Evoluzione di una stella di piccola massa

Siamo giunti alle fasi finali che determinano il futuro delle stelle. La nostra analisi inizia dagli stati terminali che precedono l’esplosione delle stelle, nel merito esaminiamo due stelle di massa molto diversa per fornire una descrizione più dettagliata degli ultimi processi che le conducono verso una fine inevitabile. Abbiamo visto che gran parte dei processi vitali delle stelle sono influenzati in maniera preponderante dalle masse, ebbene anche la fine di una stella dipende da questo parametro.

Cominciamo con l’analizzare il caso di una stella di piccola massa paragonabile a quella del nostro Sole. Nel corso della sezione che analizzava i processi di fusione termonucleare abbiamo detto che i cicli di fusione successivi a quelli dell’elio avvengono solamente in stelle con massa maggiore di 3-4 masse solari perché richiedono temperature e pressioni elevatissime. Le stelle di massa paragonabile a quella del nostro Sole riescono solamente a completare il processo di fusione dell’idrogeno in elio-4. Nel momento in cui tutto l’idrogeno è terminato, cioè nel momento in cui tutto l’idrogeno è stato riconvertito in elio-4, la catena protone-protone termina. Il mancato apporto di energia (prodotto dal ciclo PP) determina un repentino collasso del nucleo della stella che non è più supportato dalla pressione di radiazione. Durante il collasso la densità del nucleo, ormai interamente composto di elio, aumenta enormemente facendone aumentare anche la temperatura.

Se l’aumento di temperatura nel nucleo è sufficiente si innescherà il ciclo di fusione che produce il carbonio-12 dall’elio-4.

Se la stella sviluppa temperature elevate nel nucleo gran parte dell’elio che viene riconvertito in carbonio innesca la nuova fusione tramite una “piccola esplosione interna controllata” denominata “Helium Flash”. Questo fenomeno si verifica poiché nel momento in cui si innesca il nuovo ciclo una enorme quantità di elio viene bruciato istantaneamente.

L’Helium Flash non è visibile all’esterno della stella poiché l’energia da esso liberata viene assorbita dagli strati superficiali della stella e conseguentemente non può essere rilasciata nello spazio.

Ritorniamo al nucleo di elio che ha subito il collasso in concomitanza con l’esaurimento dell’idrogeno. Negli strati più prossimi ad esso, cioè negli involucri ancora composti di idrogeno, si innesca nuovi cicli di fusione PP, ma il mancato apporto energetico produce un’espansione degli strati più esterni e una successiva diminuzione di temperatura superficiale della stella. In questi stati fortemente instabili la stella ha lasciato il posto occupato sulla sequenza principale per incamminarsi verso gli stati che la condurranno alla fase di gigante rossa e poi inesorabilmente verso la fine. Possiamo visualizzare i concetti fin qui espressi dal disegno qui sotto: la stella “canonica” della sequenza principale nel primo disegno si avvia verso la fase di gigante rossa in continua espansione del secondo (notare l’involucro di idrogeno che continua a bruciare intorno al nucleo di elio collassato).

Si stima che il Sole, durante la fase dell’espansione che lo porterà a divenire una gigante rossa, inghiottirà le orbite e i pianeti quali Mercurio e Venere e forse anche la Terra. L’universo ci ha dato la vita e l’universo ce la toglierà. Per fortuna però questo accadrà soltanto tra circa 4.5 miliardi di anni.

La fusione dell’idrogeno in elio-4 procede fino a quando tutto il combustibile nucleare viene riconvertito. La fase di gigante rossa è altamente instabile poiché gli involucri esterne delle stelle variano continuamente in dimensione, densità e temperatura. Queste variazioni fanno trasformare la stella, un tempo molto stabile, in una variabile con periodo abbastanza regolare classificata come tipo RR Lyrae. La fase in cui una stella si comporta come una variabile RR Lyrae dura circa 100 milioni di anni. Illustreremo tutto l’ambito delle stelle variabili nell’apposita sezione. Ma vediamo più in dettaglio le fasi finali fin qui non esaminate analizzando il grafico sottostante:

Nel momento in cui una stella abbandona la sequenza principale intraprende il nuovo percorso che è rappresentato dalla curva irregolare rossa. Delle fasi comprese tra l’uscita dalla sequenza principale e la gigante rossa abbiamo già parlato, ci restano da esaminare le fasi successive. Procediamo. La fase di gigante rossa accelera le reazioni di fusione nucleare poiché determina un cospicuo aumento di luminosità e quindi di energia liberata, ma se le reazioni sono più veloci il combustibile si esaurisce in breve tempo.

Nel penultimo passaggio la stella, ormai in agonia, espelle con violenza i gas che componevano i suoi strati più esterni in una sorta di piccola esplosione che risplende nell’universo con intensità pari a centinaia di migliaia di volte quella del Sole. L’espulsione genera un anello gassoso che si espande nell’universo, nel centro di quest’anello rimane solo il nucleo collassato della stella che prende il nome di Nana Bianca. Queste strutture molto suggestive prendono il nome di Nebulose Planetarie, un illustre esempio noto a tutti gli astofili è costituito dall’oggetto denominato M57 nella costellazione della Lira.

Come si evince dal grafico durante l’esplosione la stella raggiunge il massimo della luminosità e subisce un notevole incremento di temperatura nel nucleo (ramo orizzontale). Successivamente luminosità e temperatura diminuiscono fino al raggiungimento di una condizione stabile che si concretizza nella Nana Bianca. Progressivamente quello che rimane del nucleo si raffredderà e si trasformerà in Nana Bruna, cioè in un corpo freddo e inerte.

Nelle fasi finali interviene inoltre il parametro importante di cui parlavamo all’inizio cioè la massa della stella. Intorno ai primi anni del novecento il fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar dimostrò, avvalendosi della neonata teoria della relatività, che una stella morente può generare diversi corpi distinti: una nana bianca, una stella di neutroni (o Pulsar) oppure una Buco Nero.

Le modalità che portano alle diverse strutture sono relativamente semplici: se la stella originaria ha una massa inferiore a tre masse solari espellerà nello spazio grandi quantità di gas e polvere generando una nana bianca circondata da una nebulosa planetaria. La massa limite che può avere una nana bianca vale circa 1.44 masse solari, questo valore prende il nome di “massa critica di Chandrasekhar”. Nel caso in cui la “carcassa” prodotta dall’esplosione stellare possegga una massa superiore alla massa critica di Chandrasekhar essa si trasformerà in una stella di neutroni o Pulsar. Da ciò deriva che una stella di neutroni può avere una massa che deve necessariamente essere uguale o superiore al valore di Chandrasekhar.

Nel caso in cui la stella originaria superava le 15 masse solari il risultato dell’esplosione sarebbe stato un Buco Nero, ma di questo parleremo meglio nell’evoluzione delle stelle di grande massa.