Questo articolo è stato inserito nella sezione d'archivio "Dall'atomo alle galassie".

Questo articolo l'ho scritto su richiesta del nostro grande amico Giorgio. Forse non riuscirà a rispondere come lui e tanti altri vorrebbero, ma nell'Universo non esistono due creature uguali così come non esistono due uomini uguali. Ognuno ha le sue caratteristiche che l'Universo considera pregi e noi, a volte, consideriamo difetti.

Uno dei concetti fondamentali e conosciuti riguardanti le stelle è quello relativo alla loro massa. A tal punto che si fa in fretta a pensare che sia solo lei a deciderne il destino. In linea di massima può anche considerarsi vero, ma se si vogliono limiti ben precisi, ci si deve scontrare anche con altre caratteristiche meno note. Non è certo il peso che vi indica la bilancia a decidere il vostro futuro... o, quantomeno, non è solo quello!

Fin dalla nascita la massa è il parametro fondamentale per prevedere la loro evoluzione e trasformazione finale. Si può accettare benissimo il concetto che sotto un certo limite le stelle non riusciranno a compiere il loro lavoro nucleare e sopra un certo limite non avranno nemmeno il tempo per restare un po' di tempo nella "società", ossia nel diagramma HR, che indica il periodo di stabilità di quel semplice motore che è basato sulla contrapposizione tra gravità e pressione di radiazione. Tuttavia, dobbiamo ricordarci che le stelle sono tutte composte essenzialmente da idrogeno e una buona percentuale di elio, ma, a seconda di quando, dove e come si sono formate, possono avere nel loro combustibile di base, tracce più o meno abbondanti di elementi pesanti costruiti da sorelle precedenti. In parole tecniche si parla di metallicità.

Con questo scenario estremamente semplificato (vi sono molte cose ancora poco conosciute nella vita stellare e nei loro processi più rapidi e dirompenti) possiamo tentare di dare un po' di... numeri, relativi alle masse necessarie a cambiare il proprio stato e scegliere una via più  consona al proprio futuro.

Cominciamo dalle masse più piccole. Già a questo livello ci troviamo di fronte a un confine ancora abbastanza approssimativo. Qual è la differenza tra pianeta e stella? Dipende solo dalla massa o anche dal modo in cui è nato l'oggetto in questione? Si pensa che le nane brune, ossia le stelle mancate, nascano come tutte le altre stelle, ossia dalla contrazione di una nube di idrogeno ed elio, senza però raggiungere nel loro nucleo centrale le temperature necessarie per bruciare l'idrogeno. Al limite riescono a bruciare un po' di deuterio (un isotopo dell'idrogeno), ma poi devono alzare bandiera bianca (anzi bruna) e spegnersi molto lentamente come un normale pianeta gigante (oppure alimentare una compagna fino a farle raggiungere la massa critica per esplodere come supernova ed "inseminare" lo spazio circostante, come QUESTA e QUESTA).

Si stima che la massa limite superiore per essere classificata come nana bruna siano 0.08 masse solari. Un limite basato sulla incapacità di bruciare idrogeno, ma di riuscire ad avere brevi periodi di bruciamento del deuterio. Il limite inferiore sarebbe invece quello in cui non ci sarebbe nessun tentativo di innescare reazioni nucleari e si stima per lui un valore di 0.012 masse solari (o, se preferite) 13 masse di Giove. A questo punto nasce una prima scelta abbastanza arbitraria: se l'oggetto in questione è nato da solo, come una stella, viene chiamato sub nana bruna; se, invece, orbita un'altra stella viene denominato pianeta. Se pensiamo che molte stelle possono essere doppie e avere come compagna una sub nana bruna o che alcuni pianeti possono essere stati cacciati dal loro sistema, si capisce quanto sia vago il confine.

Potremmo considerare, in termini semplici, una nana bruna un oggetto con massa compresa tra 0.08 e 0.012 masse solari. La loro fine è sempre la stessa... si spegneranno lentamente perdendo tutto il calore interno dovuto alla compressione iniziale e vivranno praticamente per sempre.  Non potremmo mai dire, però, che esse si piazzino nella sequenza principale, anche se spesso vengono segnate nella sua parte in basso a destra. Non sono stelle vere e la loro evoluzione praticamente inesistente.

Passiamo ora alle stelle di massa superiore a 0.08 masse solari (il confine superiore lo introdurremo più in là). Entriamo nel campo delle nane  e, in particolare, delle nane rosse. La massa inizia a giocare in modo abbastanza subdolo anche sul modo in cui la stella fa circolare la materia che la compone (radiativo o convettivo). Le stelle più piccole usano praticamente solo il modo convettivo il che porta a un utilizzo quasi totale dell'idrogeno (l'elio non si accumula in una parte centrale). La stella quindi trasforma tutto il suo idrogeno in elio contraendosi e riscaldandosi sempre di più  e senza subire quegli squilibri interni capaci di causare la fase di gigante rossa.

Si pensa che il limite superiore per assaporarsi tutto il proprio idrogeno e poi mettersi in pensione spegnendosi lentamente sia compreso tra 0.25 e 0.5 masse solari. Eccoci al primo valore ballerino... in letteratura troverete parecchi valori compresi tra questi due, e quindi è meglio lasciare una piccola forbice. D'altra parte la vita di queste stelle è talmente lunga sia nella fase di contrazione sia in quella successiva di raffreddamento che le osservazioni non possono essere di grande aiuto. Per loro l'Universo è appena nato! La loro evoluzione nel diagramma HR le porterà a diventare nane bianche, ma senza passaggi drammatici intermedi.

Oltre le 0.5 masse solari al trasporto convettivo si aggiunge il moro radiativo il che, detto in poche parole, le costringe a subire una fase di instabilità e quindi a farle uscire dal diagramma HR (verso destra) imponendole la fase di gigante rossa. Il nucleo di elio non brucia, la stella si dilata e cerca di innescare la fusione dell'elio contraendo il nucleo. Ma, per stelle tra 0.5 e 0.6 masse solari, l'operazione non riesce (o riesce solo a metà) e il gonfiamento si interrompe perché l'elio non ha nessuna intenzione di bruciare. Una gigante rossa "mancata" e la stella passa direttamente alla fase di nana bianca. Tentar non nuoce...

Dopo 0.6 masse solari l'elio si decide a collaborare e la fase di gigante rossa riesce a farlo bruciare e a innescare la tipica evoluzione posteriore al bruciamento dell'elio. Siamo ormai nella zona del nostro Sole, una nana gialla, e la fine prevista sarà quella di perdere molta massa attraverso la fase di nebulosa planetaria, lasciando al centro un nucleo di carbonio inerte, la classica nana bianca. Siamo in un regime in cui il principio di Pauli riesce a fermare la contrazione lavorando solo con gli elettroni. Stelle degeneri sì, ma solo a uno stadio veramente "banale". A questo punto possiamo tranquillamente arrivare fino a 8-10 masse solari e le cose cambiano di poco. Ciò che cambia maggiormente è il tempo di stabilità nel diagramma HR e delle sue fasi seguenti. Comunque, ripetiamo, fino a questo punto ciò che resta della stella è una quantità abbastanza piccola della massa iniziale e si presenta come nana bianca, anche se con caratteristiche più o meno diverse.

Tra 8 e 10 masse solari la stella esce velocemente dalla fase di stabilità e comincia a viaggiare in lungo e in largo nella parte destra del diagramma HR, diventando una supergigante. Il succo di tutto è che, pur perdendo molta della sua massa iniziale, essa presenta un nucleo in cui si è andati anche oltre il carbonio anche se non ancora fino al ferro. Una fase intermedia sia per la massa iniziale che per quella finale. Quest'ultima è quella che decide il futuro del nucleo rimasto. Ed ecco apparire il limite di Chandrasekhar (le famose 1.44 masse solari). Se si resta al di sotto di questo limite si riesce a bloccare la contrazione solo con gli elettroni e si rimane nel campo delle nane bianche.

Sopra le 10 masse solari iniziali, facilmente si arriva fino al ferro e la fase di esplosione prende il nome di supernova di tipo II (in modo molto semplificato) con un nucleo residuo di ferro di massa superiore a 1.44. Gli elettroni non bastano più e la contrazione continua fino a che non scendono in campo i neutroni e bloccano il tutto formando una stella di neutroni. Più che la massa iniziale della stella, importa perciò la massa finale del nucleo e questo dipende molto, come detto all'inizio, dalla metallicità della stella originaria. Possiamo, però, dare valori compresi tra 1.4 e 3 masse solari (del nucleo). Esse corrispondono molto grossolanamente a masse iniziali di 10-12 masse solari (ma possono anche essere minori o maggiori). Se il residuo della stella supera le 3 masse solari nemmeno i neutroni bastano più e il nucleo di ferro collassa fino a diventare un buco nero. In linea di massima ciò capita per stelle iniziali di massa sicuramente superiori alle 12 masse solari.

Questi valori sono terribilmente elastici e si è trovata, ad esempio, una stella di neutroni provenienti da una massa originaria di 40 masse solari e buchi neri provenienti da stelle decisamente meno massicce. Oltre alla metallicità e ad altre condizioni al contorno, tipo la rotazione, ciò che gioca il ruolo più importante è la perdita di massa di una stella durante tutte le sue fasi di gigante e supergigante, per non parlare poi della quantità di massa espulsa durante la fase di supernova (non per niente ci sono molte sotto-classificazioni per le più terribili esplosioni del Cosmo). Purtroppo (o per fortuna), ogni stella ha il suo carattere e la sua vita. Come tutte le creature non ne esistono mai due uguali e quindi dare limiti precisi sarebbe del tutto antiscientifico... accontentiamoci. Possiamo però lanciarci nel dire che i limiti per il nucleo finale è abbastanza ben seguito, dominato com'è dal principio di Pauli. Il limite della stella originaria è invece molto più ballerino, proprio perché la stella ne deve ancora vedere di cotte e di crude durante la breve, ma intensa vita fuori sequenza principale.

Merita, invece, parlare un po' di più delle stelle binarie.

Ad esempio, se una stella di neutroni, nata secondo le regole più  normali, vive  in coppia con una stella più piccola, che giunge, perciò, più tardi alla fase di supergigante o di gigante, potrebbe benissimo ingrassarsi  attraverso il materiale succhiato alla compagna. Ciò fa capire che una stella di neutroni potrebbe benissimo trasformarsi in buco nero, indipendentemente dal valore iniziale della sua massa. E' quindi la massa finale il vero punto chiave, un punto, però, che può essere ottenuto direttamente o, se si è in coppia, anche in un tempo non trascurabile.

Particolare importanza hanno invece le nane bianche, tipo quella che nascerà dal Sole, che vivono in compagnia. Esse sono formate soprattutto da elio e carbonio e/o ossigeno. La loro massa non può portare al superamento della barriera elettronica. Esse sono, però, libere di mangiare la materia di una compagna ancora in fase di gigante. Uno potrebbe, perciò, pensare che a furia di mangiare potrebbero superare il limite di 1,44 masse solari e diventare stelle di neutroni. E qui, invece, cade l'asino... aumentano la massa, d'accordo, ma non sono resistenti come i residui arrivati fino al ferro. Ne consegue che sono incapaci a fronteggiare il caos che deriva dall'innesco di nuove fusioni nucleari dovute alla massa aggiuntiva. Un caos che è ancora largamente sconosciuto e che non porta al collasso del nucleo ma alla sua distruzione completa. Siamo di fronte alle supernove di tipo Ia.

In realtà, sembra che la fusione incontrollata inizi addirittura prima di aver raggiunto il limite di Chandraskhar. Altre nane bianche, invece, sembrano cercare di evitare questa fine tragica e preferiscono bruciare subito l'idrogeno che piove loro addosso, dando luogo a esplosioni parziali, chiamate nove. Insomma, preferiscono digerire subito ciò che arriva e non aspettare l'indigestione catastrofica. Anche in questo caso, però, molto dipende non solo dai processi interni di fusione della nana bianca, ma anche dal tipo di pasto che viene fornito dalla sorella. Non possiamo escludere i casi in cui la fortuna aiuti la nana bianca e che lei riesca a conservare un nucleo ridotto ma densissimo, classificabile come stella di neutroni.

Come detto fin dall'inizio, questo articolo vuole essere un riassunto decisamente semplificato e approssimativo. Le stelle sono creature vive e come tali ad ogni nuova osservazione sempre più accurata si aggiunge qualcosa che implica una nuova sotto specie o una variazione di certi limiti  molto aleatori. Le stelle vivono perché vivono al loro interno e le guidano le creature più piccole e allegre dell'Universo, quelle che sono nate nei primi secondi, capaci di seguire leggi che dobbiamo ancora accontentarci di applicare alla nostra tecnologia, ma che restano in gran parte incomprese. Creature piccole e giocose come i bambini che ancora credono nelle favole tipo Alice nel Paese delle Meraviglie.

Un discorso che noi, esseri umani, dovremmo conoscere molto bene, anche se preferiamo chiuderci nell'alterigia e nelle sicurezze di tipo mediatico. Anche noi viviamo perché vivono le nostre cellule e loro vivono perché vivono gli atomi e loro vivono perché vivono le solite fantasiose particelle. E non illudiamoci più di tanto che nel cervello esistano altre componenti superiori o diverse. Sono sempre loro a divertirsi anche se quei giochi sono ancora un grande mistero che noi usiamo troppo spesso per distinguerci dalla vita che brulica in tutto il Cosmo.

Per andare più a fondo sull'evoluzione stellare consiglio vivamente il libro "Il Gioco delle Stelle" e alcuni articoli del nostro Circolo (ad esempio, QUI e QUI). Per non parlare degli ormai "classici" "L'Infinito Teatro del Cosmo"  e "Rosetta e le tre Sorelle". Un po' di pubblicità non fa mai male....