Come muore una stella

Una stella può morire in diversi modi. Abbiamo visto (su Futura, qualche settimana fa) che una stella nasce (si accende), quando sotto la spinta della gravità, il gas si contrae al punto da raggiungere la temperatura e la pressione necessarie all'avvio delle reazioni di fusione nucleare che trasformano l'idrogeno in l'elio, producendo energia. Tutta la vita di una stella è basata proprio sull'equilibrio di queste due forze che agiscono in direzione opposta: la gravità che spinge la stella a contrarsi e l'emissione dell'energia generata dalle reazioni nucleari al suo interno, che contrasta la contrazione.

La massa della stella è la variabile che ne definisce il fato. Ogni stella inizia la sua vita bruciando idrogeno e trasformandolo in elio. Quando la sua riserva di idrogeno termina, la gravità non è più bilanciata dalla produzione di energia e la stella inizia a contrarsi. Se la sua massa è sufficientemente elevata, le sue regioni interne possono raggiungere le condizioni per l'innesco del bruciamento dell'elio, che fornisce alla stella una nuova sorgente di energia. Le stelle più piccole non riescono mai a bruciare l'elio, e quindi trovano una nuova situazione di equilibrio in cui la semplice pressione del gas blocca la contrazione, diventando così oggetti che vanno spegnendosi lentamente (nane brune).

Invece, le stelle che sono riuscite a bruciare l'elio, vanno incontro ad un altro ciclo simile (cioè contrazione più eventuale innesco di un nuovo bruciamento nucleare), quando anche la loro riserva di elio si esaurisce. Le stelle più massicce possono attraversare quindi, una sequenza di cicli successivi, bruciando via via elementi sempre più pesanti: tuttavia a mano a mano che questi cicli procedono sempre più massa iniziale è richiesta per innescare le reazioni più complesse. Per le stelle di massa intermedia, nel caso in cui l'innesco di reazioni superiori sia impossibile e la pressione del gas non sia sufficiente a controbilanciare la gravità, la contrazione estrema della materia dà origine ad un oggetto stabile composto da soli neutroni (stella di neutroni).

La serie di cicli di innesco termina con la produzione di ferro, che non può essere utilizzato come combustibile: a questo punto l'effetto della gravità diventa catastrofico e la stella collassa su se stessa così rapidamente da causare l'esplosione dei suoi strati esterni. E' questa l'origine delle supernovae: esplosioni stellari che liberano una quantità spaventosa di energia e possono essere tanto luminose da essere visibili in pieno giorno. Gli strati interni della stella tuttavia continuano a contrarsi: se nemmeno il passaggio attraverso lo stato di stella di neutroni è sufficiente a bilanciare la forza di gravità l'oggetto collassa in un "buco nero".

Le esplosioni di supernova sono un meccanismo fondamentale sia per l'evoluzione della galassia che le ospita che per la creazione delle condizioni necessarie allo sviluppo della vita: è proprio in occasione di questi eventi che tutti gli elementi sintetizzati dalla stella vengono dispersi nello spazio circostante e possono andare ad arricchire una nuova generazione di stelle e pianeti.

FABIO FONTANOT

Questa illustrazione mostra una sequenza del violento processo di esplosione di una supernova. Nel 1054 astronomi cinesi notarono una 'nuova' stella che, per due anni, divenne molto più brillante del solito. Si trattava di una supernova, i cui resti sono stati osservati in gran dettaglio dal telescopio spaziale Hubble (Nebulosa del Granchio, in basso a destra). Immagine ESA/Hubble.