Evoluzione di una stella di grande massa

L’evoluzione di una stella di grande massa è molto diversa dal caso precedentemente analizzato in primo luogo perché essa riesce a portare a termine tutti i cicli di fusione e in secondo luogo perché le strutture che vengono create dopo l’esplosione sono molto diverse dalle Nane Bianche. Quando una stella di grande massa, durante il ciclo di fusione PP, esaurisce tutto l’idrogeno comincia a bruciare l’elio-4 appena prodotto in elementi più pesanti poiché riesce a sviluppare temperature nel nucleo superiori a 13-14 milioni di gradi kelvin. Una stella di grande massa si comporta esattamente come una di piccola massa ossia quando si innesca la reazione che brucia l’elio-4 la stella abbandona la sequenza principale per avviarsi verso la fase di gigante rossa.

Ammettiamo di avere una stella molto massiccia, ad esempio una di classe O di almeno 15 masse solari, che riuscirà a bruciare tutti gli elementi fino al ferro-56 che rappresenta la meta invalicabile dei processi di fusione. Riassumiamo brevemente tutti i cicli di fusione precedentemente affrontati nell’apposita sezione: idrogeno → elio-4 → carbonio-12 → ossigeno-16 → neon-20 → magnesio-24 → silicio-28 → ferro-56. Analizziamo adesso come avvengono i vari cicli di fusione. Riprendiamo il concetto precedentemente analizzato nelle stelle di bassa massa: quando l’idrogeno presente nel nucleo si esaurisce la reazione di fusione PP si sposta negli involucri concentrici subito adiacenti al nucleo collassato composto di elio-4. Nelle stelle di bassa massa questo nucleo collassato non riusciva ad avviare la fusione dell’elio in quanto non disponeva della necessaria temperatura, invece, nelle stelle di grande massa ciò avviene. Il nuovo ciclo procede fino a quando tutto l’elio-4 viene riconvertito in carbonio-12. Nel momento in cui anche l’elio-4 si esaurisce il nucleo comincia a bruciare il carbonio-12, nel contempo l’involucro che circondava il nucleo termina l’idrogeno e comincia a brucare l’elio. Il nuovo ciclo PP che brucia l’idrogeno si sposta nel terzo involucro adiacente al secondo e le reazioni procedono. Questo meccanismo viene iterato fino a quando nel nucleo si giunge alla fusione del ferro-56 e nell’involucro più esterno brucia ancora idrogeno. Per visualizzare il tutto concentriamoci sul disegno sottostante:

Il nucleo della stella è stato ingrandito per mostrare meglio cosa avviene al suo interno. Possiamo notare che nel momento in cui si arriva alla fusione del ferro-56 sono attivi ben sette processi di fusione nei sette strati concentrici che circondano il nucleo. In realtà la fusione del ferro-56 non inizia neanche perché questo tipo di fusione è di tipo endotermico ossia richiede ulteriore apporto di energia invece di liberarla. La stella non potendo fornire quest’ulteriore energia al nucleo tenta di liberarla facendo collassare ancora di più il nucleo. Questo tentativo scatena un’esplosione di immani dimensioni che pone fine al ciclo vitale della stella.

Dal momento in cui la stella abbandona la sequenza principale fino a quando esplode percorre un cammino molto irregolare che è rappresentato con la curva blu nel disegno soprastante. Appare chiaro che nelle fasi finali la stella è molto instabile così come era successo per una stella di piccola massa, infatti essa subisce importanti variazioni di luminosità e temperatura. Queste fluttuazioni sono dovute all’espansione e alla compressione degli strati più esterni determinati dalle variazioni di temperature e pressione di radiazione come già illustrato per le stelle di piccola massa.

Nel momento in cui una stella di grande massa esplode si trasforma in supernova. Una supernova è un’esplosione stellare che pone fine al ciclo vitale di una stella risplendendo in tutto l’universo con intensità pari a centinaia di milioni di volte quella del Sole. L’immensa energia che si libera sotto forma di luminosità si rende visibile per qualche mese. Le supernove sono così luminose che possono essere osservate come bagliori eccezionali anche nelle altre galassie, che in generale sono molto distanti dalla nostra. L’ultima grande esplosione osservata da Terra (anche dagli astrofili con strumenti amatoriali) si è verificata nel 1987 con l’oggetto denominato SN1987A.

Dalla foto qui sopra possiamo farci un’idea dell’immensa quantità di energia liberata. La luminosità è tale da surclassare quella delle stelle vicine. In generale i prodotti delle esplosioni delle supernove sono costituiti da Buchi Neri o Stelle di Neutroni. Il parametro fondamentale che determina il prodotto dell’esplosione è ovviamente la massa della stella originaria. Se la stella originaria possedeva una massa compresa tra 3 e 15 masse solari verrà, con molta probabilità, completamente distrutta dall’immane esplosione e non lascerà resti; se invece la stella originaria possedeva una massa superiore alle 15 masse solari genererà con molta probabilità un buco nero. La minima massa “permessa” per un buco nero vale circa 3 masse solari. Questo spiega il perché nell’universo sono stati individuati solo una decina di possibili buchi neri, un numero esiguo poiché la stragrande maggioranza delle stelle presenti nel cosmo possiedono masse inferiori a quella del Sole.

Durante le esplosioni delle supernove gli strati più esterni della stella vengono espulsi a centinaia di km al secondo, inoltre, viene liberata una quantità di neutrini enorme. Per questo motivo negli ultimi anni la comunità scientifica internazionale si è concentrata sul problema dei neutrini producendo e costruendo vari strumenti di rivelazione e molti esperimenti volti a indagare la natura di queste particelle molto sfuggenti.