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.
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.
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
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.