Stelle di neutroni

Una stella di neutroni è una stella compatta il cui peso è sostenuto dalla pressione di neutroni liberi. Si tratta di una cosiddetta stella degenere. I neutroni sono costituenti del nucleo atomico e sono così chiamati in quanto elettricamente neutri. A differenza dei protoni, essi possono essere uniti a formare enormi nuclei fino a diverse volte la massa del Sole. Le stelle di neutroni sono state i primi oggetti astronomici notevoli a essere predetti teoricamente (nel 1933) ed, in seguito, scoperti (nel 1968 come pulsar).


Le stelle di neutroni hanno una massa simile a quella del Sole, sebbene il loro raggio sia di qualche decina di chilometri, vale a dire diversi ordini di grandezza inferiore. La loro massa è impacchettata in un volume di 7 × 1013 m3, circa 1014 volte più piccolo e la densità media è quindi 1014 volte più alta. Tali valori di densità sono i più alti conosciuti e impossibili da riprodurre in laboratorio (a titolo esemplificativo, per riprodurre una densità pari a quella dell’oggetto in questione occorrerebbe comprimere una portaerei nello spazio occupato da un granello di sabbia). Si tratta di una densità simile a quella dei nuclei atomici, ma estesa per decine di chilometri. In effetti le stelle di neutroni possono essere considerate nuclei atomici giganti tenuti insieme dalla forza gravitazionale. A causa dell’altissima densità e delle piccole dimensioni una stella di neutroni possiede un campo gravitazionale superficiale cento miliardi (1011) di volte più intenso di quello della Terra. Una delle misure di un campo gravitazionale è la suavelocità di fuga, cioè la velocità che un oggetto deve avere per potergli sfuggire, sulla superficie terrestre essa è di circa 11 km/s, mentre su quella di una stella di neutroni si aggira intorno ai 100 000 km/s, cioè un terzo della velocità della luce. Le stelle di neutroni sono uno dei possibili stadi finali dell’evoluzione stellare e sono quindi a volte chiamate stelle morte o cadaveri stellari. Si formano nelle esplosioni disupernova come il residuo collassato di una stella di grande massa (nelle supernovae di tipo II o Ib) o come il residuo di una nana bianca (nelle supernovae di tipo Ia, ipotesi oggi controversa). Una tipica stella di neutroni ha un diametro di 20 km, ha una massa minima di 1,4 volte quella del Sole (altrimenti sarebbe rimasta una nana bianca) e una massima di 3 volte quella del Sole (altrimenti collasserebbe in un buco nero). La sua rotazione è spesso molto rapida, la maggior parte delle stelle di neutroni ruota con periodi da 1 a 30 s, ma esistono alcune che arrivano a pochi millesimi di secondo. La materia alla loro superficie è composta da nuclei ordinari ionizzati. Cominciando a scendere, si incontrano nuclei con quantità sempre più elevate di neutroni. Questi nuclei decadrebbero rapidamente in condizioni normali, ma sono tenuti stabili dall’enorme pressione. Ancora più in profondità si trova una soglia sotto la quale i neutroni liberi si separano dai nuclei e hanno un’esistenza indipendente. In questa regione si trovano nuclei, elettroni liberi e neutroni liberi. I nuclei diventano sempre di meno andando verso il centro, mentre la percentuale di neutroni aumenta. La natura esatta della materia superdensa che si trova al centro non è ancora ben compresa. Alcuni ricercatori si riferiscono ad essa come ad una sostanza teorica, il neutronio. Potrebbe essere una mistura superfluida di neutroni con tracce di protoni ed elettroni, potrebbero essere presenti particelle di alta energia come pioni e kaoni e altri speculano di materia composta da quark subatomici. Finora le osservazioni non hanno né confermato né escluso questi stati “esotici” della materia. Tuttavia, esaminando le curve di raffreddamento di alcune stelle di neutroni conosciute, sembrerebbe confermata l’ipotesi di stati superfluidi (e anche superconduttivi), almeno in alcune zone degli strati interni di tali astri.
Storia delle scoperte
Nel 1932, Sir James Chadwick scoprì il neutrone, una nuova particella (che allora si pensava elementare mentre oggi si sa essere composta di quark) che gli valse il premio Nobel del 1935. Nel 1933 Walter Baade e Fritz Zwicky, proposero l’esistenza di stelle interamente composte di neutroni, dopo un solo anno dalla scoperta di Chadwick. Cercando una spiegazione per le origini delle supernovae, proposero che queste producessero delle stelle di neutroni. Baade e Zwicky proposero correttamente che le supernovae sono alimentate dall’energia di legame gravitazionale della stella di neutroni in formazione: “Nel processo della supernova la massa viene annichilata”. Se per esempio le parti centrali di una stella massiccia, prima del collasso, ammontano a 3 masse solari, allora si potrebbe formare una stella di neutroni di 2 masse solari. L’energia di legame di una tale stella di neutroni è equivalente, quando espressa in unità di massa usando la famosa equazione E=mc², ad 1 massa solare. È in ultima analisi questa energia che alimenta la supernova.
Tipi di stelle di neutroni 
Una stella di neutroni isolata, senza alcuna materia attorno ad essa, è praticamente invisibile: la sua altissima temperatura la porta ad emettere un po’ di radiazione visibile, ultravioletta, X e gamma, ma data la sua piccolezza la luce emessa è molto poca e, a distanze astronomiche, non rilevabile. Se però la stella di neutroni ha una compagna, questa può cederle massa. Oppure la stella di neutroni può “alimentarsi” da materia presente nei dintorni, se per esempio sta attraversando una nube di gas. In tutti questi casi la stella di neutroni può manifestarsi sotto varie forme: Pulsar: termine generico indicante una stella di neutroni che emette impulsi direzionali di radiazione rilevabili sulla Terra grazie al suo fortissimo campo magnetico e alla sua radiazione. Funzionano più o meno come un faro rotante o come un orologio atomico; Burster a raggi X – una stella di neutroni con una compagna binaria di piccola massa, dalla quale estrae materia che va a cadere sulla sua superficie. La materia che cade acquista un’enorme energia, ed è irregolarmente visibile; Magnetar – un tipo di ripetitore gamma soft che ha un campo magnetico molto potente.
Rotazione delle stelle di neutroni
Le stelle di neutroni ruotano in modo molto rapido dopo la loro creazione, a causa della legge di conservazione del lmomento angolare: come una pattinatrice che accelera la sua rotazione chiudendo le braccia, la lenta rotazione della stella originale accelera mentre collassa. Una stella di neutroni appena nata può ruotare molte volte al secondo (quella nella Nebulosa del Granchio, nata appena 950 anni fa, ruota 30 volte al secondo). A volte, quando hanno una compagna binaria e possono ricevere da essa nuova materia, la loro rotazione accelera fino a migliaia di volte al secondo, distorcendo la loro forma sferica in un ellissoide, vincendo il loro fortissimo campo gravitazionale (tali stelle di neutroni, in genere scoperte come pulsar, sono chiamate pulsar ultrarapide).Col tempo, le stelle di neutroni rallentano perché i loro campi magnetici rotanti irradiano energia verso l’esterno. Le stelle di neutroni più vecchie possono impiegare molti secondi o anche minuti per compiere un giro. Questo effetto è detto frenamento magnetico. Nel caso delle pulsar, il frenamento magnetico aumenta l’intervallo tra un impulso e un altro. Il ritmo a cui una stella di neutroni rallenta la propria rotazione è costante e molto lento: i ritmi osservati sono tra 10−12 e 10−19 secondi al secolo. In altre parole, una stella di neutroni che adesso ruota in esattamente 1 secondo, tra un secolo ruoterà in 1,000000000001 secondi, se è tra quelle che rallentano di più: le più giovani, con un campo magnetico più forte. Le stelle di neutroni con un campo magnetico più debole hanno anche un frenamento magnetico meno efficace, e impiegano più tempo per rallentare. Queste differenze infinitesimali sono comunque misurabili con grande precisione dagli orologi atomici, sui quali ogni osservatore di pulsar si sincronizza. A volte le stelle di neutroni sperimentano un glitch: un improvviso aumento della loro velocità di rotazione (comunque molto piccolo, comparabile con il rallentamento visto in precedenza). Si pensa che i glitch si originino da riorganizzazioni interne della materia che le compongono, in modo simile ai terremoti terrestri.
Il fenomeno delle pulsar
Le stelle di neutroni hanno un campo magnetico molto intenso, circa 100 miliardi di volte più intenso di quello terrestre. La materia in arrivo viene letteralmente incanalata lungo le linee di campo magnetico. Gli elettroni viaggiano allontanandosi dalla stella, ruotando attorno ad essa in modo sincrono, finché non raggiungono il punto in cui sarebbero costretti a superare la velocità della luce per continuare a co-ruotare con essa. A questa distanza l’elettrone si deve fermare, e rilascia parte della sua energia cinetica come raggi X e raggi gamma. Gli osservatori esterni vedono questa radiazione quando osservano il polo magnetico. Poiché questo ruota velocemente insieme alla stella, gli osservatori vedono in realtà degli impulsi periodici. Tale fenomeno è detto pulsar. Quando le pulsar furono scoperte si pensò che potessero essere emissioni da parte di extraterrestri: nessun fenomeno naturale conosciuto a quel tempo poteva spiegare degli impulsi così regolari. Ci volle poco, però, per arrivare alla corretta interpretazione. Esiste un altro tipo di stella di neutroni, conosciuto come magnetar (contrazione di magnetic e star). Essa presenta campi magnetici ancora più forti, dell’ordine dei 10 GT o più, abbastanza da cancellare una carta di credito dalla distanza del Sole e, si pensa, essere mortali dalla distanza della Luna, a 400 000 km (quest’ultimo dato è solo un’ipotesi, dato che la tecnologia odierna non è in grado di generare campi magnetici così forti da essere mortali).
Tratto da Wikipedia

Marte in splendente compagnia

Sono spettacolari le immagini di Marte che transita al di sotto di due nebulose scattate dalla Florida da Derek Demeter, astrofotografo per passione e direttore dell’ Emil Buehler Perpetual Trust Planetarium del Seminole State College. Nelle foto è possibile osservare Marte mentre transita sotto due oggetti noti come Nebulosa Trifida e Nebulosa Laguna, entrambe localizzate nella costellazione del Sagittario, nella regione centrale della nostra Via LatteaSituata a circa 5000 anni luce dalla Terra la Nebulosa Laguna è una delle due regioni di stelle in formazione visibili ad occhio nudo dal nostro emisfero settentrionale. Ha una estensione di 110 anni luce ed è anche conosciuta con il nome di Messier 8 o NGC 6523. La Nebulosa Trifida (Messier 20 or NGC 6514), è il risultato della combinazione di una nebulosa a emissione, visibile nella foto come l’area rossa, di una nebulosa a riflessione, l’area rossa, e di una nebulosa oscura. La singola stella massiva visibile al centro è fonte della gran parte dell’illuminazione dell’intera nebulosa; ha un’età stimata di circa 300.000 anni, che renderebbe la nebulosa la più giovane regione di formazione stellare conosciuta. Le altre stelle che eccitano i suoi gas sono giganti blu di classe spettrale O, dell’età di circa 7 milioni di anni; i vari colori sono dati dai diversi elementi: il rosso è prodotto dalla radiazione emessa dagli atomi di idrogeno, mentre l’azzurro proviene da quelli dell’ossigeno. Le bande oscure sono invece polveri e gas freddi e non illuminati. Sono visibili nelle immagini anche le regioni di stelle in formazione note come NGC 6559, IC 1274 and IC 1275 (vedi sito Inaf)
di Francesco Aloisio (Inaf)

L’evoluzione delle stelle

Dopo la sua formazione, la stella diventa stabile quando incomincia a produrre energia attraverso la fusione nucleare. Si stabilisce un equilibrio idrostatico al suo interno (cioe’ la pressione degli strati esterni uguaglia quella della radiazione prodotta all’interno) e un bilancio energetico (l’energia prodotta uguaglia quella irradiata). Affinche’ la stella raggiunga una temperatura centrale di 10 milioni di gradi, quella necessaria per la fusione del’idrogeno in elio, sono necessarie alcune decine di milioni di anni. Le reazioni termonucleari che avvengono all’interno delle stelle consistono nella fusione di due o piu’ nuclei atomici in un nucleo piu’ pesante. La massa del nucleo risultante e’ leggermente inferiore alla somma delle masse dei nuclei di partenza. La differenza di massa M e’ quella che viene trasformata in energia (E), secondo la nota legge di Einstein  E = M c 2 dove c e’ la velocita’ della luce. La fusione di due nuclei atomici, che essendo costituiti da protoni e neutroni possiedono una carica elettrica positiva, e’ ostacolata dalla reciproca repulsione elettrostatica. Pertanto, e’ necessario che il gas abbia altissime pressioni e temperature, cioe’ una grande energia cinetica, per poter vincere la repulsione dei nuclei e riuscire a fonderli. Piu’ grandi sono i nuclei atomici e maggiore e’ la repulsione elettrica, quindi la temperatura necessaria alla fusione. Tutte le stelle iniziano la propria vita bruciando idrogeno nel nucleo e trasformandolo in elio, ma la loro evoluzione successiva dipende dalla loro massa iniziale, quella che possiedono al momento della nascita. La prima differenza riguarda la durata della loro vita. La luminosita’di una stella dipende dalla sua massa: piu’ precisamente, e’ proporzionale al quadrato della massa per le stelle della bassa sequenza principale, alla terza o quarta potenza della massa per le piu’ massicce. La massa di una stella determina anche la quantita’ di combustibile a disposizione per le reazioni di fusione nucleare: la luminosita’ e’ una misura del ritmo con il quale questa materia viene consumata. Percio’ il tempo di vita di una stella, cioe’ il tempo necessario affinche’ essa consumi tutto il combustibile a sua disposizione, e’ circa pari al rapporto tra la sua massa e la sua luminosita’. Siccome la luminosita’ aumenta piu’ rapidamente della massa, questo rapporto e’ tanto piu’ piccolo quanto piu’ massiccia e’ la stella. Le stelle piu’ calde, massicce e luminose, quelle che popolano la parte alta della sequenza principale, sono dunque quelle che vivono meno a lungo. Le piu’ grandi bruciano idrogeno nel nucleo solo per pochi milioni di anni, mentre le stelle piu’ piccole della sequenza possono farlo anche per 100 miliardi di anni. Il nostro Sole, che e’ una stella abbastanza piccola, ha un tempo di vita in sequenza principale di circa 10 miliardi di anni, cinque dei quali sono gia’ trascorsi. Inoltre, piu’ grande e’ la massa della stella, maggiore e’ la temperatura centrale che questa e’ in grado di raggiungere contraendosi. La fusione dei nuclei atomici richiede una temperatura tanto maggiore quanto piu’ essi sono pesanti, quindi solo nelle stelle piu’ massicce possono essere sintetizzati gli elementi pesanti. Infine, maggiore e’ la temperatura e piu’ rapido e’ il processo di fusione. Via via che una stella esaurisce un combustibile e incomincia la fusione di un elemento piu’ pesante, il processo accelera sempre di piu’. Un altro fattore che interviene nell’evoluzione delle stelle e’ lo stato fisico del gas al suo interno; in condizioni di densita’ relativamente basse, il gas di ioni ed elettroni si trova in uno stato fisico normale. Se la densita’ aumenta oltre un certo limite, invece, il gas diventa degenere. Nel primo caso, il gas possiede un meccansimo di regolazione termostatica, nel senso che la sua pressione e’ proporzionale alla sua temperatura. Il gas reagisce ad un aumento di temperatura aumentando la pressione; questo produce un’espansione e un raffreddamento. In questo modo pressione e temperatura sono sempre autoregolate, e l’aumento di temperatura non provoca l’accumulo di energia all’interno del gas. In un gas degenere, invece, la pressione non dipende piu’ dalla temperatura. Se la temperatura del gas aumenta, esso non si espande e l’energia accumulata non puo’ venire dissipata. Oltre un certo limite, questo accumulo di energia rende instabile la stella e ne provoca l’esplosione. Durante la fusione dell’idrogeno in elio, la stella possiede una temperatura, una luminosita’ ed un colore ben definiti; ad essi corrisponde una posizione sul diagramma H-R. Tutte le stelle che si trovano nella fase di fusione dell’idrogeno, che e’ la fase di maggior durata dell’intera vita stellare, hanno nel diagramma H-R una posizione compresa entro la fascia della sequenza principale. La massa della stella determina la posizione del suo punto rappresentativo sulla sequenza: tanto maggiore e’ la massa, tanto maggiori sono la sua temperatura e luminosita’ nella fase di bruciamento dell’idrogeno, e viceversa. La stella rimane stabile per tutta la durata di questa fase, che puo’ variare, secondo la sua massa, da pochi milioni a svariati miliardi di anni. Quando l’idrogeno sta per essere esaurito nel nucleo, l’equilibrio idrostatico che si era stabilito viene a mancare, perche’ l’energia prodotta dalla fusione non e’ sufficiente a controbilanciare la pressione degli strati esterni della stella. Di conseguenza, il nucleo incomincia a contrarsi e a riscaldarsi, in modo da accelerare la fusione dell’idrogeno restante e dare il via alla fusione di elio in carbonio. Questo produce un sovrariscaldamento della stella, che deve contemporaneamente espandere gli strati piu’ esterni per dissipare l’energia in eccesso. La temperatura superficiale della stella diminuisce, e di conseguenza il suo colore si fa via via piu’ rosso, mentre la luminosita’ complessiva aumenta, dato che la superficie emittente e’ aumentata con l’espansione. La stella diventa cioe’ una gigante rossa, una stella piu’ fredda e piu’ luminosa rispetto alle stelle di sequenza principale. Il suo punto rappresentativo sul diagramma H-R si sposta verso l’alto e verso destra, risalendo quello che viene detto il “ramo delle giganti rosse”. Contemporaneamente, la stella comincia a perdere massa, attraverso l’espulsione di parte dei suoi strati piu’ esterni. La massa perduta alla fine di questa fase puo’ essere anche una frazione significativa della massa iniziale della stella. Quando la temperatura centrale della stella ha raggiunto i 100 milioni di gradi, i nuclei di elio incominciano a fondersi a tre per volta per formare un nucleo di carbonio. La stella si sposta dalla regione delle giganti rosse ancora verso la sequenza.  Se la stella ha una massa inferiore a circa due volte la massa del Sole, la sua evoluzione attiva termina qui. Le stelle piu’ piccole, infatti, sono piu’ compatte di quelle grandi e, nel loro nucleo, il gas e’ cosi’ denso da raggiungere lo stato degenere: in queste condizioni, non e’ possibile un’ulteriore contrazione del nucleo, e la stella non puo’ innescare la fusione del carbonio prodotto. Quando l’elio sta per esaurirsi, il nucleo si contrae e gli strati esterni si espandono, per la minore produzione di energia all’interno; nel diagramma H-R, il suo punto rappresentativo risale verso il ramo delle giganti rosse. A questo punto, la stella diventa instabile e gli strati piu’ esterni incominciano a pulsare, fino a quando non vengono espulsi in direzione radiale, lasciando scoperto il nucleo caldo e denso della stella: una nana bianca. L’insieme della stella centrale e della nube di gas espulso prende il nome di nebulosa planetaria.  Le stelle piu’ massicce ripetono piu’ volte il ciclo di contrazione ed espansione, innescando ogni volta la fusione di un elemento piu’ pesante all’esaurirsi del combustibile precedente, mentre il loro nucleo si riscalda sempre piu’. A 800 milioni di gradi incomincia la fusione dei nuclei di carbonio, che da’ origine ad elementi come l’ossigeno, il magnesio, il neon. A temperature di 1,4 miliardi di gradi i nuclei di ossigeno si fondono, formando silicio, zolfo, fosforo, e cosi’ via. La catena dei bruciamenti nucleari si interrompe quando il gas nel nucleo della stella, che ad ogni contrazione e’ rimasto sempre piu’ denso e compatto, diventa degenere. A questo punto, la fusione del successivo combustibile nucleare rilascia nel gas degenere una grande quantita’ di energia, che provoca l’esplosione della stella come supernova. Il gas arricchito di elementi pesanti viene restituito al mezzo interstellare: l’esplosione delle supernovae rappresenta il principale meccanismo di arricchimento chimico delle galassie. Gli strati esterni della stella vengono espulsi nello spazio, mentre il suo nucleo collassa sotto la propria spinta gravitazionale, formando un oggetto estremamente denso e compatto.  Solo le stelle con massa superiore a 12-13 volte quella del Sole percorrono tutto il ciclo dei bruciamenti nucleari, arrivando a sintetizzare il ferro, dopodiche’ la catena si interrompe: la fusione del ferro in elementi piu’ pesanti e’ infatti endoenergetica, cioe’, invece di liberare energia, ne assorbe.  Il ferro sintetizzato nel nucleo della stella subisce quindi un’instabilita’: i nuclei di ferro si frantumano e, sotto l’enorme pressione alla quale sono sottoposti dagli strati di gas sovrastanti, collassano su se stessi. Il nucleo si contrae, alla ricerca di una nuova configurazione di equilibrio idorstatico. Gli strati esterni cadono sul nucleo a grande velocita’, urtando contro la sua superficie. L’onda d’urto che si forma riscalda il gas fino a temperature altissime; in queste condizioni si innescano immediatamente bruciamenti nucleari molto rapidi, che depositano una grande quantita’ di energia negli strati di gas, facendo esplodere la stella come supernova.  La sorte del nucleo, a questo punto, dipende dalla sua massa: se e’ inferiore ad un certo limite critico (qualche volta la massa del Sole), i nuclei si fondono con gli elettroni, formando un “mare” compatto e densissimo di neutroni. Cio’ che rimane della stella si assesta in una configurazione di equilibrio, una stella di neutroni.  Se invece la massa del nucleo e’ superiore a quel limite, nulla puo’ fermare il suo collasso, che diventa ireversibile; mentre il nucleo si contrae, a massa costante, la forza di gravita’ in superficie aumenta. In accordo con la teoria della Relativita’ Generale, lo spazio intorno alla stella si deforma, incurvandosi e modificando le traiettorie dei corpi che vi passano vicino. La stella scompare, perche’ perfino la luce resta intrappolata all’interno del suo enerome campo gravitazionale: si e’ formato un buco nero.
Le giganti rosse
Le giganti e le supergiganti rosse sono tra gli astri piu’ brillanti del cielo. Esse sono formate dall’inviluppo espanso e rarefatto di stelle evolute, che circonda un nucleo caldo e compatto. Pur avendo masse abbastanza modeste, le piu’ grandi giganti rosse hanno raggi centinaia di volte maggiori di quello del Sole. Le loro atmosfere si estendono per milioni di kilometri, con densita’ inferiori a 10-5 grammi per cm3. Si pensi che, quando il Sole diventera’ una gigante rossa, i suoi strati esterni si espanderanno fino oltre l’orbita di Marte, inghiottendo i pianeti piu’ interni, tra cui la Terra. Le temperature superficiali delle giganti rosse si aggirano sui 3.000 gradi, percio’ i loro spettri sono dei tipi K e M. Tra le giganti rosse piu’ note, ricordiamo per esempio Antares nella costellazione dello Scorpione, e Betelgeuse in Orione. Questi astri perdono continuamente gas, che viene soffiato via sotto forma di vento stellare; questa perdita di materia e’ decisiva per la stella in quanto, come abbiamo visto, la massa determina il tipo di evoluzione a cui essa va incontro.
Le nebulose planetarie
Questo tipo di nebulosa e’ costituito da una stella centrale caldissima, compatta e di piccole dimensioni, al centro di un disco o un anello gassoso luminoso. Il sistema ha dimensioni relativamente ridotte, in genere inferiori ad un anno luce. Le prime nebulose planetarie osservate furono percio’ paragonate al pianeta Saturno e ai suoi anelli, e a questo devono il loro nome. La stella che si trova al centro di una nebulosa planetaria e’ il residuo di una stella di piccola massa, nelle ultime fasi della sua evoluzione. Essa possiede temperature altissime, tra i 30mila e i 150mila gradi, ed emette prevalentemente nella regione ultravioletta dello spettro; e’ anche piuttosto piccola e compatta, con dimensioni inferiori ad un quinto del raggio del Sole.  Si pensa che le nebulose planetarie abbiano origine dalle stelle supergiganti rosse, le quali espellono gli strati piu’ esterni, composti di idrogeno ed elio, “spazzandoli via” nello spazio. Questo gas forma cosi’ un guscio sferico che si espande sempre piu’ lentamente. Esso viene ionizzato dalla radiazione della stella centrale: quando gli elettroni si ricombinano con gli ioni, il gas emette radiazione.  Col tempo, la nebulosa si disperde nello spazio: la durata dell’intero processo e’ probabilmente inferiore ai 100.000 anni. Anche questo e’ un meccanismo attraverso il quale le stelle restituiscono al mezzo interstellare parte del gas da cui si sono formate, arricchito di elementi pesanti.
Le nane bianche
Le nane bianche rappresentano lo stadio finale della vita di stelle di piccola massa. Il prototipo di questo tipo di stelle e’ Sirio B, la compagna della piu’ nota stella Sirio, con la quale forma un sistema binario. Durante e dopo la fase di gigante rossa, come abbiamo visto, la stella si spoglia dei suoi strati esterni e la parte restante va incontro ad un rapido collasso. Se la massa rimanente, quella del nucleo stellare, e’ inferiore ad un certo limite critico, pari a 1.44 volte la massa del Sole, il collasso ad un certo punto si arresta e la stella trova una configurazione di equilibrio stabile, diventando una nana bianca.  Tanto maggiore e’ la massa della stella, tanto minore e’ il raggio finale della nana bianca. Questo tipo di stella e’ molto piccola, densa e compatta, in rapida rotazione. Essa deve il suo nome al fatto che ha un raggio molto minore di una stella normale, ed essendo caldissima, emette luce a lunghezze d’onda piu’ corte, cioe’ bianca, come le stelle dei primi tipi spettrali. Una nana bianca ha una massa confrontabile con quella del Sole e dimensioni di un pianeta come la Terra. Il gas della nana bianca e’ completamente degenere, ad eccezione di uno straterello superficiale di materia che si trova allo stato fisico ordinario, prevalentemente idrogeno ed elio. La degenerazione di un gas (di elettroni, di neutroni o di ioni) si instaura quando esso viene compresso fino oltre una certa densita’ critica. In un gas degenere, nello spazio normalmente occupato da un solo atomo si trovano centinaia di migliaia di particelle. In una nana bianca, la materia e’ compressa fino a densita’ di 106 – 107 grammi per cm3: a queste densita’, una quantita’ di materia delle dimensioni di una zolletta di zucchero peserebbe piu’ di un’automobile qui sulla Terra ! Pur essendo cosi’ compressa, la materia al suo interno si trova pero’ allo stato gassoso, contrariamente a quanto avverrebbe per la materia normale, che ad alte pressioni solidifica.  Un gas degenere e’ estremamente resistente ad un’ulteriore compressione, perche’ esercita esso stesso una fortissima pressione: e’ questa pressione che sostiene la nana bianca. La stella non puo’ piu’ contrarsi ed innescare la fusione nucleare al suo interno: una nana bianca percio’ e’ una stella “morta”, destinata a splendere a spese della sua energia interna, senza poterne produrre di nuova. D’altra parte, la temperatura iniziale di una nana bianca puo’ raggiungere i 100.000 gradi ed il suo raffreddamento, fino a temperature prossime allo zero, richiede svariati miliardi di anni; tenendo conto che l’eta’ dell’universo e’ di 15-20 miliardi di anni, e’ probabile che nessuna nana bianca sia ancora giunta alla sua “morte termica”.  Se in un sistema binario una delle due stelle e’ una nana bianca, puo’ verificarsi il fenomeno della nova.
Le novae
Fin dall’antichita’ sono state segnalate apparizioni di stelle “nuove”, cioe’ apparizioni di stelle mai viste in precedenza. Queste stelle restavano brillanti per qualche settimana o pochi mesi, per poi affievolirsi e scomparire di nuovo. Da questo deriva il nome di “novae”, cioe’ stelle nuove. Oggi sappiamo che questo fenomeno non e’ dovuto alla comparsa di nuove stelle, bensi’ all’esplosione di stelle gia’ esistenti e non visibili, che le rende improvvisamente piu’ brillanti e permette di rivelarle. L’esplosione, che e’ meno violenta di quella di una supernova e non distrugge completamente la stella, e’ dovuta ad un meccanismo legato alla sua evoluzione.  Le novae, nel loro stato normale, sono stelle compatte non molto brillanti e ad alta temperatura (tipicamente nane bianche), che fanno parte di sistemi binari; la compagna e’ una stella evoluta ed espansa, come una gigante rossa, dalla quale fluisce in continuazione materia gassosa. Il gas perso si raccoglie in un disco di accrescimento attorno alla stella compatta, cadendovi sopra lentamente. La caduta di materia sulla nana bianca continua finche’ questa non raggiunge una massa limite; a questo punto produce nella stella una reazione di tipo esplosivo, che la libera di parte della materia che aveva guadagnato.  La luminosita’ della stella cresce anche di 11-12 magnitudini, passando da un valore tipico intorno a +4 o +5 fino a circa -7.5 al massimo dello splendore. Nell’esplosione gli strati esterni della stella, che possiedono temperature di 10-15.000 gradi, vengono espulsi con velocita’ fino a 3.000 Km/s. Allontanandosi dalla stella, il gas espulso diventa meno denso, rallenta e si raffredda, formando una piccola nebulosa.  Tipicamente, una nova emette nell’esplosione tanta energia quanta il Sole ne emette in 100.000 anni. La massa spulsa, invece, e’ una piccola frazione della massa totale della stella, all’incirca un centomillesimo. Dopo qualche anno la stella che ha subito l’esplosione ritorna piu’ o meno quella di prima.
Il fenomeno delle novae puo’ ripetersi, quando si ripresentino le condizioni appropriate. In questo caso si parla di “novae ricorrenti”. Non tutte le novae si comportano pero’ allo stesso modo; alcune salgono improvvisamente al massimo di luminosita’, raggiunto il quale si affievoliscono nel giro di pochi mesi; in altri casi la stella impiega piu’ tempo a raggiungere il culmine dello splendore, subisce esplosioni multiple che si susseguono nel tempo ed impiega anni per tornare al minimo di luminosita’.
Le supernovae
Quando una stella esplode come supernova, avviene uno dei fenomeni piu’ spettacolari che il cielo possa offrire. L’esplosione avviene quando il nucleo di una stella abbastanza massiccia collassa, al termine della sequenza dei bruciamenti nucleari. Gli strati esterni cadono sul nucleo riscaldandosi, e di colpo si innescano delle reazioni di fusione termonucelare. Esse producono una grandissima quantita’ di energia, che si deposita nel gas sotto forma di energia cinetica: gli strati vengono espulsi a grandissime velocita’ (decine di miglliaia di chilometri al secondo), in un’esplosione immane. L’energia sviluppata da una supernova e’ tale che per qualche settimana essa emette, da sola, la quantita’ di luce emessa da un’intera galassia ! La luce emessa dalla supernova si affievolisce e scompare nel giro di qualche anno, lasciando una nube di gas in espansione rallentata. I resti di supernova, cioe’ il gas espulso nell’esplosione, compongono alcune delle piu’ belle nebulose che conosciamo.  Al centro della supernova resta un buco nero oppure una stella di neutroni. L’esplosione libera nello spazio interstellare gas ad altissima temperatura, fortemente ionizzato, raggi cosmici; gli elettroni liberi e gli ioni portano con se’ un intenso campo magnetico. Se attorno alla supernova c’e del gas interstellare, il materiale espulso lo comprime e viene rallentato a sua volta; il gas interstellare viene riscaldato ed emette radiazione. Il gas in espansione assume via via una struttura a filemanti e a strati sottili, sfilacciati. Il resto di supernova emette radiazioni di vario tipo: ottiche, radio, infrarosse, ma anche X e gamma. Anche quando esso si e’ raffraddato, emette radiazione di sincrotrone, causata da un rapido moto degli elettroni liberi attorno alle linee del campo magnetico del gas. L’emissione X viene invece prodotta nell’interazione degli ioni e degli elettroni col gas interstellare.  Dato che le stelle di grande massa sono solo una piccola frazione del totale, l’esplosione di una supernova e’ un evento piuttosto raro: si stima che nella nostra Galassia esplodano in media 3 supernovae al secolo. Le ultime due supernovae esplose nella nostra Galassia sono quella del 1572, nella costellazione di Cassiopeia, e quella del 1604 in Ofiuco. Le supernovae sono ben visibili tuttavia anche in galassie esterne, anzi rappresentano uno dei migliori modi per stimarne la distanza.  Alcune supernovae sono entrate nella storia dell’astronomia. Molto nota e’ quella esplosa nel 1054, che fu osservata dagli antichi astronomi della Cina e che fu cosi’ luminosa da essere visibile per un po’ di tempo anche durante il giorno. Il residuo di quella supernova costituisce oggi la Nebulosa del Granchio, detta cosi per la sua struttura tentacolare.  Un altro resto di supernova e’ quello noto come Cygnus Loop (anello del Cigno, nell’omonima costellazione), residuo di una stella esplosa circa 50.000 anni fa, che ancora emette uno spettro a righe di emissione. Il ruolo delle supernovae nell’evoluzione delle galassie e’ fondamentale, non soltanto perche’ esse arricchiscono il gas interstellare di elementi pesanti, ma anche perche’, attraverso una compressione dello stesso gas, inducono la formazione di nubi dense e quindi di nuove stelle.
Le stelle di neutroni
Questi insoliti astri si formano durante le fasi finali dell’evoluzione di una stella con massa del nucleo compresa tra 1.44 e circa 3 volte la massa del Sole. Dopo aver esaurito la catena dei bruciamenti nucleari, la stella si contrae bruscamente, sotto la propria spinta gravitazionale, mentre gli strati esterni si espandono. La stella subisce un collasso cosi’ violento da non riuscire a riassumere a configurazione di equilibrio di nana bianca, come le stelle piu’ piccole. Essa raggiungera’ l’equilibrio in uno stato ancora piu’ estremo, diventando una stella di neutroni. Il collasso prosegue infatti finche’ gli stessi nuclei atomici si frantumano e i protoni si fondono con gli elettroni, formando un “mare” di neutroni degeneri ad altissima densita’ (1013 – 1014 grammi per cm3). La pressione dei neutroni degeneri sostiene la stella, impedendone un’ulteriore collasso.  Si sa ancora poco sulla struttura interna e sullo stato fisico di una stella di questo tipo, tranne che possiede un campo gravitazionale ed un campo magnetico estremamente intensi. Inoltre, una stella di neutroni dev’essere in rapidissima rotazione su se stessa, proprio a causa della propria contrazione: come una pattinatrice sul ghiaccio si mette a ruotare piu’ rapidamente quando raccoglie le braccia al corpo e viceversa rallenta quando le estende, cosi’ una stella o una nube di gas si mettono in rotazione attorno al proprio asse durante una contrazione.  Una massa confrontabile con quella del Sole si e’ ridotta alle dimensioni di un grosso asteroide: le dimensioni tipiche di una stella di neutroni sono infatti di circa 30 Km di diametro ! A quelle densita’, una quantita’ di materia grande quanto una zolletta di zucchero avrebbe una massa pari a quella di tutta l’umanita’…  Le stelle di neutroni non emettono luce come le stelle, percio’ non sono “visibili” nel senso stretto del termine. Tuttavia ne sono state individuate diverse sulla base di evidenze indirette: esse danno luogo infatti al fenomeno delle pulsar. Nel 1967, i radioastronomi si accorsero di alcune strane sorgenti, delle specie di “radiofari” che emettevano impulsi radio ad intervalli regolari e molto brevi, dell’ordine delle frazioni di secondo. In seguito questo fenomeno venne spiegato come una stella di neutroni in rapida rotazione e dotata di una campo magnetico molto intenso: quest’ultimo creerebbe infatti un forte campo elettrico. Sottoposti a questo campo elettrico, gli ioni e soprattutto gli elettroni presenti vengono sospinti fuori dai poli magnetici della stella; spiraleggiando attorno alle linee del campo magnetico, gli elettroni vengono decelerati ed emettono radiazione di sincrotrone. Se l’asse magnetico della stella (che non necessariamente coincide con quello di rotazione) e’ inclinato rispetto a noi, ogni volta che un polo magnetico si trova nella direzione della nostra linea di vista, osserviamo un lampo di radiazione.  Le pulsar non emettono soltanto nella banda radio, ma anche nell’ottico, nell’ultravioletto, nelle bande X e gamma, con lo stesso periodo degli impulsi radio. Queste radiazioni vengono emesse a spese dell’energia della stella, la quale rallenta progressivamente la propria rotazione: il periodo passa da una frazione di secondo fino a qualche ora o giorno.
I buchi neri
Se la massa del nucleo della stella, al termine della sequenza dei bruciamenti nucleari, e’ superiore a circa 3 volte la massa del Sole, il collasso che esso subisce non puo’ essere fermato nemmeno dalla pressione delle particelle che lo compongono: esso prosegue inarrestabile, dando origine ad un buco nero, una specie di mostro che inghiotte tutta la materia che si trova entro una certa distanza e dal quale niente puo’ scappare. La forza di gravita’, in questo caso, e’ cosi’ grande da comprimere le particelle fino ad una densita’ praticamente “infinita”: la materia viene ridotta in uno stato fisico sconosciuto, ma sicuramente diverso da quello della materia che conosciamo.  L’esistenza dei buchi neri e’ prevista dalla Relativita’ Generale di Einstein. Nel collasso, la stella si “ripiega” su se stessa ed incurva lo spaziotempo circostante a causa della sua enorme gravita’. La gravita’ superficiale di un buco nero e’ cosi’ alta che nemmeno la luce puo’ sfuggirle, nemmeno la luce, percio’ esso e’ completamente oscuro e non si puo’ rivelarne uno in modo diretto.  Come per ogni stella o pianeta, anche per un buco nero si puo’ definire la velocita’ di fuga ad una certa distanza D, cioe’ la minima velocita’ che un corpo dovrebbe avere per poter sfuggire all’attrazione gravitazionale che il buco nero esercita alla distanza D. Ragionando all’inverso, per una data velocita’ si puo’ trovare la distanza minima alla quale l’oggetto puo’ avvicinarsi al buco nero senza venirne catturato: se si pone questa velocita’ pari a quella della luce (la massima velocita’ esistente), si trova la distanza oltre la quale nemmeno la luce puo’ sfuggire al buco nero. Questo limite prende il nome suggestivo di “orizzonte degli eventi” e delimita la regione interna, dalla quale nessun segnale puo’ raggiungere l’esterno: di tutto cio’ che avviene all’interno non possiamo avere notizie.
Non e’ possibile definire per un buco nero una vera e propria superficie, ne’ un volume o una densita’: le proprieta’ che caratterizzano questo oggetto sono la sua massa ed il cosiddetto raggio di Schwarzschild (dal nome del fisico che studio’ per primo i buchi neri dal punto di vista teorico), cioe’ la distanza dal centro all’orizzonte degli eventi. Tra queste due quantita’ intercorre la relazione  RS = 2GM/c2 dove RS e’ il raggio di Schwarzschild, G la costante di gravitazione universale, M la massa del buco nero e c la velocita’ della luce. Tanto maggiore e’ la massa di un buco nero, tanto maggior e’ il suo “raggio d’azione”. Sostituendo i valori delle costanti, RS<7SUB> e’ pari a 3 (M/MS) Km, dove MS e’ la massa del Sole. Fino a non molti anni fa non c’erano prove dell’esistenza effettiva dei buchi neri. Infatti, essi possono essere rivelati soltanto dagli effetti gravitazionali che esercitano sulla materia circostante. Per esempio, se una delle componenti di un sistema binario e’ un buco nero e l’altra una stella normale, la presenza del primo sara’ rivelata dal moto orbitale della seconda attorno al centro di massa comune. Spesso, quando anch’essa evolve in gigante rossa e si espande, parte del gas dei suoi strati piu’ esterni puo’ formare un disco di accrescimento attono al buco nero. Dal disco, il gas cade lentamente sul buco nero; l’attrito cresce verso il bordo interno del disco, il gas si riscalda e produce un ampio spettro di radiazione, soprattutto nelle bande X e ultravioletta. Questa radiazione permette anch’essa di rivelare la presenza di un oggetto compatto con un disco di accrescimento.  Con il lancio dei primi satelliti dotati di rivelatori in raggi X, vennero scoperte dentro e fuori della nostra Galassia molte sorgenti X prima sconosciute (la nostra atmosfera, infatti, blocca la maggior parte dei raggi X provenienti dallo spazio). Esse emettono nella banda X piu’ di quanto non emettano nell’ottico e il loro spettro e’ di tipo non termico, cioe’ non e’ del tipo emesso da una stella. Alcune di queste sorgenti X sono di natura “stellare”, come Cygnus X-1, Scorpio X-1 o Hercules X-1; sembra che Cygnus X-1 sia un sistema binario del tipo prima descritto, con un buco nero con massa di circa 6 volte la massa del Sole ed una stella di 20 volte la massa del Sole. Altre sorgenti X sono pulsar, altre ancora coincidono con galassie o quasar.  Come abbiamo detto, il campo gravitazionale del buco nero e’ cosi’ forte da incurvare lo spaziotempo circostante; una delle conseguenze principali e’ che un raggio di luce che passa nelle vicinanze del buco nero, come di una grande concentrazione di massa, si incurva e cambia direzione; e’ cio’ che sta alla base del fenomeno delle lenti gravitazionali. Se il raggio di luce passa alla distanza RS, viene incurvato cosi’ tanto da cominciare a girare in tondo attorno al buco nero ! La presenza di un buco nero molto massiccio, interposto tra noi ed una sorgente di luce come una galassia distante, potrebbe quindi essere rivelata anche dall’effetto di lente gravitazionale sulla radiazione proveniente dalla sorgente. Sembra che buchi neri supermassicci esistano o siano esistiti nei nuclei delle galassie attive e che l’accrescimento di materia su questi oggetti ne rappresenti il motore energetico centrale.
Approfondimenti INAF

La formazione delle stelle

Una stella puo’ essere definita come un’enorme sfera autogravitante di gas caldissimo (principalmente idrogeno ed elio), che produce energia attraverso un processo di fusione nucleare e la riemette sotto forma di radiazione.  Le stelle si trovano a distanze immense dal nostro sistema solare, cosi’ ci appaiono come piccoli puntini luminosi nel cielo. Esse costituiscono la componente principale delle galassie, che sono agglomerati di miliardi di stelle grandi e piccole, di nubi di gas e polvere.

Le stelle ci appaiono sulla sfera celeste raggruppate in insiemi, detti costellazioni. A molte stelle gli astronomi hanno attribuito nomi propri, per lo piu’ di origine greca, araba o latina. Altre vengono classificate con il nome della costellazione a cui appartengono e una lettera dell’alfabeto greco, che indica la luminosita’ relativa a quella delle altre stelle della stessa costellazione. Ad esempio, Alfa Tauri e’ la stella piu’ brillante della costellazione del Toro, Beta Tauri la seconda, e cosi’ via. Altre ancora prendono il nome da particolari cataloghi nei quali sono classificate. I piu’ moderni cataloghi, compilati con l’aiuto delle osservazioni di satelliti artificiali, contengono anche milioni di stelle, oltre ad altri oggetti, galattici ed extragalattici.
La formazione delle stelle
Le stelle si formano per collasso gravitazionale di una nube interstellare di gas (prevalentemente idrogeno, con tracce di altri gas) e polvere. Le nubi di gas interstellare sono molto grandi, con masse di gas fino ad un milione di volte quella del Sole, e hanno temperature molto basse, da circa una decina a poche centinaia di gradi sopra lo zero assoluto (cioe’ da -263 oC a pochi gradi centigradi sotto zero). Queste nubi si trovano normalmente in equilibrio, nel senso che la forza di gravita’ che tenderebbe a farle collassare su se stesse e’ controbilanciata dalla pressione creata dal moto delle particelle al suo interno. A volte pero’ questa pressione non e’ sufficiente, in certi punti la densita’ aumenta e la nube si contrae spontaneamente e lentamente sotto l’azione della propria gravita’. E’ probabilmente attraverso questo meccanismo che si formano le stelle di piccola massa, all’interno di nubi molto dense e oscure. Le stelle piu’ massicce sembra che si formino invece nel collasso di nubi meno dense, causato da fattori esterni. Uno di questi puo’ essere la compressione della nube da parte di materiale espulso ad alte velocita’ da stelle evolute (nebulose planetarie o supernovae). Oppure, la collisione casuale tra due nubi durante il loro moto all’interno della galassia, e il successivo collasso di una parte di esse. In realta’, le nubi di gas interstellare sono molto grandi e il loro collasso non da’ origine ad una stella sola, ma ad un insieme di stelle (cioe’ un ammasso stellare ), dopo aver subito una frammentazione in nubi piu’ piccole. A loro volta, i frammenti possono dare origine o ad una stella singola o ad un sistema di piu’ stelle che orbitano attorno ad un baricentro comune. Nella nostra galassia, poer esempio, le stelle singole sono all’incirca la meta’ del totale. Le restanti sono raggruppate in sistemi doppi (la maggioranza) o anche multipli: sono stati osservati sistemi multipli composti di 6 stelle! Le stelle doppie prendono anche il nome di sistemi binari.  Quando la nube si contrae, al suo interno le particelle di gas si muovono piu’ rapidamente e il nucleo si riscalda. In questa fase, che prende il nome di protostella, la nube emette energia sotto forma di radiazione, anche se molto piu’ debolmente di una stella; cio’ avviene a spese della sua energia gravitazionale, che viene convertita in radiazione. Durante questa fase, la protostella ha una temperatura superficiale di 2-3.000 gradi ed e’ ancora immersa nella nube di gas e polvere dalla quale si e’ originata. Generalmente si forma un disco di gas attorno alla protostella, gas che piano piano cade su di essa. La stella, a sua volta, emette dei getti gassosi dalle regioni polari, lungo l’asse di simmetria del disco. La struttura disco + getti e’ molto comune nelle prime fasi della vita di una stella.   In questa fase la protostella e’ oscurata dal materiale circostante e percio’ poco luminosa; la polvere della nube circostante assorbe la radiazione emessa dall’oggetto, e la riemette a sua volta a frequenze piu’ basse, nella regione infrarossa dello spettro, percio’ le protostelle si possono rivelare in questa banda di lunghezze d’onda.  Durante la fase di protostella, detta anche di pre-sequenza principale, la stella attraversa delle fasi di instabilita’, accompagnate da variazioni di luminosita’ sporadiche. Si hanno quindi le cosiddette variabili T Tauri, dal nome di una stella di questo tipo nella  costellazione del Toro. Il gas e la polvere che circondano la stella vengono gradualmente spazzati via dai getti di gas e dal vento che essa emette.
La vita delle stelle
La contrazione della protostella continua finche’ al suo interno non vengono raggiunte temperature abbastanza alte da poter dare inizio alla fusione nucleare, che sara’ il suo mezzo di sostentamento per milioni o miliardi di anni; la protostella e’ diventata una stella. A questo punto, l’energia che essa emette non e’ piu’ prodotta a spese della propria energia gravitazionale, ma a spese della propria massa: le reazioni termonucleari consistono infatti nella fusione di piu’ nuclei atomici in un nucleo solo, di massa leggermente minore rispetto alla somma delle masse dei nuclei di partenza. La massa che viene persa nel processo e’ quella che si trasforma in energia secondo la legge E = m c2. Le moderne teorie dell’evoluzione stellare, unite alle osservazioni di come le stelle si distribuiscono nei vari intervalli di massa, hanno fissato questo limite inferiore a circa 0.08 volte la massa del Sole. Analogamente, esiste un limite superiore per la massa di una stella, al di sopra del quale essa subisce delle instabilita’ e non puo’ esistere in equilibrio. Questo limite e’ probabilmente compreso tra 100 e 120 volte la massa del Sole. Il numero di stelle di una data massa rispetto al totale delle stelle che si formano dipende dai meccanismi con i quali le nubi protostellari si frammentano prima del collasso; la probabilita’ che una stella di una certa massa si formi e’ inversamente proporzionale alla massa, cioe’ si formano piu’ stelle piccole e meno stelle grandi.  Una stella si puo’ pensare come una struttura stratificata, come una sorta di “cipolla”, in cui ogni strato e’ possiede un dato valore di temperatura, di densita’ e di pressione. Questi valori aumentano andando dalla superficie della stella verso il centro. Questa struttura di gas si trova in equilibrio tra due forze opposte: quella gravitazionale diretta verso l’interno, cioe’ il “peso” degli strati esterni su quelli piu’ interni, e la pressione della radiazione prodotta nel nucleo della stella, che e’ diretta verso l’esterno. Durante tutta la vita della stella, che puo’ durare anche decine di miliardi di anni, questo equilibrio viene sempre mantenuto, attraverso dei meccanismi di autoregolazione.   Nelle condizioni di altissime temperature e pressioni che si trovano all’interno delle stelle, tutto il gas e’ ionizzato. I nuclei del gas sono molto vicini tra loro e si urtano ad alte velocita’. La fusione di due o piu’ nuclei avviene quando la pressione e la temperatura sono abbastanza alte perche’ essi possano vincere la loro mutua repulsione elettromagnetica (dovuta al fatto che hanno una carica elettrica dello stesso segno). Le reazioni di fusione nucleare richiedono quindi due condizioni: una sufficiente abbondanza dell’elemento combustibile e una temperatura abbastanza alta per vincere la repulsione di nuclei.  Ogni elemento chimico richiede una temperatura diversa per la fusione: tanto piu’ pesante e’ l’elemento, tanto maggiore e’ la temperatura richiesta.   La piu’ semplice reazione nucleare che avviene all’interno di una stella e’ la fusione dell’idrogeno: quattro nuclei di idrogeno vengono fusi in un nucleo di elio, e la lieve differenza di massa viene convertita in energia. Q uesta reazione puo’ avvenire solo a temperature di almeno dieci milioni di gradi, e sostenta la stella per la maggior parte della sua vita.  La stella mantiene il suo equilibrio di pressione attraverso un meccanismo termostatico: quando la produzione di energia nel centro diminuisce, essa si contrae, la temperatura interna cresce e le reazioni di fusione, che dipendono dalla temperatura del gas, accelerano. Durante questa fase la stella diventa piu’ calda e quindi emette radiazione di lunghezza d’onda inferiore rispetto a prima.  Viceversa, quando l’energia prodotta e’ eccessiva, la stella si espande per aumentare la superficie dalla quale puo’ dissiparla. L’espansione fa si’ che al centro della stella la pressione e la temperatura descrescano, e quindi le reazioni di fusione rallentino. Durante questa fase, la stella diventa piu’ luminosa perche’ aumenta la superficie emittente, ma gli strati esterni sono piu’ freddi e quindi emettono radiazione a maggior lunghezza d’onda.
Quando l’idrogeno, che e’ il costituente principale della stella, comincia ad esaurirsi nel suo centro, la produzione di energia per fusione nucleare cala; la stella e’ costretta ad aumentare la sua temperatura interna per accendere la fusione di un combustibile piu’ pesante e potersi sostentare. Diversamente, essa verrebbe schiacciata sotto il peso degli strati esterni e collasserebbe.   Dopo l’idrogeno, la stella innesca la fusione dell’elio. Tre nuclei di elio si uniscono per formare un nucleo di carbonio, rilasciando energia. Dopo l’elio, il carbonio si fonde per formare elementi piu’ pesanti e cosi’ via. Si formano cosi’ via via l’ossigeno, il neon, il magnesio, il silicio, lo zolfo, l’argon, eccetera.   Le stelle sono dunque delle importantissime sorgenti di evoluzione chimica: a partire dall’idrogeno, che e’ l’elemento piu’ abbondante nell’universo, nelle stelle vengono sintetizzati gli elementi piu’ pesanti. Durante la sua evoluzione, una stella restituisce parte di questo materiale allo spazio interstellare, o attraverso processi lenti e continui come il vento stellare, o nel corso di fenomeni esplosivi (nebulose planetarie, supernovae); da questo gas si formeranno poi delle nubi, delle nuove stelle ed eventualmente dei pianeti. Le stelle che si formano da questo gas hanno una composizione chimica diversa da quelle che si formano da gas non arricchito. Sulla base di questa differenza, gli astronomi classificano le stelle in due gruppi: le stelle “di prima generazione” prendono il nome di stelle di popolazione II, mentre quelle che si sono formate successivamente da gas arricchito in elementi pesanti, sono le stelle di popolazione I.
L’energia delle stelle
Durante una reazione di fusione termonucleare, come abbiamo visto, i nuclei atomici si uniscono in un nucleo piu’ complesso, e la differenza tra la massa finale e la somma delle masse di partenza viene convertita in neutrini e in radiazione. I neutrini sono particelle sub-atomiche prive di carica elettrica, che non interagiscono con la materia e percio’ sfuggono facilmente dalla stella, disperdendosi nello spazio. Essi vengono prodotti in grandissime quantita’: si pensi che ogni secondo, la Terra e’ investita da un flusso di 107 neutrini solari per cm2 e per secondo.  La radiazione si muove verso l’esterno in “pacchetti” di energia detti fotoni, i quali vengono assorbiti e riemessi in continuazione dagli atomi di gas. Prima di giungere alla superficie della stella ed essere liberati nello spazio, i fotoni devono compiere un percorso a zig-zag tra un atomo e l’altro, che dura alcuni milioni di anni !  Ad un certo punto, muovendosi verso la superficie, il cammino dei fotoni diventa cosi’ lento che l’energia deve trovare un altro mezzo per fluire all’esterno: si sviluppano cosi’ dei moti convettivi nel gas, cioe’ delle bolle di gas caldo che si muovono verso l’esterno raffreddandosi e facendo da veicolo per l’energia. Se questa restasse intrappolata all’interno della stella, l’equilibrio verrebbe meno.  Una volta arrivata alla superficie, la radiazione viene emessa in tutte le direzioni dello spazio. Poiche’ fino a quel momento essa e’ stata in equilibrio con il gas della stella, le sue caratteristiche dipendono da quelle del gas. Ovvero, la radiazione emessa ha una frequenza tanto maggiore quanto piu’ alta e’ la temperatura del gas negli strati superficiali della stella. In realta’, la stella emette luce di tutte le lunghezze d’onda, ma con intensita’ diversa; la lunghezza d’onda che possiede la massima intensita’ caratterizza il “colore” della stella, ed e’ tanto piu’ piccola quanto piu’ caldo e’ l’astro.  Questo fatto e’ espresso dalla legge di Wien, la quale stabilisce che il rapporto tra la temperatura superficiale di una stella e la frequenza alla quale l’intensita’ della radiazione e’ massima, e’ costante.
Le proprieta’ delle stelle
Le proprieta’ caratteristiche di una stella sono la massa, le dimensioni, temperatura superficiale (che determina il “colore” della stella) e la luminosita’, che viene descritta da una grandezza chiamata magnitudine.  La massa di una stella, come abbiamo visto, puo’ variare da circa un decimo a circa 100 volte la massa del Sole, cioe’ da 2 1029 a 2 10 32 Kg. Le dimensioni variano invece in un intervallo piu’ ampio; il diametro di una stella e’ sempre piuttosto difficile da determinare, e puo’ essere misurato solo per stelle vicine. Esso puo’ variare da pochi Km per una nana bianca a cento milioni di Km per una supergigante rossa.  Il colore, la luminosita’ e la temperatura delle stelle vengono studiate dalla spettroscopia e dalla fotometria astronomica. L’analisi di un gran numero di stelle ha permesso di individuare delle caratteristiche comuni e di suddividerle in classi, dette tipi spettrali e in classi di luminosita’ .  Alcune stelle mostrano delle variazioni di luminosita’ nel tempo: alcune hanno variazioni regolari, periodiche e di entita’ relativamente piccola, e vengono chiamate stelle variabili, altre hanno variazioni enormi ed improvvise di brillantezza, dovute a fenomeni di tipo esplosivo che modificano la loro struttura: le novae e le supernovae.
I moti stellari
Anticamente si pensava che le stelle fossero fisse sulla volta celeste, mentre in realta’ esse si spostano relativamente a noi, in conseguenza sia del loro moto di rotazione attorno al centro della nostra galassia, sia del moto stesso del Sole (e quindi del Sistema Solare). Il moto delle stelle, pur essendo relativamente rapido, ci appare lentissimo a causa delle enormi distanze coinvolte. La stella piu’ vicina a noi oltre al Sole, chiamata Proxima Centauri, dista infatti ben 4.2 anni luce (pari a circa 38mila miliardi di chilometri !). I movimenti delle stelle sulla volta celeste, detti “moti propri” sono dunque quasi impercettibili se osservati su tempi scala molto piu’ brevi della vita di una stella, come quello della vita umana. Esse percorrono nel cielo distanze angolari raramente superiori ai 5 secondi d’arco all’anno.
Approfondimenti Inaf

Macchie giganti sul Sole

Macchie solari giganti sono state osservate nella seconda metà di ottobre sulla superficie del Sole, sono apparse nell’area orientale il 16 ottobre e poi gradualmente sono ‘migrate’ verso ovest con il ruotare della nostra stella, fino a scomparire dalla vista il 30 ottobre. Sono state osservate grazie alla strumentazione a bordo della sonda Hinode, lanciata il 23 settembre del 2006 dall’Agenzia Spaziale Giapponese in collaborazione con la NASA e il PPARC per studiare il comportamento magnetico del Sole, e grazie alle osservazioni fatte da terra dal National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). Il 26 ottobre l’area occupata di queste macchie era tanto estesa da coprire una superficie pari a 66 volte la dimensione della Terra. Si è trattato dell’episodio di osservazione di macchie solari più grande non soltanto di questo ciclo solare, ma degli ultimi 24 anni. Alla metà di novembre, quando la rotazione del Sole le ha rese di nuovo osservabili, le macchie sono ricomparse ad est. Le macchie solari appaiono più scure per via della loro temperature, inferiori rispetto all’area circostante. Un forte campo magnetico nelle macchie solari abbassa la temperatura perché il campo magnetico stesso rallenta il moto convettivo che trasporta il calore generato al centro del Sole verso la superficie. Forti campi magnetici possono a volte causare dei brillamenti solari, enormi esplosioni che si verificano nell’atmosfera del Sole. Quindi, una delle ragioni per cui Hinode misura in modo accurato i campi magnetici sulla superficie solare è proprio quella di riuscire a comprendere il meccanismo alla base di queste esplosioni. Nonostante il 15 ed il 16 novembre si siano verificati alcuni brillamenti di media intensità, la struttura magnetica della macchie in novembre non era complicata come quella di ottobre. Ma qual è l’influenza dei brillamenti solari sulla Terra? A volte, quando si verificano brillamenti solari, la Terra viene raggiunta da particelle altamente energetiche che possono provocare delle tempeste magnetiche. In ottobre, nonostante le ripetute esplosioni che si sono verificate sulla superficie solare, non si sono riscontrate influenze di rilievo nell’atmosfera terrestre e si sta indagando sulle ragioni di questo comportamento. Una delle possibili risposte è che il campo magnetico della parte di atmosfera più esterna del Sole fosse talmente forte da riuscire a ‘stoppare’ le particelle cariche. In novembre, anche se si sono verificate meno grandi esplosioni che in ottobre, si potrebbero essere verificati brillamenti potenzialmente molto influenti per la Terra, per questo è importante monitorare con attenzione l’evoluzione di queste macchie.
di Francesco Aloisio (INAF)

Nel 2015 arriva l’Asteroid Day: un giorno per educare il mondo sui NEO

In tanti sul nostro pianeta hanno paura di meteoriti, asteroidi e di altri oggetti che potrebbero precipitare un giorno sulla Terra. Pensate a questo dato: 40mila sono le tonnellate di materiale cosmico che ogni anno “piovono” sul nostro pianeta. Si tratta di frammenti (piccoli o grandi) di comete e di meteoriti, ma nella maggior parte dei casi è polvere cosmica. Troppi sono gli allarmismi, tante le credenze sbagliate sull’argomento. Per questo un gruppo di esperti in astronomia (cosmologi, astronauti, fisici e personaggi dello spettacolo) terrà il prossimo 3 dicembre a Londra e a San Francisco una conferenza stampa per annunciare l’Asteroid Day, una giornata globale di sensibilizzazione per fare capire alla popolazione cosa sono gli asteroidi, ogni quanto si verifica un impatto con la Terra e come possiamo proteggere il nostro pianeta e l’umanità da potenziali disastri. L’Asteroid Day si terrà il 30 giugno 2015, con eventi in tutto il mondo in scuole, musei e centri scientifici, anche attraverso il cinema e lo spettacolo. Durante questa giornata verrà siglata da scienziati, uomini d’affari e divulgatori la “100x Asteroid Declaration”, con la quale verrà chiesta la rapida accelerazione delle attività di ricerca, monitoraggio e scoperta dei famosi Near-Earth Objects (NEO).
di Eleonora Ferroni (INAF)

Anche la Terra ha il suo scudo deflettore

Sebbene i beniamini della gloriosa serie TV Star Trek preferiscano sempre tentare la strada della diplomazia per risolvere i conflitti presenti nella Galassia, spesso il capitano Kirk e compagni si trovano costretti a difendere la propria astronave da vigorosi attacchi nemici. Siluri fotonici e raggi di energia – phaser o disgregatori – si infrangono contro gli scudi deflettori della Enterprise, barriere di energia prodotte da una tecnologia fantascientifica.
Non è frutto della fantasia dei ricercatori dell’Università del Colorado, invece, lo scudo invisibile scoperto a 11.600 chilometri sopra la Terra in grado di bloccare il transito dei cosiddetti elettroni killer che scorrazzano attorno al Pianeta a velocità prossime a quella della luce: una enorme quantità di particelle intrappolate nelle fasce di Van Allen e che costituisce un serio pericolo anzitutto per i satelliti lanciati in orbita e, indirettamente, per gli astronauti che svolgano una missione nello spazio.
«È come se gli elettroni finissero per infrangersi contro una parete di vetro, nel bel mezzo dello spazio», commenta Daniel Baker, direttore dello CU-Boulder’s Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP) e primo autore di uno studio appena pubblicato su Nature. «Un po’ come succede con gli scudi deflettori che vediamo in azione a Star Trek, stiamo assistendo al curioso fenomeno di uno scudo invisibile capace di bloccare il transito agli elettroni ultrarelativistici che si muovono a velocità elevatissima nello strato superiore dell’atmosfera».
Cosa succeda in un ambiente carico di radiazioni come quello dello spazio vicino alla Terra è da anni oggetto di studi e ricerche in astrofisica. Le cosiddette fasce di Van Allen, vale a dire le regioni a ciambella cariche di particelle di alta energia che circondano il nostro pianeta e si sviluppano a partire da una quota di 6.300 chilometri fino a 40.000 chilometri, sono zone ricche di protoni ed elettroni imprigionate dal campo magnetico terrestre. È qui che si trova lo scudo deflettore scoperto dai ricercatori del Colorado.
Il team ha valutato una serie di ipotesi che potrebbero giustificare l’esistenza di una barriera simile. Potrebbe avere a che fare con le linee del campo magnetico terrestre che ingabbia protoni ed elettroni facendoli rimbalzare tra i due poli terrestri come perle sul filo di una collana. O forse con i segnali radio emessi da Terra e bastevoli a sparpagliare elettroni carichi sulla barriera, impedendone una ricaduta verso il basso. Ma sono spiegazioni senza fondamento scientifico.
Ci si aspetterebbe perlomeno che alcuni di questi elettroni si muovessero verso l’alto o il basso. Non è chiaro come un lento e graduale processo abbia spinto queste particelle verso la creazione di una frontiera forte e stabile.
Un altro scenario possibile è che sia la plasmasfera – ovvero la parte di magnetosfera più interna, una gigantesca nube di gas freddo e carico elettricamente che inizia a un migliaio di chilometri sopra la Terra e prosegue per migliaia di chilometri nella fascia esterna di Van Allen – ad essere responsabile di un sibilo a bassa frequenza capace di arginare gli elettroni. Un rumore bianco contro i pericoli dello spazio profondo.
di Davide Coero Borga (INAF)

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