12 – La Biografia delle Stelle

Indice

• Le Popolazioni Stellari e le “nostre” due Stelle
• Fusione dell’Idrogeno in Elio – sequenza principale
• Fusione dell’Elio e nascita del Carbonio
• E quando l’Elio si Esaurisce?

Le Popolazioni Stellari e le “nostre” due Stelle

Siamo giunti a circa 200 milioni di anni dopo il Big Bang. C’è molto fermento in questo periodo, perché qua e là il buio Universo inizia ad illuminarsi. Queste stelle antichissime, che per prime hanno ridato luce al buio Cosmo dell’Età Oscura (un vanto di non poco conto!), si definiscono stelle di Popolazione III. Con questo nome si intende la generazione più vecchia di stelle, che ha come elementi di partenza solo l’idrogeno e l’elio. La formazione stellare continua seguendo analoghe modalità anche oggi. Si sono susseguite le stelle di Popolazione II, e poi quelle di Popolazione I, di cui il Sole fa parte. La differenza tra le diverse generazioni sta essenzialmente nella loro composizione, e tra qualche puntata vedremo perché.

Facciamo allora la conoscenza con due stelle di popolazione III. Entrambe, lo sappiamo, si sono formate con l’accumulo graduale di materia (per lo più idrogeno). L’unica differenza tra loro era la massa iniziale. Diciamo che la minore aveva una massa pari a quella del Sole, quindi di massa medio-piccola, mentre la maggiore era 15 volte più massiccia. Immaginiamo che entrambe si accesero nello stesso tempo, cioè avviarono la fusione di idrogeno in elio.

Per un po’ la loro vita procederà in parallelo con avvenimenti analoghi, sebbene a ritmi molto diversi. Il presente Capitolo è dedicato a questo periodo comune, dopodiché seguiremo le due stelle separatamente, fino alla fine della loro esistenza.

Fusione dell’Idrogeno – Sequenza Principale

Tutte le stelle, di qualsiasi massa e dimensione, iniziano la loro esistenza “bruciando” l’idrogeno. Questa fase è detta Sequenza Principale, nome che deriva dal posizionamento su un diagramma che consente di rappresentare graficamente le diverse fasi di una stella, il Diagramma HR, che presenteremo nel dettaglio in un Capitolo dedicato. La Sequenza Principale occupa più o meno il 90% della vita della stella.

Sono già evidenti notevoli differenze tra le due protagoniste della nostra storia. Innanzitutto, la più massiccia sarà molto più calda della minore (temperatura superficiale di 30.000 K la prima, 6000 K la seconda). Ciò si riflette anche in una differenza di colore. Infatti, i diversi colori della luce sono direttamente associati alla temperatura del corpo che la emette: ad alte temperature corrisponde una luce tendente al blu, mentre per temperature più basse la luce tende verso il rosso.

Questo discorso si riallaccia a ciò che abbiamo detto tempo fa sullo spettro elettromagnetico. La temperatura dei corpi determina la loro emissione di luce alle varie lunghezze d’onda, che insieme costituiscono un continuum detto spettro elettromagnetico. Il colore dei corpi è il risultato di quella porzione dello spettro elettromagnetico che possiamo percepire con gli occhi (la cosiddetta luce visibile).  Raffreddando i corpi, le radiazioni emesse diventano sempre meno energetiche e a lunghezza d’onda più ampia, ed il picco di radiazione a massima intensità si sposta dalla porzione visibile a quella dell’infrarosso e oltre.

Ora abbiamo qualche elemento in più per costruire un superficiale ritratto delle due compagne. La massiccia ha un raggio esteso, è estremamente calda, molto luminosa, e di colore blu, mentre la minore è più piccola, più fredda, con una luminosità inferiore, e di colore giallo. Ricordiamo queste caratteristiche perché ci saranno molto utili. Teniamo anche presente che stiamo descrivendo le caratteristiche delle due stelle in Sequenza Principale, cioè mentre bruciano l’idrogeno.

Questa fase prima o poi finisce, quando l’idrogeno nel nucleo della stella è stato trasformato in elio. La durata di questo processo varia notevolmente a seconda della massa. Sarebbe naturale pensare che le stelle con massa maggiore impieghino più tempo a esaurire l’idrogeno, avendo appunto più carburante da bruciare; e invece avviene il contrario. Nelle caldissime stelle massicce, infatti, le reazioni nucleari avvengono molto più velocemente, perciò impiegano molto meno tempo ad esaurire il combustibile rispetto alle stelle con meno massa e più fredde, che “lavorano” con più flemma.

Per questo, tornando alle nostre protagoniste, la maggiore trascorrerà solo una decina di milioni di anni sulla sequenza principale, mentre la compagna più piccola vi rimarrà circa 10 miliardi di anni (un periodo mille volte più lungo). Tempistiche molto diverse, quindi. Tuttavia entrambe, prima o poi, passeranno alla medesima fase successiva.

Fusione dell’elio e nascita del Carbonio

Quando l’idrogeno al centro delle stelle è quasi del tutto esaurito, l’energia prodotta non è più sufficiente a controbilanciare la pressione degli strati più esterni causata dalla gravità. Ora il nucleo stellare è composto quasi esclusivamente di elio, ma usarlo come carburante in questa fase è impossibile, in quanto ciò richiede una temperatura di 100 milioni di K, che per ora il nucleo non raggiunge. Ricordiamo infatti che per fondere i nuclei atomici occorre superare la repulsione che hanno particelle della stessa carica, e che più grandi sono i nuclei atomici, cioè più protoni contengono, maggiore sarà la repulsione tra di loro. Due atomi di elio, quindi, si respingeranno più violentemente rispetto a due atomi di idrogeno.

Per questo motivo, quando al centro delle stelle esiste esclusivamente elio, la fusione nucleare si arresta e non viene più prodotta energia. La stella lascia la Sequenza Principale ed il nucleo inizia quindi nuovamente a collassare su sé stesso. La conseguente compressione fa innalzare la temperatura e accende le reazioni nucleari nel guscio esterno che ricopre il nucleo, ancora ricco di idrogeno, ma, a causa dell’elevata temperatura, le reazioni avvengono molto velocemente e producono molta energia.

Per dissipare questa energia in eccesso costituita essenzialmente da fotoni che generano una pressione verso l’esterno, e mantenere l’equilibrio tra energia termica e energia gravitazionale, gli strati più esterni iniziano a gonfiarsi e a raffreddarsi. La riduzione della temperatura superficiale porta a ridurre l’emissione di luce a frequenze alte (blu) e ad aumentare le frequenze basse (rosso), ottenendo come risultato una graduale colorazione della stella tendente al rosso. La luminosità invece aumenta, perché la superficie che emette fotoni è maggiore.

Rispetto a quando si trovavano nella Sequenza Principale, quindi, entrambe le protagoniste della nostra storia sono ora più fredde, più luminose e più grandi. Per questo vengono definite giganti (o supergiganti in base alla massa) rosse. Teniamo presente che il termine “gigante” si riferisce all’aumento di volume, e non di massa. Infatti, in realtà le stelle in questa fase perdono massa, in quanto parte degli strati esterni viene espulsa tramite fortissimi venti stellari.

I nuclei delle giganti rosse continuano a contrarsi, finché la temperatura raggiunge i cento milioni di K e l’elio risulta ora così compresso da non poter far altro che fondersi. A questo punto, nell’intero nucleo si innesca di colpo la fusione, generando un potentissimo flash (il flash dell’elio, appunto).

Nuova energia alimenta la stella, che può quindi ritrovare il suo equilibrio. Contemporaneamente, l’idrogeno negli strati esterni può iniziare a fondersi in elio. A parte casi eccezionali (stelle piccolissime o enormi), questo accade a tutte le stelle. Così, le nostre due protagoniste iniziano entrambe a fondere elio, e lo trasformano in carbonio.

Il carbonio! L’elemento principe alla base della chimica organica, e quindi di noi stessi, vede per la prima volta la luce nell’Universo. Le due stelle, anche qui con velocità e in quantità diverse, sintetizzano carbonio, e con esso, ricominciano a produrre tanta luce che si irradia nello spazio circostante.

E quando l’elio si esaurisce?

E’ qui che le due amiche prendono strade completamente diverse. Nei prossimi Capitoli le seguiremo entrambe separatamente, perché gli avvenimenti che le aspettano sono davvero molto diversi: caotici ed esplosivi per una, relativamente tranquilli e confortevoli per l’altra.

Decidete voi quale delle due stelle seguire per prima. Se amate l’avventura, vi piacerà di più la biografia della stella massiccia, se preferite la tranquillità (si fa per dire), allora sarete più affini alla compagna minore. Ma come la vita di ogni essere umano, l’esistenza di ogni stella è preziosa ed essenziale per il Cosmo.