Ma perchè brilla? La vita delle stelle

Ammettiamolo, tante volte ci siamo recati anotte fonda in qualche spiazzo un pò isolato da soli o in compagnia (spero per voi in compagnia di chi amavate) a guardare le pallide fredde stelle, cercando di ricordare i pochi nomi che si sanno (il più delle volte inventandoli di sana pianta per non perdere la faccia di fronte al partner) e stranamente mai chiedendosi perchè una stella brilli.
Già ma perchè le stelle brillano?
E soprattutto, rimangono sempre le stesse o cambiano nel tempo? e se cambiano, come cambiano? e che fine fanno?
troppe domande?
allora rispondiamo ad alcune, cercando di capire il complesso generale della situazione.
Si le stelle hanno una vita, se hanno una vita allora hanno un periodo limitato di esistenza nell'universo, il che vuol dire che hanno un inizio ed anche una fine.
E come un serpente che si morde la coda l'inizio e la fine sono strettamnete legati, molto più di quanto si possa pensare.
In pratica una stella è una fornace che brucia, quello che brucia è l'idrogeno, che vine trasformato in Elio.
La sua origine è tra le più umili, gas e polveri che per un motivo qualsiasi iniziano a collassare su loro stessi. E più collassano verso un punto centrale più altra materia attirano verso il centro.
La gravità regola il tutto, sappiamo grazie a Newton che la forza attrattiva che un corpo esercita su un altro è data da:

Dove g è la forza di gravità della stella nascente, G la costante di gravità, m1 la massa della stella nascente ed r^2 la distanza di un qualsiasi oggetto dal centro di massa della stella.
Da notare che questa forza attrattiva della stella non dipende dalla massa dell'oggetto attratto, ma solo dalla massa dell'oggetto attraente e dalla distanza da esso, quindi più la stella diventa grossa più attira, ed attira lontano, e più attira più cresce la massa.
La prima fase di una stella è dunque quella di un grosso corpo scuro che assorbe lamateria intorno a se collassando veros il suo centro, quello che viene chiamato Globulo di Bok, il quale continua a collassare verso il suo centro attirando materia, finchè non si raggiunge un punto critico, della fusione nucleare.
Come detto prima una stella è una fornace, dove per il 90% della sua vita l'idrogeno viene tramutato in elio, ma perchè questo avvenga si devono raggiungere delel condizioni particolari di temperatura e pressione.
Gli atomi sono in condizioni normali stabili (tranne quelli radioattivi su cui torneremo in seguito), possiedono un nucleo positivo (formato da protoni e neutroni) e degli elettroni negativi che vi orbitano attorno per via dell'attrazione elettromagnetica(cariche opposte si attraggono ed uguali si respingono).
Essi tendono a mettersi in relazione tra loro associando gli elettroni delle orbite più esterne dei loro orbitali per formare composti chimici, la differenza tra queste reazioni e quelle che avvendono tra le stelle e che un atomo che prende parte ad un processo chimico non muta la sua natura (al massimo perde un pò di elettroni), mentre un atomo all'interno delle stelle viene trasformato in un altro atomo.
affinchè questo avvenga gli atomi devono perdere gli elettroni che orbitano attorno ai loro nuclei, tutti gli elettroni, poichè gli elettroni avendo cariche uguali negative tendono a amntenere i nuclei ben separati tra loro.
Per allontanare gli elettroni dal nucleo bisogna dargli energia, questo perchè un elettrone che si allontana dal suo nucleo deve ottenere un energia maggiore di quella che lo attira al nucleo e questa energia è data dal collasso del nucleo della futura stella verso il centro dovuta alla forza di gravità, l'energia cinetica della materia collassante viene interamente trasformata in energia termica che sottrae agli atomi gli elettroni, privandoli completamente di essi.
Questa materia completamente priva di elettroni si trova in uno stato fisico particolare detto plasma, ed è altamente reattiva con la materia normale, ma affinchè le reazioni avvengano, deve avvenire la fusione dei nuclei che come detto essendo positivi devono vincere la forza repulsiva elettromagnetica reciproca.
La forza repulsiva alla fine viene vinta dalla gravità stessa, che facendo collassare la stella sempre di più crea delle condizioni di pressione impressionanti, tali da vincere la forza repulsiva e far fondere i nuclei producendo energia.
La produzione di energia data dalla fusione nucleare può tranquillamente essere calcolata usando la famosa equazione di Einstein:

E = mc²

dove E = energia, m = massa e c = velocità della luce, questa equazione mette in stretta relazione la massa con l'energia stessa, affermando che una minima quantità di massa può convertirsi in pura energia.
Quello che avviene nelle stelle e praticamente il seguente:
1) due nuclei di idrogeno si scontrano, nello scontro un protone si trasforma in un neutrone con l'emissione di un positrone e di energia, il nuovo nucleo creatosi è un isotopo instabile dell'idrogeno detto deuterio.
2) il nucleo di deuterio creatosi va a scontrarsi contro un altro nucleo di idrogeno, con la conseguente emissione di energia e la formazione del trizio, un isotopo dell'elio.
3) due nuclei di trizio si scontrano creando un nucleo di elio, con la conseguente emissione di energia e la liberazione di due protoni (nuclei di idrogeno)
Quando una stella si trava nella sua sequenza principale (ossia si trova nella fase più stabile della sua vita) la fusione non và oltre quella dell'idrogeno, poichè la pressione per quanto elevata non basta a far fondere tra loro i nuclei di idrogeno per formare nuclei di elementi più pesanti, e l'energia liberata dalla fusione dell'idrogeno basta a non farla collassare ulteriormente.
Una stella cosi inizia a brillare, emette dunque energia verso l'esterno, e si trova nelal fase più stabile della sua vita, la suddetta sequenza principale.
Naturalmente non tutte i globuli di bok riescono a innescare le fusioni nucleari, la maggior parte di loro non possiede massa sufficiente e per quanto grandi siano le pressioni all'interno i nuclei riescono a mantenere le distanze tra loro, è nata una nana bruna in questo caso, un corpo che emette nel campo infrarosso soprattutto, una stella fallita.
Se invece vi è massa sufficiente, ossia la massa della protostella è uguale o maggiore a 0,08 masse solari (la massa del sole è di 1,9891 x 10^30 kg) iniziano le fusioni nucleari e la stella inizia a vivere.
Di stelle ve ne sono vari tipi, la classificazione segue per lo più la sua composizione chimica e la luminosità.
La classificazione secondo la composizione chimica, le cosidette classi spettrali, sono le seguenti:

W O B A F G K M R N S L T

Dove partendo da sinistra verso destra si incontrano stelle sempre più ricche in elementi pesanti e sempre più fredde.
Ma come si può analizzare la composizione chimica delle stelle?
Il metodo è abbastanza semplice, un elemento chimico se scaldato emette della luce solo per alcune lunghezze d'onda e se invece illuminato da una luce continua assorbe luce solo per alcune lunchezze d'onda, facendo passare perun prisma la luce du una stella si può vedere quali bande della luce sono state assorbite e quali emesse e cosi fare una diagnosi della composizione chimica stellare.
Ogni classe spettrale inoltre è divisa in 10 sottoclassi ordinate per numero da 1 a 10.
Il sole per esempio è una stella di tipo G2.
Le classi spettrali sono legate sia all'età che alla massa iniziale delle stelle (il perchè lo capirete tra poco).
Una volta iniziata la fusione H> He, una stella passa il 90% della sua vita bruciando idrogeno, in quela che viene definita la sequenza principale, il tasso di conversione dell'idrogeno in elio dipende grandemente dalla massa iniziale, più una stella è massiccia più idrogeno possiederà, ma anche ne brucerà di più, poichè la massa maggiore determina una presisone e temperatura maggiori al suo interno che accellerano i tempi di fusione dell'idrogeno.
Una stella come il sole (definita nana) starà nella sequenza principale per 10 miliardi di anni, ma una stella masiccia, con qualcosa come 50 masse solari, brucerà molto più in fretta, e in circa 50milioni di anni avrà finito l'idrogeno.
Naturalmente una stella più massiccia sarà anche più calda ed emetterà nella fascia dell'azzurro-bianco (che è la luce visibile con minore lunghezza d'onda e quindi maggiore energia), mentra una stella nana o sub nana emetterà nel giallo-rosso, (lunghezza d'onda della luce rossa è maggiore della luce blu, quindi richiede meno energia per essere emessa).
Ma cosa succede ad una stella che finisce l'idrogeno?
Semplice, rifà quelloc che faceva all'inizio, ricollassa su se stessa.
Le reazioni nucleari, una volta finite, non possono più contrastare la pressione degli strati esterni, che ricollassano portando la fusione dell'elio e la formazione del carbonio.
La fusione dell'elio produce più energia di quella dell'idrogeno e la stella quindi inizia ad espandersi per mantenere il suo equilibrio idrostatico.
gli strati esterni della stella anche se ricevono più energia la distribuiscono su un area maggiore, dunque si raffreddano ed emettono invariabilmente, energia sotto forma di una luce rossa o rossastra, siamo nella sidetta fase gigante rossa.
Finito l'elio la stella inizia a bruciare carbonio e cosi via, arricchendo la sua composizione chimica e spostandosi verso destra nella fascia delle classi spettrali,e più si sposta più è breve il tempo in cui rimane inun dato stadio bruciando un dato elemento, poichègli elementi brucoato man mano danno sempre minore energia.
Alla fine quello che avviene dipende largamente dalla massa iniziale della stella:
1) se la stella ha massa inferiore a quella solare arriva s tento a bruciare tutto l'idrogeno, poi quando inizia a bruciare l'elio gli strati superficiali direttamente evaporano e quello che rimane è un nucleo inerte di elio che si fredda piano piano (la cosidetta nana bianca).
2) se la stella ha massa uguale a quella solare o di pcoo maggiore arriva bruciare fino alla fase carbonio, ma oltre anche perde anche lei gli strati esterni per evaporazione e diventa una nana bianca.
3) nel caso di stelle più massiccie la fusione arriva anche a produrre la formazione del ferro nel nucleo stellare, ma oltre non si può andare, poichè la fusione dell'idrogeno non prodce energia ma ne assorbe! la stelal dunque collassa catastroficamente innescando reazioni nucleari esplosive, che portano alla formazione di elementi più pesanti del ferro ed alla esplosione della stella stessa.
L'esplosione (detta supernova) riesce a liberare l'energia di una galassia per qualche giorno e spinge gli elementi formati in tutte le direzioni. quello che rimane è il nucleo collassante.
Se il nucleo ha una massa minore di 1,4 masse solari quellache si crea è una condizione di materia degenere, i protoni vengono forzati a fondersi con gli elettroni rimasti e si crea una stella formata da soli protoni che ruota vorticosamente intorno al proprio asse (stella di neutroni, pulsar).
Se il nucleo rimanente ha una massa magigore di 1,4 masse solari, allora collassa indefinitivamente finoa creare una singolarità, un buco nero, un oggetto di massa cosi elevata da non lasciar sfuggire nemmeno la luce.
Naturalmente è stato grazie alle supernove (ed alle stelle in genere) che si sono formati gli elementi più pesanti e che quindi è stata possibile la vita, ma di questo e molte altre cose discuterò in altri post più in là ;)