La vita di una stella – parte 1

La fase finale della vita di una stella non è sempre uguale, molte sono le variabili in gioco. Tutte però seguono un percorso analogo fino all’esaurimento del combustibile che consente le reazioni nucleari: l’idrogeno.

Il Sole

Il Sole

La materia è sparsa nell’Universo, libera, solitaria. Sotto l’azione della propria forza gravitazionale, si aggrega, si contrae e si riscalda. Molte sono le forze che a questo punto scendono in $campo$. Le prime ad attivarsi sono le forze elettromagnetiche. Dentro le immense nubi galattiche appaiono i primi embrioni stellari. Grazie ai movimenti delle cariche elettriche accelerate, essi emettono onde radio e infrarosse che consentono agli astronomi di osservarne le evoluzioni. Sotto l’impatto dei fotoni le molecole presenti si dissociano in atomi, e gli atomi stessi perdono i loro elettroni orbitali, i quali vagheranno tra i nuclei denudati. Fra tutte queste particelle si centuplicano le collisioni e nuovi fotoni appaiono di continuo, ad energia sempre più elevata, metre la luce osservabile passa dall’infrarosso al rosso.

La stella diventa visibile (non scordiamoci la differenza tra osservabile e visibile). A seconda della sua massa passerà in seguito al giallo o all’azzurro. La temperatura continua a salire, finchè la temperatura interna della stella supera i dieci milioni di gradi. Le collisioni appaiono così violente che i nuclei di idrogeno superano le forze elettromagnetiche che li respingono ed entrano in contatto gli uni con gli altri. Ecco riapparire la fase nucleare, la stessa nucleosintesi che si è svolta per qualche secondo dopo la nascita dell’Universo.

Appariranno allora nuove combinazioni di nucleoni con la formazione di deuterio (idrogeno pesante), e successivamente di nuclei con tre o quattro nucleoni, ovvero elio. Questo passaggio al nucleare rappresenta una tappa importante per la stella, e si manifesterà con una variazione di comportamento. Le reazioni nucleari si incaricheranno di fornire alla stella l’energia necessaria per continuare a splendere, o più precisamente, per sostenere il proprio peso. Infatti, mentre la stella brilla, si verifica una perdita di energia che destabilizza il sistema minacciandone l’equilibrio: tale perdita va compensata. E la stella corre ai ripari contraendosi e bruciando il suo combustibile nucleare. Così facendo si arriva ad una fase stazionaria, dove esternamente il corpo celeste sembra non subire più mutamenti. Il raggio rimane lo stesso e rimane lo stesso anche il suo colore. E’ la fase che sta attraversando il nostro Sole.

Il primo periodo della nostra stella, quello in cui si riscaldava e si contraeva, è durato circa quindici milioni di anni. Dopo questo periodo è subentrata la fase nucleare,che con le sue reazioni trasforma l’idrogeno al suo interno in elio. Questo processo dura da 4,6 miliardi di anni. Per tutta questa durata la liberazione di energia emanata dal sole è stata costante, ed ha avuto un ruolo sicuramente centrale nello sviluppo della vita. Questa fase è detta “sequenza principale” e tutte le stelle che l’attraversano (ricordiamo Vega, la Polare, Sirio) sono dette appunto stelle della sequenza principale. Circa il 90 percento delle stelle che vediamo nel nostro cielo notturno sono di questo tipo.

La fase nucleare avrà fine quando si esaurirà l’idrogeno nel cuore della stella, evento che tra 5 miliardi di anni si verificherà anche per il nostro Sole. Una volta esaurito il carburante la stella tornerà a produrre energia come aveva fatto alla sua nascita. Ricomincerà a contrarsi. L’energia sprigionata causerà surriscaldamento e lucentezza. La stella continuerà la sua ascensione termica. Di nuovo luce, ma ancora per poco…

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1 Commento

  1. Buongiorno
    se possibile vorrei avere una spiegazione su un aspetto della fusione degli atomi di H che danno origine ad atomi di He.
    Da quello che ho capito, quattro atomi di H (nucleo composto da un protone), fondendosi, danno origine ad un atomo di He (nucleo composto da due protoni e due neutroni), con due protoni che emettono un positrone a testa trasformandosi in neutroni.
    I due positroni emessi, sono destinati ad annichilarsi incontrando due elettroni, con conseguente emissione di raggi gamma.
    Ho letto anche che un protone ha massa 1836 volte maggiore rispetto ad un elettrone, mentre un neutrone ha massa leggermente superione: 1838 volte.
    Se le premesse cono corrette, quello che non capisco è come possa una particella (il protone) emetterne un’altra (il positrone) aumentando la propria massa.
    Grazie per l’eventuale risposta.
    Massimo