...Prima parte

La nascita di una stella (seconda parte)

Lo sbalzo termico che subisce il gas è enorme: infatti la temperatura che la nube deve raggiungere nel suo nucleo per innescare le reazioni nucleari é di circa 12 milioni di gradi. Se la nube di gas in contrazione (detta anche protostella) non riesce a raggiungere tale temperatura perche' la sua massa inziale non è sufficiente, allora nel centro della nebulosa non si innescano i processi nucleari a pieno regime e si formerà un oggetto detto "Nana Bruna", cioè una piccola stella con una temperatura superficiale piuttosto bassa (inferiore ai 3000°C), poco luminosa e di colore rossastro (da cui il nome nana bruna).

Quantità di materia ancora più piccole e condizioni chimico-fisiche diverse possono invece formare oggetti simili a Giove o Saturno che, in quanto tali, possono essere considerati lontani parenti di stelle mancate. Se Giove avesse avuto una massa mille volte maggiore sarebbe diventato forse una piccola stella. La composizione della sua atmosfera, infatti, è molto simile a quella delle stelle.
Giove

I DUE CASI ESTREMI

Riepilogando...i due casi estremi..
CASO 1)
Quantità di materia iniziale ridotta ma comunque sufficiente a generare temperature idonee all'innescarsi della fusione nucleare --------->>> si forma una stella molto piccola e rossastra che, però, avrà una lunga vita e splenderà per moltissimo tempo per motivi che poi analizzeremo.
CASO 2)
Massa inziale della nube di gas abbondante --------->>> si formerà una stella ben più grossa di colore che tenderà al bianco o, addirittura all'azzurro. La stella in tal caso sarà detta una Gigante azzurra.
Come si può immaginare questi sono i due estremi: da un lato la stella piccola e rossastra che sarà destinata a vivere miliardi di anni. Dall'altro una stella gigante azzurra che, al contrario, vivrà poco più di 100 milioni di anni circa.
Naturalmente una via di mezzo a questi due "estremi" esiste ed è rappresentata da stelle come il Sole di colore giallo-arancio che vivono in media una decina di miliardi di anni.

IL COLORE DELLE STELLE

Il colore di una stella è direttamente relazionato quindi con la temperatura superficiale della stella e ne indica anche la sua massa. Lo spettro elettromagnetico aiuta a capire i motivi di questa relazione. In alto è mostrata la temperatura ed in basso la lunghezza d'onda della luce.

Il diagramma di Hertsprung-Russell mostra questa relazione tra massa, colore e luminosità. La sequenza principale è lo stato in cui si vengono a trovare le stelle di medie dimensioni come il Sole. La classe spettrale non è altro che una classificazione delle stelle in base alla temperatura e quindi al colore. Va dall'azzurro al rosso e segue l'ordine O-B-A-F-G-K-M-N-R. Esiste poi una suddivisione ulteriore, per ampliare la precisione degli intervalli considerati, all'interno di ciascuna classe spettrale. L'ulteriore suddivisione va da 0 a 9 (ad esempio B2, G5) in ordine decrescente di luminosità.
La magnitudine assoluta, presente sul grafico, è definita come la luminosità della stella acquisita da una distanza standard e fissata per convenzione a 32,6 anni luce.

Diagramma di Hertsprung-Russell

CREAZIONE DI UN SISTEMA SOLARE

Il processo di fusione genera energia e la temperatura inzia a salire enormemente.
Una cosa molto importante da notare è la caratteristica dell'ambiente che si viene a creare nei dintorni della stella nascente. Infatti, tutto il materiale coinvolto nel processo di creazione della stella ruota attorno al centro per il semplice motivo che tutto nell'universo subisce un movimento rotatorio.

Durante la rotazione gli elementi più pesanti si tengono lontani dal centro e si accrescono urtandosi a vicenda grazie ad un processo che porterà alla formazione di pianeti e satelliti. Il processo appena descritto è la nascita di un sistema solare.
La formazione di sistemi planetari come il nostro dovrebbe quindi essere la norma nell'universo, per quanto riguarda i processi di formazione di stelle singole.

Nel processo sopra descritto gli elementi pesanti si tengono relativamente vicini al centro del sistema creando pianeti rocciosi. Gli elementi leggeri come l'idrogeno e l'elio si tengono invece lontani dalla stella centrale andando a formare pianeti gassosi come Giove e Saturno. Ad una distanza notevole infine si posizionano quei piccoli agglomerati di materia rocciosa che verranno chiamati comete, asteroidi e meteoriti. Uno scontro tra i pianeti interni non esclude che una fascia asteroidale possa formarsi anche nella parte interna del sistema solare. La disposizione appena vista degli elementi nel disco stellare è dovuta al calore emanato dalla stella e dalla forza di gravità.

Il discorso è diverso e merita un approfondimento nel caso delle stelle doppie, dove non è possibile la formazione di un disco protoplantario stabile.

IL MOTORE DELLE STELLE

Quando la temperatura all'interno del nucelo ha raggiunto i 12 milioni di gradi la stella si accende e inizia la fase evolutiva. Il processo di combustione nucleare, che genera dell'elio, è un processo molto efficiente per produrre energia perche' da un chilogrammo di idrogeno si ricavano, nella combustione di una stella, energie prodotte da 200 tonnellate di petrolio. Ed e' questa energia che ci fa vivere e fa splendere il nostro sole già da 5 miliardi di anni.
Ed è anche questa energia che sulla Terra si spera di governare, creando la cosiddetta "Fusione controllata". Per ora gli sforzi in questa direzione portano solo alla creazione di ordigni di fatale mostruosità. Evidentemente quindi non si riescono ancora a sfruttare le potenzialità delle fornaci stellari, solo per scopi civili e comunque controllabili.


Dopo questa piccola parentesi torniamo a noi..

Attenzione pero', perche' se l'idrogeno genera un'energia cosi' efficiente, l'elio non si comporta allo stesso modo. Infatti la sua fusione dura molto di meno, come vedremo, stabilendo così un cambiamento nell'evoluzione della vita stellare.

Ma perchè ora si parla della fusione dell'elio?
Il processo di fusione nucleare coinvolge l'idrogeno in primis nella creazione dell'elio. L'idrogeno viene trasformato in elio e l'elio resta nella stella come cenere del processo nucleare. Quando la quantità di idrogeno tende a finire, le ceneri dell'elio sono coinvolte nel processo di fusione. Fondere l'elio, però, non è così "facile" come l'idrogeno perchè la sua struttura atomica è diversa e richiede temperature maggiori. Come si raggiungono queste temperature?

Lo vedremo nel processo evolutivo della stella.
Il processo di fusione, del resto, e' sempre meno efficiente man mano che si passa ad elementi piu' pesanti fino ad arrivare al ferro, la cui fusione non e' per niente efficiente come l'idrogeno, cosa che causa eventi catastrofici.

...Evoluzione di una stella

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