QUI tutti gli articoli finora scritti sulla rappresentazione dell'evoluzione stellare tramite il diagramma HR

 

Abbiamo finito con i casi più o meno particolari ed è ora di seguire passo dopo passo la vecchiaia delle stelle. Diciamo subito che tutta questa fase, più o meno lunga a seconda della massa, vede oggetti celesti continuamente variabili. In altre parole, l’equilibrio idrostatico viene messo subito in crisi e all’interno della stella la massa deve sistemarsi in posizioni adeguate  sempre diverse.

Il nucleo ha smesso di trasformare idrogeno in elio e la gravità è di nuovo libera di agire e, come conseguenza, varia la temperatura e la pressione che subisce la parte centrale. Aiuto! In qualche modo bisogna ristabilire un equilibrio più o meno stabile e duraturo. Tuttavia, questa fase fa parte della vita stellare (il lento decadimento dovuto all’età) e non possiamo considerarle vere “malattie”, ma acciacchi del tutto normali che tutte le stelle uscite dalla sequenza principale devono sopportare. Ne segue che, malgrado se ne vedano di tutti i colori, non possiamo chiamare variabilità ciò che è la norma. In questo articolo, quindi, niente stelle variabili, ma solo stelle sulla strada della pensione.

Dato l’interesse tutto “personale”, consideriamo come esempio di evoluzione proprio il nostro Sole. Sì, è vero, è ancora giovane e pimpante e vogliamo già farlo invecchiare… E poi, come facciamo a prevedere il suo futuro? Appoggiarsi solo alla teoria sarebbe esagerato e poco verificabile… Meno male che ci sono gli ammassi globulari, dove possiamo tranquillamente seguire, in base all’età, l’evoluzione di stelle che hanno massa simile a quella del Sole. Non una singola stella, ovviamente… ma tante stelle simili in posizione più o meno evoluta a seconda dell’ammasso considerato. Teoria e osservazione diretta vanno quasi perfettamente d’accordo (almeno fino al livello a cui ci possiamo spingere in una descrizione molto semplificata e divulgativa).

Il Sole (o chi per lui) lascia le amiche della sequenza principale. In realtà può salutare solo le stelle più piccole, dato che le altre l’hanno già preceduto. Il momento dell’addio è segnato dallo spegnimento della fusione nucleare nel suo centro. Tutto l’idrogeno che aveva raggiunto la temperatura sufficiente si è trasformato in elio. L’elio non può certo trasformarsi in qualcosa di più pesante a quella temperatura e resta “inerte” come fosse il nocciolo di un frutto. D’altra parte l’idrogeno più lontano dal centro, che circonda il nocciolo, non è abbastanza caldo.

Siamo tornati a condizioni simili a quelle che si avevano poco prima della nascita: la gravità spinge e solo l’energia cinetica degli atomi in movimento può tenerla a bada. Meno male che il teorema del viriale ha sempre pronta una soluzione (almeno per adesso) e causa un aumento della temperatura. E’ sempre la stessa armonia della Natura: l’energia gravitazionale si trasforma in parte in energia termica, proprio quella che potrebbe ristabilire l’equilibrio. Purtroppo, però, il nucleo di elio non si accende e l’unica possibilità è accendere uno strato di idrogeno che lo circonda. La temperatura è salita e una piccola fascia riesce a trasformarsi in elio. Abbiamo un Sole che si è schiacciato un pochino e che aumenta la temperatura interna. Un momento di crescita di luminosità, ma di  durata relativamente breve.

Il calore si trasmette agli strati più esterni e la stella si gonfia e si espande. La temperatura superficiale diminuisce e quindi il Sole percorre, nel diagramma HR, una linea da sinistra verso destra.

La temperatura superficiale decresce, ma aumenta il raggio e quindi la superficie emettente. Tra le due criticità, ha ragione la seconda e la luminosità cresce (più superficie che emette). La stella comincia a  salire verso l’alto, mentre la sua temperatura rimane quasi costante (piuttosto bassa).

Una stella rossa  e molto grande… una gigante rossa. L’andamento verso destra e verso l’alto prende un nome celebre: ramo delle giganti rosse. Non possiamo però fermarci alle apparenze esterne. All’interno le cose vanno un po' meglio di quello che possa sembrare. La temperatura è aumentata ancora e, finalmente, si raggiunge quella giusta per accendere l’elio.

Che meraviglia! Ora si può nuovamente contrastare la gravità in modo più efficace, senza limitarsi solo alla fascia di idrogeno che circonda il nucleo di elio. Le dimensioni della stella diminuiscono e lei sembra tornare quella di una volta. La struttura però è notevolmente cambiata… al centro c’è il nucleo di elio che si trasforma in carbonio. Tutt’attorno c’è uno strato di elio inerte (non ha raggiunto la temperatura necessaria). Più esternamente abbiano la corona circolare di idrogeno che produce elio e, infine gli strati superiori di idrogeno inerte. Una bella “cipolla”…

Ora si può percorrere la strada di prima al contrario. Il raggio può diminuire e la temperatura superficiale aumentare. La stella sembra poter tornare nella sequenza principale. Il Sole sta percorrendo il ramo orizzontale.

Una apparente situazione di equilibrio di breve durata. Come  già detto, più l’elemento che “brucia” si appesantisce e più è corto il tempo necessario: ora che brucia l’elio il tempo è nettamente più corto di quando si bruciava l’idrogeno. L’elio, alla giusta temperatura, si è ormai trasformato in carbonio inerte.

All’interno la faccenda è molto complicata. La temperatura cresce nel nucleo, che si contrae ancora, ma quella necessaria a bruciare il carbonio è un sogno impossibile. Al limite si riesce a bruciare un po’ di elio attorno al nucleo che incrementa la massa centrale di carbonio inerte. Andando verso l’esterno la temperatura scende e si trova uno strato di elio inerte, mentre attorno a lui l’idrogeno riesce ancora a trasformarsi in elio. Sembra proprio una macchina che si mantiene in movimento attraverso piccoli rimedi provvisori, sempre meno utili e di breve durata. La stella si gonfia sempre di più e l'enorme raggio riesce a far crescere la luminosità

Non solo una gigante, ma addirittura una supergigante rossa, un mostro enorme, la cui massa non è, però, certo aumentata, anzi… Il vento stellare è potentissimo e  inizia a portare via con sé gli strati superficiali. Il Sole percorre il braccio asintotico delle giganti e/o supergiganti

 

Il Sole non ce la fa più e si lascia andare agli eventi… la massa degli strati esterni l’abbandona definitivamente e di lui resta solo la parte più interna di carbonio inerte che è in balia della gravità. Si può affidare solo alla materia degenere per fermare il collasso. Abbiamo già capito cosa è successo: si è ormai formata una fantastica nebulosa planetaria che inonda lo spazio circostante di quel poco che il Sole è riuscito a formare e un nucleo densissimo di materia degenere che ha una temperatura altissima, ma una luminosità decisamente modesta (le dimensioni sono veramente a  livello… planetario). A volte stelle come il Sole, arrivate a questo stadio, hanno una sorta di breve ed illusoria rinascita, come dimostra l'osservazione della nebulosa Abell 30. Questo residuo lo ritroviamo nel diagramma HR in basso a sinistra, nel pensionato delle nane bianche.

Non è  difficile capire che se la massa della stella fosse molto più grande, il gioco di tira e molla potrebbe continuare. Essa raggiungerebbe la temperatura centrale capace di bruciare il carbonio e poi ancora e ancora fino a formare un nucleo di ferro.

Poi non ci sarebbe veramente più niente da fare. Per bruciare il ferro bisognerebbe regalare energia e non produrla. Il nucleo diventa resistente e non permette più nessuna contrazione, la materia che cerca di collassare vine rispedita al mittente e  scaraventata verso l’esterno come una vera esplosione. Abbiamo una supernova, dove si formano gli elementi ancora più pesanti e il nocciolo che riesce a collassare sotto la propria gravità, fermandosi a causa della trasformazione di protoni ed elettroni in  neutroni (detto in parole molto semplici) e dell’implacabile e utilissimo principio di Pauli. Abbiamo davanti a noi una stella di neutroni o addirittura, se la massa fosse veramente grande, un buco nero.

Per masse poco superiori a quella del Sole (fino a circa 1.5)  la fusione si può fermare prima del ferro e ci si limita a una nebulosa planetaria più una nana bianca più pesante ed evoluta, ad esempio di magnesio e ossigeno.

Se, invece, la stella fosse decisamente più piccola del Sole, l'evoluzione sarebbe veramente cosa semplice... piano piano brucerebbe tutto l'idrogeno aumentando la luminosità e finirebbe la sua vita come nana bianca di elio (subirebbe comunque un collasso a causa della fine del bruciamento dell'idrogeno). Teniamo in conto, però, che stelle di questo tipo non sono ancora uscite dalla sequenza principale anche se sono nate nell'infanzia dell'Universo (la nostra Rosetta!).

 

Come fanno gli strati esterni di una supernova a rimbalzare verso lo spazio a velocità incredibili? QUI lo spieghiamo in modo molto semplificato

 

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