di idrogeno in elio nel guscio. Questo eccesso di energia deve essere smaltito dall'inviluppo che, per "far passare" tale flusso energetico in eccesso, si espande.

È questa una fase in cui la struttura macroscopica della stella cambia in maniera significativa: il raggio della stella aumenta fino a 100 volte quello iniziale, implicando dunque un abbassamento della temperatura superficiale ed un aumento notevole della luminosità. Questa fase viene indicata come "fase di gigante rossa".

Quando, in seguito alla contrazione del nucleo, la temperatura al centro raggiunge finalmente i 100 milioni di gradi, si innesca la reazione termonucleare di combustione dell'elio in carbonio e l'inviluppo torna ad assumere le sue dimensioni iniziali. La stella ricomincia un periodo di tranquilla combustione di elio nel nucleo.

In definitiva, la vita di una stella si può schematizzare come una sequenza di fasi di equilibrio caratterizzate dalla combustione nucleare al centro di un certo combustibile (in sequenza H, He, C, N, O ecc. fino al Fe), alternate a fasi transitorie e relativamente brevi, che potremmo definire di assestamento, caratterizzate dalla contrazione del nucleo, dalla combustione dello stesso combustibile in gusci sottili attorno al nucleo e dalla contemporanea espansione dell'inviluppo. Durante queste fasi la struttura della stella si modifica in maniera significativa, mentre durante le lunghe fasi di combustione nel nucleo le caratteristiche strutturali delle stelle rimangono inalterate.

Ad esempio, sappiamo con sicurezza che nessuna delle caratteristiche macroscopiche del Sole è cambiata in maniera significativa negli ultimi 4.5 miliardi di anni, perché anche piccole variazioni di luminosità o temperatura del Sole avrebbero alterato drammaticamente le condizioni ambientali sulla Terra.

La fase di gran lunga più duratura è la combustione nucleare dell'idrogeno, con una durata circa 10 volte superiore a quella di combustione dell'elio. Le altre fasi successive di combustione nucleare sono ancora più brevi.

Sappiamo che il tempo di vita di una stella in una determinata fase dipende sostanzialmente dalla sua massa: più è grande, meno vive e più veloci sono anche tutte le fasi di combustione nucleare. Ad esempio, una stella come il Sole impiega circa 7 miliardi di anni a bruciare l'idrogeno al centro, mentre una stella di massa dieci volte maggiore impiega soltanto circa 25 milioni di anni.

Ma la massa non regola soltanto la vita delle stelle, ne determina in maniera univoca anche la morte: infatti dalla massa totale della stella dipende anche la capacità di contrazione e riscaldamento del suo nucleo e dunque quale reazione termonucleare riuscirà a innescare. Una stella come il Sole, per esempio, non ha la massa sufficiente per contrarsi abbastanza, raggiungere la temperatura di 100 milioni di gradi e innescare la combustione dell'elio in carbonio al centro.

In pratica, quando avrà esaurito l'idrogeno al centro e avrà un nucleo di elio, il Sole attraverserà la fase di gigante rossa, tenterà di contrarsi ma senza riuscire ad innescare la combustione dell'elio, e quindi espellerà la parte esterna dell'inviluppo, la cosiddetta fase di "nebulosa planetaria", e poi dapprima diventerà una stella molto compatta e calda, ovvero una "nana bianca", e poi lentamente si raffredderà fino a spegnersi.

Stelle di massa progressivamente maggiore di quella del Sole potranno innescare sempre più reazioni termonucleari via via più complesse (bruciando elio, carbonio e così via). Ma anche questo ciclo non è infinito, infatti le reazioni termonucleari di fusione producono energia bruciando elementi più leggeri del ferro: da questo elemento in poi, le reazioni di fusione per avvenire necessiterebbero di una quantità di energia maggiore di quella che riuscirebbero a produrre, diventerebbero cioè endoenergetiche (anziché esoenergetiche, come fino a quel momento) e dunque non sarebbero più utili per produrre energia.

La sintesi termonucleare del nucleo di ferro rappresenta l'ultimo anello della catena di reazioni termonucleari esoergoniche per fusione. Tuttavia, le stelle che arrivano a questo livello di evoluzione, dopo aver bruciato in vario modo gli elementi più leggeri del ferro, sperimentano una delle fasi più spettacolari dell'intera evoluzione stellare.

Infatti, a questo punto la densità e la temperatura nel nucleo della stella hanno raggiunto dei livelli inimmaginabili (la temperatura è attorno al miliardo di gradi), e in queste condizioni estreme avvengono dei processi che portano alla distruzione dei costituenti base della materia (elettroni e protoni), almeno nella forma in cui siamo abituati a vederla.

I protoni e gli elettroni cominciano a interagire, generando un neutrone e un neutrino. Quest'ultima è una particella che ha scarsissima interazione con la materia, e dunque attraversa l'intera stella senza interagire con alcun elemento, trasportando con sé energia che di fatto viene sottratta al nucleo. Questa reazione tende a raffreddare il nucleo che, per reazione, comincia a contrarsi, aumentando così la densità e favorendo di fatto la reazione elettroni-protoni.

Questo processo, una volta innescato, si autoalimenta: più sottrae energia alla stella più diventa efficiente, non a caso venne denominato "processo URCA" (dal nome di un famoso casinò di Rio de Janeiro in cui i clienti erano sottoposti allo stesso trattamento: più perdevano, più giocavano, più perdevano, più giocavano e così via). Il "processo URCA", una volta innescato, può convertire su tempi scala brevissimi la struttura centrale della stella in un nucleo fatto solo di neutroni. I neutroni, dal canto loro, non avendo carica elettrica, sono molto più compattabili dei protoni, e dunque la materia costituita solo di neutroni può raggiungere densità di gran lunga maggiori della materia normale. Si pensi che se la massa della Terra fosse costituita da neutroni potrebbe essere compressa in un sfera di pochi metri di raggio.

Dunque il nucleo di una stella, convertito in neutroni, si compatta istantaneamente in una sfera di pochi chilometri di raggio. Naturalmente, questo produce un effetto disastroso sulla struttura globale della stella: le parti più esterne, che poggiavano sul nucleo, venuta a mancare la base di appoggio, precipitano in caduta libera verso il nucleo denso e l'impatto dell'inviluppo su di esso genera un'onda d'urto che distrugge gran parte della stella, ad eccezione del nucleo di neutroni ultra-denso, che invece resiste a questo urto e rimane intatto.

Questo processo produce uno dei fenomeni più spettacolari dell'Universo: la cosiddetta "esplosione di supernova", la stella si distrugge, la sua luminosità aumenta di milioni di volte, e diventa visibile a grandissime distanze. L'esplosione di supernova è dunque l'ultimo segnale di una stella massiccia che è collassata: quello che rimane è una nube di gas e una stella di neutroni oppure un buco nero, dipende dalla massa in gioco.

Abbiamo visto che la formazione degli elementi fino al gruppo del ferro trova una spiegazione naturale attraverso le reazioni termonucleari di fusione negli interni stellari. Tuttavia, questo tipo di reazioni non riesce a spiegare la formazione di elementi più pesanti del ferro. Per formare questi elementi bisogna ricorrere a processi più complessi e più rari, come ad esempio la cosiddetta "cattura neutronica".Si tratta della cattura di un neutrone da parte di un nucleo pesante: questo processo può, in linea di principio, avvenire facilmente, visto che i neutroni non sono elettricamente carichi e quindi non oppongono resistenza a combinarsi con nuclei carichi. In questo caso però il problema è trovare neutroni liberi che possano essere facilmente catturati. Neutroni di questo tipo possono essere generati da un processo chiamato "fotodisintegrazione del ferro", ovvero, in condizioni particolari, un fotone di alta energia colpisce un atomo di ferro e lo scompone in 13 atomi di elio più 4 neutroni.

Questi neutroni liberi, catturati dagli atomi, decadono a loro volta in protone ed elettrone, e quindi generano atomi via via più pesanti. Reazioni di questo tipo possono avvenire durante le fasi esplosive della supernova, che dunque rappresenta anche una fase importante per la sintesi degli elementi chimici.



Studio della radiazione emessa