Astrofisica

A cura di Corrado Ruscica

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Sommario 1 - Introduzione  2 - La fusione nucleare 3 - Evoluzione di stelle di grande massa 4 - Le nebulose planetarie 5 - Esplosioni stellari: le supernovae 5.1 - Supernovae storiche 5.2 - Ipernovae 6 - Stelle compatte 7 - Stelle novae 8 - Novae nane 9 - Supernovae di Tipo-I 10 - Sistemi binari X 11 - Pulsar X 12 - Buchi neri 13 - Links
Di notte osservando il cielo, le stelle appaiono come migliaia di puntini luminosi, diversi per luminosità, colore e dimensione. Sin dai tempi antichi le stelle venivano raggruppate a formare quelle figure a cui è stato dato il nome di costellazioni, anche se oggi noi sappiamo che si tratta di un effetto di prospettiva essendo le stelle distanti tra loro decine se non migliaia di anni-luce nella nostra Galassia. Nel corso dei secoli, le stelle si sono meritate l'appellativo di "stelle fisse" pur avendo in realtà un moto proprio talmente lento che per notare degli spostamenti significativi bisognerebbe aspettare millenni. Le stelle si possono classificare in base alla magnitudine relativa, ossia in base alla loro luminosità apparente, espressa da una scala di valori centrata sullo zero corrispondente al valore della  luminosità apparente della stella Vega, con i valori più alti espressi da numeri negativi. La differenza fra le prime e le ultime è di circa 1 a 500, vale a dire che le stelle di 1° magnitudine saranno 500 volte più luminose di quelle dell'ultima classe (25° magnitudine). Un’attenta valutazione va posta dunque alle distanze ed alle dimensioni stellari che, se non correttamente valutate, possono portare a considerazioni errate. Ad esempio, la nostra stella il Sole, una stella di medie dimensioni e che è anche la più vicina a noi – circa  150 milioni di chilometri,  pari a 8 minuti luce -  ci sembra ben più grande e luminosa di tante altre stelle, che pur emettendo luce per migliaia di volte tanto, appaiono molto deboli e minuscole a causa della loro lontananza.	Vedi articolo sul Sole
La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella dell'intero Universo che in accordo ai dati recenti del satellite WMAP avvenne circa tra i 13 e i 14 miliardi di anni fa. Le prime stelle sarebbero nate circa 200 milioni di anni dopo il Big-Bang. Le stelle si formano a partire da materiale ricco di polveri e gas presente nello lo spazio interstellare. Esso si addensa sottoforma di nubi dove al loro interno la materia inizia a raggrupparsi in agglomerati, per effetto delle reciproche interazioni gravitazionali fra le particelle, detti comunemente globuli di Bok, e che sono dei veri e propri embrioni stellari. Ognuno di questi a sua volta accumula sempre più materia, in modo tale da far crescere anche le forze gravitazionali, che di conseguenza contrarranno sempre più gli strati interni facendone aumentare la temperatura e la densità. Quando la temperatura raggiunge circa i dieci milioni di gradi, si innescano le reazioni termonucleari che, provocando una pressione interna capace di controbilanciare la contrazione gravitazionale, creeranno uno stato di equilibrio con l'avvio del processo di nucleosintesi stellare, nel quale l'idrogeno si fonde a formare nuclei più pesanti di elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia. Una volta formatesi, le stelle possono essere considerate delle sfere di gas che producono luminosità propria e brillano diffondendo la loro energia in tutto lo spazio. Dato che le stelle hanno dimensioni finite esse tendono a consumare il loro combustibile nucleare e perciò producono elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio per generare la loro energia. Le stelle cambiano quindi il loro stato fisico, ossia evolvono.	Vedi articolo sull’impronta digitale cosmica
Fotografia del Sole ai raggi-X ripresa dal satellite giapponese Yohkoh. L’energia emessa dal Sole nello spazio viene prodotta nelle regioni nucleari per fusione. Mentre invece la radiazione che riceviamo dai pianeti e dalla nostra Luna è solo luce riflessa dal Sole.	Credit: Yohkoh Public Outreach Program
2 – La fusione nucleare Durante le fasi iniziali della loro evoluzione, le stelle consistono principalmente di idrogeno e in minor percentuale di elio. La produzione di energia avviene nel nucleo della stella mediante fusione dei nuclei di idrogeno in elio. Le temperature nucleari possono raggiungere valori dell’ordine dei milioni e, in alcuni casi, di centinaia di milioni di gradi. Le elevate temperature nei nuclei delle stelle hanno tre effetti importanti: 1)     mantengono la pressione nucleare a valori sufficientemente elevati da controbilanciare la forza di gravità che tende invece a farle contrarre; 2)     assicurano la continuità della fusione nucleare; 3)     inducono il calore, e perciò l’energia, a fluire dall’interno verso le regioni superficiali più fredde da cui viene irradiata nello spazio esterno rendendo la stella luminosa. Una stella che “trasforma” idrogeno in elio viene chiamata stella di sequenza principale. Il Sole è un esempio di questa classe di stelle.
Il Sole ripreso in luce bianca. La gran parte della luce emessa dal Sole è luce bianca, cioè luce dovuta alla combinazione dei colori dell’arcobaleno. Le zone scure sono le macchie solari superficiali.	Credit: National Solar Observatory/Sacramento Peak, Sunspot, New Mexico
Man mano che la stella consuma idrogeno, il nucleo si arricchisce di elio, contrae e diventa più caldo. Viene innescato quindi il processo successivo di fusione dell’elio che avrà come prodotto della combustione il carbonio e l’ossigeno. Durante la combustione dell’elio, l’idrogeno comunque continua a bruciare attorno al nucleo limitato in una regione sferica di spessore sottile. Il tasso di energia è ora maggiore rispetto alla fase di combustione dell’idrogeno. Di conseguenza la stella diventa più luminosa e, dato che il flusso di energia verso gli strati superficiali è diventato maggiore, le dimensioni della stella aumentano e gli strati superficiali diventano più freddi. Nel diagramma di Hertzsprung-Russell la stella “esce” dalla sequenza principale e, se essa ha una massa iniziale modesta, diventa una gigante rossa mentre se ha una massa ancora più grande diventa una supergigante rossa.
Al punto A il Sole comincia la fusione nucleare. Dopo circa 5 miliardi di anni, punto B, ha consumato metà idrogeno, trasformato in elio. Quando l’idrogeno nel nucleo del Sole è stato completamente consumato, comincia la fusione dell’idrogeno in un involucro attorno al nucleo portando il raggio del Sole ad un incremento del 40% e ad una luminosità circa due volte maggiore.  Dopo circa 1,5 miliardi di anni, la superficie del Sole diventa circa 3 volte più grande delle dimensioni attuali e la sua temperatura superficiale raggiunge 4300 °K, punto C. Visto dalla Terra il Sole ha un disco più grande di color arancio, la temperatura sulla Terra è aumentata di circa 100 gradi causando l’evaporazione dei mari e la vita probabilmente si sarà già estinta.  Dopo circa 250 milioni di anni, le dimensioni del Sole cresceranno di 100 volte e la sua luminosità sarà 500 volte maggiore.  La temperatura del nucleo avrà raggiunto valori elevati che in una sola grande esplosione tutto l’elio sarà fuso in carbonio, punto D, ed 1/3 della massa sarà spazzata nello spazio interplanetario.  Il Sole è una supergigante rossa, punto E. L’evoluzione successiva dovrebbe portare il Sole a diventare sempre più brillante con gli strati più esterni spazzati nel mezzo interplanetario sottoforma di vento solare, come in una nebulosa planetaria, punto F. La fase finale dell’evoluzione solare dovrebbe portare la stella a formare la nana-bianca al centro della nebulosa planetaria, punto G, con una massa pari alla metà della massa solare attuale ma con una enorme densità, circa 2 tonnellate per centimetro cubico. La nana-bianca, residuo del Sole in seguito alla sua evoluzione, sarà destinata a raffreddarsi nel tempo. Questa sarà la fine della nostra stella, con ciò che rimane dei pianeti in orbita attorno ad essa.
Il Sole , che ha una età di circa 4,6 miliardi di anni, diventerà una gigante rossa tra circa 5,5 miliardi di anni.
Confronto tra la struttura di una stella di sequenza principale (sinistra) e quella di una gigante rossa (destra) – considerando ad esempio 1 massa solare. Una stella di sequenza principale produce luminosità dalla combustione dell’idrogeno nelle regioni nucleari. La stella di sequenza principale produce energia grazie alla combustione dell’idrogeno mentre la stella gigante rossa produce energia in seguito alla combustione dell’elio e della sfera di idrogeno che circonda il nucleo. Nel disegno le dimensioni non sono riportate in scala: gli strati più esterni della gigante rossa sono molto più estesi e il suo nucleo è più compatto in relazione a quelli di una stella di sequenza principale.

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