Lo spazio tra le stelle è estremamente vuoto, ma non del tutto
vuoto: in un centimetro cubo di spazio interstellare si trova in media
un solo atomo di idrogeno, contro le 3x1019 molecole
presenti in un centimetro cubo di aria presa al livello del mare. Ma
in alcune regioni dello spazio la densità è maggiore e si arriva a
1000 o 10000 atomi per centimetro cubo. Questo gas è composto quasi
totalmente da idrogeno (l'elemento più semplice): ogni 10 atomi di
idrogeno ce n'è uno di elio e tracce di altri elementi. In alcune di
queste nubi possono esserci anche delle polveri composte da particelle
simili a quelle del fumo. Queste nubi, benché siano molto rarefatte,
contengono una quantità enorme di materia, perchè sono molto estese:
per attraversarle da una parte all'altra viaggiando alla velocità
della luce ci si impiegherebbero decine o centinaia d'anni.
Queste nubi non emettono luce propria, ma possono riflettere la luce
proveniente da stelle circostanti oppure il gas, eccitato dalla
radiazione di queste stelle, può diventare fluorescente ed emettere
luce con lo stesso fenomeno che avviene nelle lampadine delle insegne
luminose: la nebulosa di Orione e la nebulosa
dell'Aquila sono due esempi di questo fenomeno.
Le nebulose possono essere considerate la fabbrica
delle stelle. Il gas che le forma infatti, benché molto
rarefatto, può cominciare a contrarsi e gli atomi si attraggono tra
loro a causa della forza di gravità. La forza di gravità agisce
attraendo reciprocamente i corpi: tanto maggiore è la massa di un
corpo tanto più intensa è la forza di attrazione. Essa però è una
forza molto debole ed è difficile pensare che degli atomi abbastanza
lontani tra loro si attraggano. Può però accadere che il caso
produca delle concentrazioni di atomi così che la loro forza
attrattiva si somma, oppure che l'onda d'urto provocata
dall'esplosione di una stella comprima il gas; in ogni caso si tratta
di un processo che una volta innescato si autoalimenta: mano a mano
che il gas si addensa aumenta la sua forza di attrazione e quindi la
sua capacità di attrarre altro gas. Tutto ciò avviene ovviamente in
tempi per noi molto lunghi: centinaia di migliaia o milioni d'anni, ma
l'universo non ha fretta.
Si forma così una palla di gas sempre più grande e che tende a
concentrarsi a causa della forza di gravità che aumenta: è una protostella.
Il gas che cade e che si addensa aumenta di temperatura e quindi nel
centro la temperatura raggiunge i 150.000° K, non ancora sufficiente
per innescare la fusione nucleare, e in superficie i 3500° K. Come un
ferro che viene arroventato emette luce, così il gas emette una
debole luce, ma questa massa di gas è ancora molto grande, più di 65
volte il diametro del Sole, quindi questo corpo celeste che non è
ancora una stella diventa visibile.
Il raggio della protostella diminuisce perchè la forza di
gravità attrae sempre di più il gas verso il centro, la temperatura
aumenta fino a raggiungere i 10 milioni di ° K, a questo punto nel
cuore della protostella si innesca la reazione di fusione nucleare ed
essa diventa una stella vera e propria, come il nostro Sole.
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Vita adulta di una stella
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La pressione del gas e l'energia prodotta dalla fusione si
oppongono alla contrazione dovuta alla forza di gravità, si raggiunge
così un equilibrio per cui la stella mantiene le sue dimensioni. 
La durata di una stella dipende dalla sua massa, cioè dalla quantità
di materia che la compone: tanto maggiore è la massa tanto più breve
sarà la sua vita. Sembra paradossale, ma è proprio così!
All'interno delle stelle di grande massa si raggiungono temperature
molto più elevate e quindi la fusione dell'idrogeno procede molto
più rapidamente. Il nostro Sole, che è una stella di media
grandezza, avrà una vita stabile per almeno 10 miliardi di anni (oggi
ha un'età di 5 miliardi di anni) prima di subire delle trasformazioni
che lo porteranno alla sua fine, ma una stella con una massa 10 volte
quella solare dura 100 volte meno: solo 100 milioni di anni (ovviamente
una stella 10 volte più piccola del Sole dura 100 volte di più).
La struttura interna di una stella è
abbastanza complicata e vi avvengono dei fenomeni fisici che
difficilmente sulla nostra Terra possiamo sperimentare. Se la
temperatura nel cuore della stella raggiunge i milioni di gradi, sulla
superficie essa è molto più bassa: alcune migliaia di gradi. La
temperatura superficiale della stella determina il suo colore: un
ferro arroventato emette luce rossa, ma mano a mano che la sua
temperatura aumenta assume una colorazione gialla, poi bianca (ma a
questo punto il ferro è già fuso) e se la sua temperatura aumentasse
ancora emetterebbe luce blu. Il nostro Sole che ha una temperatura
superficiale di circa 6000° K ha una colorazione bianco - gialla.
La luminosità di una stella dipende da due fattori: la sua
temperatura superficiale e il suo raggio (cioè le sue dimensioni):
tanto più una stella è grande e calda tanto più è luminosa. Una
stella di piccole dimensioni non può raggiungere temperature
superficiali elevate, perché la fusione nucleare avviene lentamente:
essa sarà una nana rossa; all'opposto
una stella molto grande avrà anche una temperatura molto elevata e
sarà una gigante blu; una stella
bianca avrà dimensioni e temperatura intermedie (leggi le
informazioni sull'immagine dove vengono riportate anche la temperatura
superficiale e il raggio della stella rispetto a quello del nostro
Sole). Queste stelle fanno parte della sequenza principale,
in seguito vedrai che ci sono delle eccezioni a questa regola.
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Morte di una stella
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Consideriamo una stella come il nostro
Sole: cosa
accade quando nel suo nucleo tutto l'idrogeno si è trasformato in elio?
Cessa la produzione di energia che contrasta la contrazione
gravitazionale, quindi il nucleo collassa precipitando verso il centro.
A questo si accompagna un aumento della temperatura tanto che
nell'idrogeno che circonda il nucleo di elio si innesca la fusione
nucleare. La stella è quindi composta da un nucleo di elio circondato
da uno strato di idrogeno dove avviene la fusione a sua volta circondato
da uno strato di idrogeno dove non avviene la fusione.
La stella produce ora più energia di prima, ma lo
strato più esterno di idrogeno si dilata e per questo diminuisce di
temperatura, la stella quindi si gonfia e si raffredda in superficie: diventa una gigante
rossa. A questo stadio arriverà anche il nostro Sole fra 5 miliardi
di anni. Esso si gonfierà talmente che i pianeti interni, compresa la
Terra, saranno avviluppati dalla sua atmosfera arroventata: sarà la fine
per ogni forma di vita sulla Terra. Per capire bene la differenza di
dimensioni osserva come appare oggi il Sole
visto dal pianeta Giove e come invece
apparirà quando diventerà una gigante rossa.
Ma questo è solo l'inizio della fine! L'elio al
centro della stella continua a contrarsi e ad aumentare di temperatura,
quando essa arriva a 100 milioni di gradi si innesca la fusione
dell'elio con formazione di carbonio: la temperatura aumenta
ulteriormente a causa dell'energia prodotta e nel giro di poche ore il
nucleo esplode (flash dell'elio). Il nucleo si espande a grande
velocità e la sua temperatura cala drasticamente interrompendo la
produzione di carbonio. Il gas stellare torna a contrarsi, il nucleo di
elio si riscalda e riprende la fusione con produzione di carbonio. Dopo
10000 anni dal flash la temperatura al centro è di 200 milioni di
gradi, la stella ha la struttura di una cipolla: un cuore di carbonio in
cui non avviene la fusione, uno strato di elio in fusione, uno strato di
idrogeno in fusione e uno strato di idrogeno in cui non avviene la
fusione. La stella subirà altri flash, gonfiandosi e contraendosi più
volte, cambiando colore dal rosso al bianco. La sua temperatura interna
non arriverà mai al livello necessario per innescare la fusione del
carbonio, ma l'energia interna sarà tale che lo strato più esterno di
gas si dilaterà talmente tanto da abbandonare la stella e dare così
vita ad una nebulosa
planetaria. Al centro dell'anello di gas che si allontana rimane la
stella che continua a funzionare, ma la sua temperatura superficiale
aumenta fino a 10000 gradi e quindi assume una colorazione blu. La
stella, ora molto piccola, è composta da un cuore di carbonio e da un
inviluppo di elio che produce altro carbonio. La contrazione continua,
tanto che la stella raggiunge una densità tra 1 e 10 tonnellate per
centimetro cubo: è diventata una nana
bianca. Accade anche un altro fatto interessante: la stelle ruotano
su loro stesse come accade alla Terra (il nostro Sole impiega circa
25 giorni per compiere una rotazione) e quando si contraggono
aumenta la loro velocità di rotazione (vedi infatti che la nana
bianca impiega solo 30 minuti per compiere una rotazione). E' lo
stesso fenomeno che accade a un pattinatore che ruotando su se stesso
con le braccia allargate le avvicina poi al corpo aumentando così la
sua velocità di rotazione. Essendo molto piccola (poco più grande
della Terra) la stella irradia rapidamente la sua energia e si
raffredda, tanto che la fusione nucleare si spegne. Questo corpo celeste
(non è più una stella) si contrae ulteriormente emettendo luce
come fa un oggetto incandescente con una temperatura di circa 10000
gradi, ma essa si raffredda inesorabilmente tanto che comincia a
solidificare. Ormai è la fine; non resta che un freddo e oscuro relitto
che vaga per l'universo: una nana nera.
Ma qual è il destino di una
stella più massiccia del Sole: una gigante blu? (più di
3 volte la massa del Sole) Tutto
avviene come per il Sole, ma molto più rapidamente (tanto maggiore
è la massa tanto più veloce è la fusione nucleare). Arrivata allo
stadio di gigante rossa, anzi di supergigante rossa, la contrazione del
nucleo di carbonio è tale da portare la sua temperatura a 600 milioni
di gradi ed innescare la sua fusione con la formazione di magnesio e poi
di altri elementi più pesanti.
Se la massa della stella è
sufficientemente grande si arriva alla formazione di atomi di ferro, ma
la formazione del ferro non produce energia, anzi la richiede. Inizia
quindi una fase di contrazione, la densità arriva a più di un miliardo
di tonnellate per centimetro cubo e la temperatura del nocciolo a 10
miliardi di gradi. Gli strati esterni della stella, non più sostenuti
dall'energia prodotta, precipitano verso questo nocciolo compatto in cui
i nuclei sono a diretto contatto tra loro e non possono più contrarsi,
rimbalzano e, in pochi minuti, vengono scagliati nello spazio con una enorme esplosione:
una supernova. Le
temperature raggiunte durante l'esplosione permettono anche la
formazione di atomi di elementi più pesanti, fino all'uranio. La stella
perde così almeno la metà della sua massa e dopo l'esplosione rimane
soltanto il suo nucleo fortemente compatto. Se esso ha una massa
superiore a 1,4 volte quella del Sole, la forza di gravità è così
elevata che gli elettroni si legano con i protoni dando luogo a
neutroni: si forma una stella di
neutroni. Si tratta di un oggetto celeste dalle caratteristiche
incredibili: ha un diametro di una decina di chilometri, una densità
spaventosa tanto che un cucchiaino di materia pesa 100 milioni di
tonnellate, ruota su se stessa come una trottola compiendo un giro in
meno di un secondo, la sua temperatura superficiale è dell'ordine dei
milioni di gradi ed emette energia anche sotto forma di intensi raggi X e
gamma e onde radio. La stella di neutroni possiede un forte campo
magnetico e una enorme forza di gravità; la materia circostante cade
quindi sulla stella seguendo le linee di forza del campo ed emettendo
radiazioni. Se questo fascio di radiazioni è rivolto in direzione della
Terra viene percepito come una emissione pulsante: la stella si comporta
infatti come un faro che invia il suo fascio di luce ogni volta che la
rotazione lo indirizza verso l'osservatore. Sono le pulsar.
Ci vorrà molto tempo, ma anche la stella di neutroni si raffredderà e
cesserà di emettere energia diventando un piccolo oggetto buio, ma con
una enorme attrazione gravitazionale.
Se la stella iniziale era
veramente enorme: una supergigante blu (più di 10 volte
la massa solare), essa darà origine ad un oggetto dalle
caratteristiche ancora più incredibili: un buco
nero.
La densità raggiunta dalla materia è inimmaginabile e la forza di
attrazione gravitazionale è così elevata che la velocità di fuga (la
velocità necessaria per allontanarsi da un corpo celeste - nel caso
della Terra è di circa 11 Km/sec) è maggiore della velocità della
luce (circa 300000 Km/sec), quindi nemmeno la luce può uscire
dal buco nero, esso perciò non è direttamente visibile. La sua enorme
attrazione gravitazionale risucchia la materia che si trova nelle
vicinanze formando un disco di accrezione. La materia che cade a
velocità elevatissime emette, a causa di complessi fenomeni fisici,
radiazione luminosa. Gli elettroni che cadono seguendo le linee di forza
del campo magnetico producono due fiotti di
raggi x. Come è possibile sapere dell'esistenza di un buco nero se
esso non emette alcuna forma di energia? E' proprio grazie agli effetti
che esso produce attorno a sé che si può individuare la sua presenza.
Se c'è una stella abbastanza vicina al buco nero, la sua orbita
risentirà dell'attrazione, subirà dirittura una deformazione e le
verrà strappato del gas che cadendo nel buco
nero emetterà raggi x.
Come vedi l'universo è popolato da oggetti ben
strani, ma ciò che è più entusiasmante è la capacità degli
astronomi di scoprirli ed indagarli per carpirne i misteri.
