Anche le stelle hanno un loro ciclo vitale per quanto lungo sia e per quanto tale aggettivo non sia da prendere alla lettera.
Con vita di una stella si vuole qui unicamente indicare il periodo che intercorre tra il momento in cui la temperatura della proto-stella (risultato del collasso gravitazionale del materiale della nube di gas e della conversione dell'energia potenziale gravitazionale in energia termica) è tale da innescare la reazione di fusione dell'idrogeno, fino al momento in cui il "combustibile" residuo non è più in grado di generare energia sufficiente da evitare il collasso della materia soprastante il nucleo.
Cosa avviene quando si raggiunge questa ultima fase dipende dalla massa della stella:
Cosa avviene quando si raggiunge questa ultima fase dipende dalla massa della stella:
- le stelle più massicce (massa superiore a 8 volte quella del Sole) hanno massa sufficiente da raggiungere, nella fase del collasso gravitazionale, l'energia necessaria per iniziare la reazione di fusione nucleare che coinvolge elementi di massa maggiore rispetto all'idrogeno. Una volta innescate tali reazioni, l'energia sviluppata sarà sufficiente per autoalimentare la reazione e bilanciare la "caduta gravitazionale" della materia soprastante. Mano a mano che si esauriranno gli elementi più leggeri il collasso gravitazionale permetterà di raggiungere temperature via via più alte, tali da iniziare le reazioni di fusione "più difficili" cioè quelle che necessitano di energie di innesco più elevate. Il processo non può però continuare all'infinito; il limite fisicamente invalicabile è rappresentato dalla fusione del ferro (vedi grafico --> QUI), punto oltre il quale l'energia prodotta dalla reazione è inferiore a quella di innesco. Quando la stella non riesce più a produrre energia sufficiente a "sostenere" gli strati superficiali (perché non ha sufficiente "carburante" o è cresciuta di massa oltre al cosiddetto limite di Chandrasekhar), va incontro a un improvviso e irreversibile collasso che indurrà la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima supernova (di tipo II o Ib/Ic nel caso delle stelle supermassicce). Dai resti della supernova potranno originare stelle di neutroni, buchi neri o altro a seconda delle condizioni specifiche. Tanto maggiore è la massa della stella iniziale e tanto minore è la sua vita a causa della quantità di "carburante" necessario per tenerle accese e compensare la massa soprastante. Le stelle più mastodontiche vivranno solo pochi milioni di anni contro i miliardi di anni delle stelle piccole.
- Le stelle più piccole come il nostro Sole non potranno mai percorrere tutti gli stadi sopra descritti. Il limite dato dalla massa (quindi l'energia termica massima raggiungibile) le trasformerà prima in una gigante rossa da cui emergerà poi la "fredda" e longeva nana bianca.
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| Schematizzazione dell'evoluzione stellare per stelle di massa solare (sopra) o massiccie (sotto) |
Torniamo ora al caso di una stella come il nostro Sole la cui evoluzione è riassunta nella figura sotto con l'aggiunta di una scala temporale.
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| Il ciclo vitale di stelle di massa simile al Sole |
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| Due modi di rappresentare uno spettro di assorbimento da una fonte stellare. In alto quello caratteristico del Sole con le barrette nere ad indicare le lunghezze d'onda assorbite da elementi specifici; barrette note come linee di Fraunhofer. In basso la rappresentazione dello spettro del cielo visto dal suolo terrestre in una giornata serena e in direzione dell'orizzonte; quelle che nella figura sopra apparivano come barrette nere qui sono indicate come "fossette". Per ulteriori informazioni sugli elementi che corrispondono a ciascun punto di assorbimento --> QUI. Se invece volete capire come i caratteristici spettri stellari permettano di identificare le diverse classi di stelle --> QUI (courtesy of Wikipedia) |
Riassumendo, quando viene analizzata la luce proveniente da
una stella (di cui si conosce la temperatura grazie alle caratteristiche spettrali) è possibile inferire la presenza di elementi specifici
incontrati tra il punto di irraggiamento e il punto di rilevazione in base ai picchi di assorbimento. Dato che nello spazio interstellare la densità è molto simile a quella del vuoto perfetto e tenendo conto della eventuale presenza di nubi di gas interstellari, è possibile posizionare i punti di assorbimento nelle parti più esterne della stella.
Se quindi lo spettro stellare mostra la presenza di elementi "strani", caratteristici cioè più di corpi rocciosi che di una "palla di idrogeno e di altri elementi combustibili" allora la domanda è perché siano presenti.
Attenzione, il problema non è tanto la presenza di questi elementi quanto la loro presenza nella parte esterna della stella; gli elementi più pesanti dovrebbero sprofondare "velocemente" nella stella (e non contribuire alle linee spettrali), fatti salvi i periodici movimenti di ritorno convettivi. La loro percentuale nell'atmosfera di alcune nane bianche è invece più simile a quella dei corpi rocciosi. Da qui la denominazione di "nane bianche contaminate".
La presenza nel 4 per cento delle nane bianche di dischi di detriti e polveri calde ha fatto ipotizzare che le "peculiarità spettrali" delle nane bianche non fossero altro che il risultato di una contaminazione esterna alla stella. Una ipotesi convincente ma solo una ipotesi in quanto finora non supportata da evidenze dirette sulla esistenza di corpi rocciosi in via di disintegrazione in orbita (o in caduta) intorno a queste stelle.
Se quindi lo spettro stellare mostra la presenza di elementi "strani", caratteristici cioè più di corpi rocciosi che di una "palla di idrogeno e di altri elementi combustibili" allora la domanda è perché siano presenti.
Attenzione, il problema non è tanto la presenza di questi elementi quanto la loro presenza nella parte esterna della stella; gli elementi più pesanti dovrebbero sprofondare "velocemente" nella stella (e non contribuire alle linee spettrali), fatti salvi i periodici movimenti di ritorno convettivi. La loro percentuale nell'atmosfera di alcune nane bianche è invece più simile a quella dei corpi rocciosi. Da qui la denominazione di "nane bianche contaminate".
La presenza nel 4 per cento delle nane bianche di dischi di detriti e polveri calde ha fatto ipotizzare che le "peculiarità spettrali" delle nane bianche non fossero altro che il risultato di una contaminazione esterna alla stella. Una ipotesi convincente ma solo una ipotesi in quanto finora non supportata da evidenze dirette sulla esistenza di corpi rocciosi in via di disintegrazione in orbita (o in caduta) intorno a queste stelle.
A dare una svolta viene ora lo studio della nana bianca WD 1145+017 attorno alla quale sono stati identificati planetesimi in fase di disintegrazione con periodo di 4,5 ore, un valore che indica la estrema prossimità degli stessi alla stella. Dalla analisi spettrale si è dedotta la presenza di elementi pesanti come magnesio, alluminio, silicio, calcio, ferro e nichel la cui origine è, indubbiamente, esterna alla stella-
Il cosiddetto inquinamento delle nane bianche è quindi verosimilmente il risultato della frantumazione di planetoidi e asteroidi avvicinatisi troppo alla stella (--> Limite di Roche).
Fonte
- A disintegrating minor planet transiting a white dwarf
Andrew Vanderburg et al, Nature 526, 546–549 (22 Ottobre 2015)
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Link utili per comprendere l'evoluzione stellare
- wikipedia --> qui
- Treccani --> qui
- Istituto Nazionale di Astrofisica --> PDF
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