L'evoluzione delle stelle


EQUILIBRIO - IL SEGRETO DELLE STELLE

Quando inizia il processo di fusione nucleare, la stella entra nella fase evolutiva.
Questa fase dura, nel caso di una stella come il Sole, una decina di miliardi di anni . (Il Sole è giunto alla mezza età perchè ha circa 5 miliardi di anni e gliene restano poco meno di 5, dopodichè a meno che la razza umana (sempre che esista ancora ) non abbia sviluppato tecnologie in grado di trasferirsi su un'altro "Sistema solare", sarà vermente la fine).
Ma questo non è il momento di parlare di questo e non mi sembra il caso di preoccuparsi, visti i tempi.

Equilibrio stellare

Fig. Equilibrio delle stelle


In questa fase la stella è stabile e presenta delle caratteristiche comuni nella maggior parte dei casi: la sua stabilità è dovuta al contrasto tra due forze enormemente potenti: la stella rimane tale perchè è in una fase di "Equilibrio".
Mentre da un lato c'è la forza di gravità, che tende a contrarre la stella, dall'altro c'è n'è un'altra che spinge verso l'esterno come vedremo.
La gravità è una forza unicamente attrattiva che spinge verso il centro ed ha bisogno di essere contrastata per non schicciare la stella sotto la propria massa. La forza che spinge dal centro verso l'esterno della stella e che contrasta dal forza di gravità è generata dalla fusione nucleare e si chiama pressione di radiazione nucleare. La stella mantiene questo equilibrio "delicato" perchè si comporta come se avesse un termostato che ne regola la temperatura.

Analizziamo i due casi in cui la stella potrebbe perdere l'equilibrio e quindi vediamo il funzionamento di questo termostato naturale:

CASO 1) Aumento della forza di gravità (la stella tende a schiacciarsi):
Se la forza di gravità dovesse prendere il sopravvento per una diminuzione della temperatura interna ( e quindi della pressione nucleare ), la stella reagirebbe con una contrazione che, diminuendo il volume ne aumenterebbe la temperatura e quindi anche la pressione nucleare, ristabilendo il vecchio equilibrio.

CASO 2) Aumento della pressione nucleare verso l'esterno (la stella tende a scoppiare):
Viceversa, se dovesse aumentare la pressione nucleare nei confronti della forza di gravità per una eccessiva combustione, questo provocherebbe un aumento della massa della stella. E poichè la forza di gravità è proporzionale alla massa si verificherebbe anche un aumento dell'intensità della forza di gravità, che così facendo, ristabilisce il vecchio equilibrio.
Questo "termostato naturale" funziona finchè c'è dell'idrogeno da bruciare.
Dopo, la situazione si complica e la stella va incontro ad una serie di complicazioni che, come vedremo, ne segneranno l'esistenza.

L'equilibrio delle stelle. La battaglia tra la forza di gravità e la pressione nucleare

Le due forze ( la pressione di radiazione nucleare e la forza di gravità ) si bilanciano e la stella "brilla" per tanto tempo.

La situazione stabilizzata, raggiunta con l'equilibrio citato, non cambierà quindi per un bel po' di tempo fino a quando non verrà anche per lei il momento di tirare i remi in barca e dire addio alla sua esistenza in un processo alquanto semplice da descrivere ma molto complesso.
Una volta esaurito il comustibile nucleare primario (l'idrogeno), che per stelle di massa più grande avviene prima***, inzia una nuova fase della vita di una stella.


LE STELLE GIGANTI VIVONO POCO

Una stella di massa maggiore vive di meno perchè essendo più massiccia tende a bruciare una quantità maggiore di idrogeno in meno tempo trovandosi a contrastare una forza di gravità maggiore dovuta alla massa maggiore.
Viceversa, una stella di piccola massa ( 1/10 di quella del Sole ), ritrovandosi una massa contenuta, si ritrova anche una forza di gravità contenuta.
Il raggiungimento dell'equilibrio fra le due forze si ottiene quindi anche se la stella brucia un quantitativo di idrogeno limitato con la conseguenza che la sua vita si può allungare a decine di miliardi di anni.
Il tutto sempre allo scopo di raggiungere quel famoso equilibrio.

Tra l'altro questo potrebbe significare che, poichè l'universo ha circa una quindicina di miliardi di anni, si potrebbe trovare ancora qualche stella che si è "accesa" nei primi istanti dell'universo ed ora si trova ancora lì, senza variazioni di sorta a continuare il suo lavoro.
Essa quindi starebbe bruciando ancora l'idrogeno che si è creato nei primi istanti di vita dell'universo, rappresentando una stella di 1ª anzi primissima generazione.


COMPOSIZIONE DELLE STELLE

Composizione di una stella

Ma veniamo alla composizione della stella. Una stella è costituita da strati concentrici aventi dimensioni differenti.
Il nucleo è chiamato "Core". Esso raggiunge i milioni di gradi centrigradi ed è il luogo in cui si verifica la fusione dell'idrogeno in elio.
Vi sono poi varie zone che le radiazioni devono attraversare prima di giungere alla superficie della stella. Gli strati intermedi sono la zona convettiva e la zona radiativa in cui i fotoni luminosi trovano difficoltà ad attraversare perchè questa è una zona molto "opaca" alle radiazioni.
Per superare questa zona la luce può impiegare migliaia di anni, e dopodichè si ritrova sulla fotosfera, lo strato più esterno, assieme alla cromosfera, di una stella. La luce che noi vediamo viene da questi strati esterni. Quindi la luce, anzi la radiazione (perchè la luce è radiazione!), parte dal centro della stella, generata dalla fusione nucleare, e dopo varie migliaia di anni giunge in superficie, negli strati più esterni e da lì intraprende un altro lungo viaggio verso i nostri occhi che può durare dagli 8 minuti ( la stella più vicina a noi ) ai miliardi di anni per le stelle più lontane mai osservate.
Tra l'altro assieme alla luce visibile, una stella emana nello spazio grandi quantità di raggi X, raggi gamma, raggi ultravioletti e raggi infrarossi fino a riempire tutto lo spettro delle onde elettromagnetiche comprese le onde radio.
Inoltre le stelle sono luoghi ove si verificano tempeste magnetiche, e il Sole ogni tanto ce ne da una dimostrazione facendo danni al nostro sistema satellitare e delle telecomunicazioni.
Dal nucleo della stella si dipartono, tra l'altro, i "Neutrini" che sono particelle con massa e dimensioni quasi nulle che vengono prodotte nel core dalle reazioni nucleari.


...Morte di una stella

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