In un  articolo appena apparso su due stelle veramente gigantesche, un commento di Mik ha fatto riferimento al limite di Eddington. Su suggerimento di Daniela ho pensato che era meglio riprendere questo vecchio articolo…

Normalmente si dice: “Quando una stella ha una massa enormemente grande, la sua vita è segnata fin dall’inizio. Vive pochissimo, esplode come supernova e ciò che resta dell’astro originale si trasforma in stella di neutroni e buco nero”. Questa frase si legge dappertutto e, in realtà, è essenzialmente vera. Tuttavia, a volte, le stelle esagerano e la loro massa può essere anche più di 100 volte quella del Sole. E qui le cose diventano più complicate. Può succedere di tutto e di più. La problematica è molto complessa e sfaccettata. Ne faccio una sintesi molto ridotta, senza andare troppo nei particolari.

Innanzitutto, dobbiamo tener presente che, come esiste un limite inferiore affinché una stella riesca a diventare una “vera” stella (nana bruna), esiste anche un limite superiore. Esso prende il nome di limite di Eddington e rappresenta un valore limite della luminosità (collegata ovviamente anche alla massa). Più esattamente, esso rappresenta il massimo punto di equilibrio idrostatico ammesso tra la forza di gravità che tende a contrarre l’astro e la pressione di radiazione che tende a farlo espandere.

L(Edd) = 33000 M L(Sole)/M(Sole)

dove M è la massa della stella e L la luminosità.

Se si superla questo limite cosa succede? Varie cose, a seconda della massa a disposizione. In generale, però, la stella cerca di sopravvivere ed espelle materiale dai suoi strati più esterni, cercando di rientrare nei limiti di peso. Non è sempre così semplice e i risultati sono molto diversi, anche se non ancora ben compresi, dato che non vi sono molti esempi da poter studiare.

Riassumendo in modo molto schematico:

1)      La massa è inferiore a 100 masse solari. Più o meno succede quello che già sappiamo: la stella dà origine a una supernova “classica” e termina la sua esistenza normale come buco nero. Il suo vento stellare è molto impetuoso per cercare di restare nei limiti.

2)      La massa è compresa tra 100 e 150 masse solari. La cura dimagrante funziona ancora. La stella espelle più volte una parte di massa in eccesso, fino a rientrare nei binari accettabili. E’ una situazione molto spettacolare, perché l’espulsione ripetuta crea bolle di gas molto appariscenti, quasi un preludio dell’esplosione finale. Probabilmente conosciamo una stella che è giunta alla fine di questa avventura, la celebre Eta Carinae. Ormai si aspetta solo il suo “botto” conclusivo.

3)      La massa è compresa tra 150 e 250 masse solari. Qui le cose si complicano e diventano più difficili da spiegare. Proviamoci… all’interno della stella così massiccia  la collisione tra raggi gamma e nuclei atomici riesce a produrre elettroni e positroni liberi. In queste condizioni la pressione nel nucleo stellare diminuisce e porta a un collasso parziale che tende ad accelerare in modo esponenziale il bruciamento degli elementi. La stella si disintegra letteralmente e il suo gas si perde nello spazio senza lasciare alcun buco nero come residuo.

4)      La massa supera le 250 masse solari. I casi osservati sono ben pochi. Tuttavia, si pensa che la stella subisca un collasso continuo che non viene bilanciato dalla pressione di radiazione. La massa può solo concentrarsi sempre più fino a dar luogo a un mostruoso buco nero senza esplosione di supernova.

I vari casi si possono in parte identificare sia dalla forma della curva di luce della supernova (se avviene) sia perché danno in genere luogo a lampi di raggi gamma estremamente violenti.

Come al solito, è meglio mantenere la linea. Si vive più a lungo e il “cuore” non va incontro a episodi violenti e inaspettati!