MORTE DI UN SISTEMA STELLARE
Tutti i sistemi stellari nascono da una nube molecolare - composta da idrogeno, elio e altre particelle - quando inizia un processo di compressione e di successivo collasso gravitazionale dei gas e del pulviscolo che la compongono, causato dall'onda d'urto di una supernova o dal vento solare di una nebulosa planetaria.
Ogni sistema stellare, quindi, nasce dalla morte di una stella. E, passati alcuni anni - dai pochi milioni di una una stella di classe O ai molti miliardi di stelle più fredde, di classe G, K o M - arriva il momento di "restituire il favore" all'universo e, nel terminare la propria esistenza, dare vita ad una nuova generazione di stelle e di pianeti e, si spera, di forme di vita complesse, evolute, senzienti.
Tra l'altro, poiché nella fasi finali della vita di una stella della sequenza principale si formano elementi più complessi rispetto ad idrogeno ed elio - chiamati genericamente "metalli", da cui il termine metallicità con cui si indica la loro presenza nelle stelle - ogni successiva popolazione stellare contiene più metalli della precedente, aumentando così la probabilità che s formino pianeti di tipo roccioso, la "casa ideale" per forme di vita a base carbonio.
Il modo in cui una stella muore è direttamente collegato alla sua massa: le nane brune (massa fino all'8% di quella del Sole) si spengono gradatamente, quelle con massa compresa fra 0.08 e 8 masse solari attraversano una vecchiaia un po' turbolenta, quelle più massicce (stelle di classe O e B) lo fanno in maniera spettacolare, esplodendo e lasciando dietro di sé un residuo altrettanto importante.
STELLE FINO A 0.08 MASSE SOLARI
Le più piccole e fredde fra le stelle sono quelle che non superano le 0.08 masse solari o che, per essere più precisi, hanno una massa compresa fra 13 e 70 volte quella di Giove (ossia fra 24.7 e 135 x 1027 kg).
La massa ridotta fa sì che queste stelle non raggiungano mai una pressione interna sufficiente ad innescare la fusione dell'idrogeno, ma riescano comunque a fondere il deuterio (quelle di massa superiore a 65 volte quella di Giove fondono anche il litio).
A causa della fusione del deuterio, queste stelle non brillano mai di luce particolarmente intensa, variando da un rosso cupo all'infrarosso, e sono state perciò battezzate nane brune.
Le nane brune non entrano mai nella "sequenza principale", e la loro fine segue un cammino di progressivo raffreddamento: anche quelle più massicce - che iniziano la loro vita come nane rosse di classe M6.5 D o M7 D - man mano che bruciano il deuterio perdono calore e luminosità, passando di classe in classe da M a L, a T, a Y.
Le nane brune di classe Y hanno una temperatura superficiale incredibilmente bassa, nell'ordine dei 200/300° K (-70/25° C) e a questo punto della loro vita non emettono più alcuna luce visibile.
Si stima che, continuando a perdere calore, tutte le nane brune diventeranno nane nere, un ammasso di plasma condensato e materia degenere che ha la stessa temperatura del vuoto interstellare. Poiché il processo richiede circa 100 miliardi di anni, a fronte di una età dell'universo stimata in 13.82, non è attualmente possibile - e non lo sarà ancora per qualche tempo - osservare alcuna stella di questo tipo.
Si noti che, nonostante la temperatura apparentemente "sottozero", le nane brune di classe Y, sono sempre sensibilmente più calde dell'ambiente circostante, che si trova vicino a 0° K / -273° C, ovvero allo zero assoluto. Poiché questa temperatura è generata internamente da meccanismi di fusione nucleare, fino al raggiungimento dello stato di "nana nera" le nane brune sono considerate stelle attive a tutti gli effetti.
Nonostante la massa ridotta (per una stella) molte nane brune hanno un proprio sistema stellare di contorno. Poiché, a differenza delle stelle più massicce, le nane brune non variano di molto la propria massa nel corso della loro esistenza, continuano ad essere circondate dai loro pianeti durante tutto l'arco della loro esistenza. Qualsiasi forma di vita possa evolversi su questi pianeti, comunque, man mano che la stella si raffredda incontra condizioni ambientali sempre più ostili, e si presume che si estingua prima che venga raggiunto lo stato di nana nera.
STELLE DA 0.08 A 8 MASSE SOLARI
Le stelle meno massicce della sequenza principale (quelle che appartengono alle classi A, F, G, K ed M, oltre alle più piccole della classe B), ovvero quelle che hanno una massa compresa fra 0.08 e 8 masse solari, terminano tutte la loro esistenza - dopo un tempo più o meno lungo - come nane bianche.
Tutte le nane bianche, infine, dopo un progressivo raffreddamento che - secondo i modelli teorici - dovrebbe durare 100 miliardi di anni, raggiungono lo stadio finale di nana nera.
All'inizio della loro vita queste stelle accumulano abbastanza massa da poter avviare la fusione dell'idrogeno.
Quanta massa accumulano determina, alla fine della loro esistenza, gli stadi che devono attraversare prima di diventare nane bianche.
Le stelle nane rosse, ovvero le stelle di classe M V, hanno una massa compresa fra 0.08 e 0.5 volte quella del Sole.
Queste stelle bruciano idrogeno, che convertono in elio, ad un ritmo sempre maggiore. L'incremento del ritmo produce, naturalmente, un incremento di temperatura, e all'approssimarsi dell'esaurimento dell'idrogeno si suppone, in base a modelli teorici, che le nane rosse per breve tempo si trasformino in nane blu, cioè in piccole stelle estremamente brillanti.
Poiché, in partenza, le nane rosse sono stelle fredde e quindi sono in grado solo di convertire l'idrogeno in elio (e non in altre sostanze come, ad esempio, il carbonio), una volta esaurito l'idrogeno del nucleo iniziano a contrarsi e a raffreddarsi con gradualità, diventando nane bianche all'elio o nane He.
Secondo i modelli teorici, l'arco di vita delle nane rosse dovrebbe essere compreso fra 80 e 1.000 miliardi di anni. Poiché l'età dell'universo è notevolmente inferiore a questo limite, non è stato finora possibile (né sarà possibile farlo per molto, molto, molto tempo...) verificare la veridicità di questa teoria.
Le nane rosse sono le stelle più abbondanti nell'universo osservabile, e quasi tutte possiedono un sistema stellare, anche se la prossimità della Zona Abitabile alla stella (non più di 0.42 UA) preclude la possibilità che siano mondi di classe M. Al termine della vita della stella, la fase di nana blu dovrebbe incenerire qualsiasi pianeta si trovi nelle sue immediate vicinanze. Qualora questo non avvenga, la transizione lenta e graduale verso lo stadio di nana bianca produce la caratteristica nebulosa protoplanetaria, che tra vento solare e perdita di massa può avere l'effetto di spingere qualcuno dei pianeti fuori dalla propria orbita, trasformandolo in un pianeta di classe Q oppure R.
Le stelle con una massa superiore alle nane rosse, ovvero quelle che hanno una massa compresa fra 0.5 e 8 volte quella del Sole, seguono un percorso simile anche se più "travagliato".
Come le nane rosse, anche queste stelle bruciano l'idrogeno convertendolo in elio. A differenza delle loro sorelle minori, però, queste stelle sono abbastanza calde da produrre non solo elio ma anche altre sostanze, fra cui carbonio e ossigeno. La creazione di questi e altri elementi è ciò che causa momenti di instabilità durante il processo di raffreddamento del nucleo stellare.
Durante le fasi finali di esistenza all'interno della sequenza principale, una stella con questa massa subisce una serie di collassi gravitazionali. Come accade alle nane rosse, questi collassi provocano un incremento di temperatura del nucleo, mentre gli strati esterni si espandono e si contraggono ad un ritmo sempre maggiore. Ad ogni espansione corrisponde una diminuzione di densità, quindi un raffreddamento degli strati superficiali che tendono ad assumere una colorazione sempre più rossa.
Ad un certo punto la serie di collassi gravitazionali produce un nucleo di elio (più pesante) circondato da un guscio di idrogeno (più leggero). il nucleo raggiunge una temperatura abbastanza elevata da innescare la fusione nucleare del guscio: la stella si espande, passando prima allo stadio di subgigante, poi a quello di gigante rossa, molto grande ma fredda e rarefatta. A questo punto la stella è composta da un nucleo di elio e da uno strato superficiale di idrogeno, che continua a bruciare e a trasformarsi in elio che, essendo più pesante dell'idrogeno, cade nel nucleo.
Dopo circa un miliardo di anni, la gigante rossa subisce un'altra serie di trasformazioni: il nucleo raggiunge una massa sufficiente per accendersi e innescare un nuovo processo di fusione che trasforma l'elio in carbonio e ossigeno. La stella a questo punto si contrae leggermente, mentre lo strato superiore continua a bruciare idrogeno e a trasformarlo in elio. Quando anche tutto questo strato è stato convertito in elio, il processo si ripete: inizia a bruciare l'idrogeno dello strato superiore, l'elio inizia ad accumularsi fino quando raggiunge la massa sufficiente per avviare il processo di trasformazioni in carbonio e ossigeno. Questo processo continua, di strato in strato, fin quando resta abbastanza idrogeno da bruciare negli strati più esterni, che sono sempre più freddi e meno densi.
Nel nucleo, intanto, la fusione del carbonio e dell'ossigeno produce altri elementi, come il neon e il magnesio. Questa trasformazione continua fino a quando nel nucleo non si accumula abbastanza materia degenere da dare vita ad una nana bianca.
A questo punto, il comportamento delle nane rosse e delle stelle più massicce (fino al limite di 8 masse solari) torna ad assomigliarsi: la stella emette un vento solare - più debole nel caso delle nane rosse, decisamente più consistente nel caso delle stelle più massicce - che allontana dalla neonata nana bianca tutti gli strati esterni.
Questi strati prendono il nome prima di nebulosa protoplanetaria, poi di nebulosa planetaria, che si espande nel vuoto interstellare fino ad incontrare una nube molecolare: la compressione di quest'ultima causata dal vento solare generato dalla nana bianca innesca la formazione di un nuovo sistema stellare, e il ciclo ricomincia.
Durante le fasi di combustione del nucleo di elio e del guscio di idrogeno - quindi durante le fasi di subgigante e di gigante rossa - la stella progenitrice perde progressivamente massa sotto forma di nebulosa protoplanetaria.
La massa residua di materia degenere, quella che andrà a comporre la nana bianca, determina le ultime fasi di vita di questo tipo di stella detta - dagli elementi che ne compongono il nucleo, carbonio e ossigeno - nana bianca C-O: la quantità di massa residua è nota come Limite di Chandrasekhar, pari all'incirca a 1.4 masse solari, e determina l'ultimo passaggio della vita di una nana bianca.
Al di sotto di questo limite, la nana bianca continuerà a raffreddarsi per i successivi 100 miliardi di anni e si suppone che termini la sua esistenza come nana nera.
Al di sopra di questo limite, la nana bianca si comporta come una stella massiccia, di massa superiore a 8 masse solari: poiché la materia degenere non riesce più a sopportare il peso della sua stessa massa, la stella prima implode e poi, immediatamente dopo, esplode con la potenza di una supernova, lasciando come residui una stella a neutroni, un buco nero o un altro oggetto composto da materia degenere.
Quasi tutte le stelle di questo gruppo possiedono un sistema stellare, e hanno tutte una vita abbastanza lunga da permettere che su questi pianeti possano evolversi forme di vita complesse.
Di norma, la vita su questi pianeti termina quando la stella diventa una gigante rossa, perché la sua espansione li ingloba all'interno della propria fotosfera e li distrugge. Quelli più lontani, tuttavia, possono salvarsi e diventare a loro volta abitabili (potrebbe accadere a Marte o ad alcune lune di Giove quando, fra quattro miliardi di anni, il Sole attraverserà questa fase), oppure venire sospinti fuori dalla loro orbita diventando pianeti di classe Q oppure R.
Si stima che nessun pianeta possa però sopravvivere alla successiva trasformazione in nana bianca, perché la nebulosa protoplanetaria prima e quella planetaria poi - in forma di vento solare - spazzerebbero via l'atmosfera.
Infine, una nana bianca è troppo piccola e fredda per fornire ad un pianeta l'energia che serve per mantenerlo abitabile.
STELLE CON PIÙ DI 8 MASSE SOLARI
Le stelle più massicce in assoluto, ovvero quelle con una massa superiore a 8 masse solari (classe O e parte di quelle di classe B) terminano la propria - di solito breve - esistenza in modo spettacolare, con una esplosione cosmica di enorme potenza nota come supernova o - nel caso di stelle di massa davvero enorme come Eta Carinae - come ipernova.
Come accade per le stelle di massa inferiore (quelle comprese fra 0.5 e 8 volte la massa del Sole), il processo di fusione dell'idrogeno produce elio, che a sua volta produce carbonio, ossigeno, argon, magnesio, silicio, zolfo e molti altri elementi. L'ultimo elemento a venir prodotto è il ferro-56 (Fe-56) che, a differenza degli altri elementi, non genera calore ma lo assorbe.
Durante questi processi di fusione e creazione di nuovi elementi, queste stelle perdono massa proprio come quelle più piccole. Data la loro enorme massa iniziale, però, quando le reazioni si arrestano la massa sarà sempre superiore al Limite di Chandrasekhar e quindi la fine sarà sempre una massiccia esplosione.
Il ferro che viene prodotto inizia ad accumularsi nel nucleo della stella, che intanto è diventata una supergigante rossa.
Quando le reazioni nucleari al suo interno non sono più in grado di reggerne la massa, la stella muore in maniera spettacolare, con una implosione seguita subito dopo da una violenta esplosione chiamata supernova.
La materia viene espulsa dagli strati superficiali della stella al 10% della velocità della luce, e come il vento solare delle stelle più piccole percorrono il vuoto interstellare fino ad incontrare una nube molecolare ed avviare il processo di formazione di un nuovo sistema stellare.
Ciò che resta della stella esplosa dipende, ancora una volta, dalla massa residua.
Se questa massa è compresa fra 1.4 e 3 volte la massa del Sole, ciò che resta diventa una stella di neutroni, ovvero un oggetto molto piccolo, molto scuro, molto denso e con un potente campo magnetico.
Se la massa residua supera il limite di 3 masse solari (Limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff), nemmeno la materia degenere che compone le stelle di neutroni è in grado di reggere il suo stesso peso, e la stella si trasforma in un buco nero.
Le stelle più massicce raramente sviluppano un sistema stellare. In parte questo è dovuto alla caratteristiche della stella, che allo stesso tempo assorbe molti degli elementi della nube molecolare e genera un vento solare così potente da impedire la formazione di una nebulosa planetaria, dall'altro dalla loro breve vita, che interferisce con i meccanismi di formazione planetaria.
Un eventuale sistema planetario, comunque, non potrebbe sopravvivere per molto. Quando la stella raggiunge lo stadio di supergigante rossa i pianeti più vicini verrebbero inghiottiti dalla sfera di plasma in espansione o spinti fuori dalla loro orbita. Quelli eventualmente sopravvissuti verrebbero distrutti dalla forza d'urto della supernova e, se fossero abbastanza sfortunati da sopravvivere anche a questo, verrebbero sterilizzati dalle radiazioni emesse dalla stella di neutroni o inghiottiti dal buco nero.
Spaccato di una stella di neutroni
TABELLA DI EVOLUZIONE STELLARE
| TIPO STELLARE | CLASSE | MASSA INIZIALE | STADI INTERMEDI | STADIO FINALE |
|---|---|---|---|---|
| Nana bruna | M6.5, L, T, Y | ≤ 0.08 MSOL | M 6.5 → L → T → Y | → Nana nera |
| Nana rossa | M0 / M6.4 | 0.08 > 0.5 MSOL | Nana blu → Nana bianca | → Nana nera |
| Stella principale | K, G, F, A, B < 8 MSOL | 0.5 > 8 MSOL | Gigante rossa < 1.4 MSOL → Nana bianca Gigante rossa ≥ 1.4 MSOL → Supernova |
→ Nana nera → 1.4 > 3 MSOL → Stella di neutroni → ≥ 3 MSOL → Buco nero |
| Stella massiccia | O, B ≥ 8 MSOL | ≥ 8 MSOL | Supergigante rossa → Supernova | → 1.4 > 3 MSOL → Stella di neutroni →≥ 3 MSOL → Buco nero |
MSOL = Massa solare
1.4 MSOL = Limite di Chandrasekhar
3 MSOL = Limite TOV (Tolman-Oppenheimer-Volkoff)
