Il metabolismo delle stelle

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Al di là dello scoprire indizi della presenza di  titanici "aspirapolveri cosmici" disseminati nei cieli, è ovvio che agli  astrofisici interessa soprattutto capire quale origine essi hanno avuto e come mai, mentre alcune stelle si sono evolute in modo da diffondere attorno a sé luce e calore, i buchi neri al contrario assorbono ogni cosa al proprio interno.

Ora, se già figurarsi come faccia ad esistere qualcosa del genere non è facile per nessuno, dovrebbe essere intuitivo rendersi contodelle difficoltà incontrate per collocare le stelle di Schwarzschild nel contesto delle moderne teorie sull'evoluzione stellare. Siccome però gli astrofisici non si fanno spaventare neppure dalle imprese più ardue, trovandosi di solito a ragionare sulla natura di oggetti (stelle, galassie, quasar...) totalmente estranei  alla nostra esperienza quotidiana, non parrà strano che anche tale ricerca sia stata alla fine condotta felicemente in porto. Oggi, infatti, tutti i fisici del mondo sono d'accordo sul fatto che buchi neri come quello annidato nel sistema binario di  Cygnus X-1  rappresentino l'ultimo stadio della vecchiaia di una stella assai più massiccia del nostro Sole.

Questo ci offre l'estro per discutere brevemente dell'evoluzione delle stelle. Per esse si può parlare a buon diritto di "ciclo vitale", come per gli esseri viventi terrestri, poiché anch'esse NASCONO, SI SVILUPPANO e infine MUOIONO. Che nascano da un disco di polvere cosmica che comincia a contrarsi per forza di gravità e a ruotare su se' stesso, è abbastanza chiaro a tutti; meno note sono le fasi del "curriculum vitae" di un astro dopo che questo ha  cominciato a brillare. Procediamo allora con ordine.

Anzitutto, sappiamo che una stella come le tante (fino a seimila, se abbiamo gli occhi buoni!) che si possono scorgere in una notte tersa, lontano dall'inquinamento luminoso delle nostre metropoli, funziona come un'immensa Bomba H; come propose per la prima  volta il fisico tedesco Hans Bethe (1906-2005), in essa  due  nuclei d'idrogeno (cioè due protoni) si fondono per dar vita ad un  nuovo nucleo, quello del deuterio, che oltre che un protone contiene anche un neutrone (è quello che si dice un ISOTOPO dell'idrogeno). Esso si fonde poi con un altro protone, dando vita ad un isotopo instabile dell'elio noto come elio-3, che nel nucleo ha due protoni e un neutrone. Infine, due nuclei di elio-3 si fondono  tra  di loro formando un nucleo di elio-4 (stabile) e due protoni, i quali riprendono la reazione dall'inizio.  Si parla di "ciclo dell'idrogeno", che avviene a temperature di 10-20 milioni di gradi, il "clima" consueto nei nuclei delle stelle. Perché ad una temperatura tanto elevata? A causa del fatto che, per dar vita a reazioni nucleari, i nuclei devono avvicinarsi fino a distanze dell'ordine delle loro dimensioni, cioè circa 10^-15 metri. Ma essi sono caricati entrambi positivamente, e quindi subiscono la repulsione coulombiana. Per riuscire ad avvicinarsi così tanto gli uni agli altri, devono possedere un'elevatissima energia di agitazione termica, quale possono avere solo a temperature di milioni di gradi. Nel corso di questo spettacolare ciclo, una parte della materia si trasforma in energia in base all'equazione E = m c², e quest'energia in parte scalda la stella, mantenendola alla temperatura necessaria perché le reazioni di fusione nucleare possano autosostentarsi, ed in parte si propaga nello spazio, ri-scaldando le superfici di eventuali pianeti, e permettendo su di esse, così come sulla madre Terra, il fiorire della vita.

Fig. 10   La fusione degli isotopi dell'idrogeno a formare elio, reazione che assicura il funzionamento delle stelle simili al nostro Sole.

Ma allora, se le cose stanno così, perché la ciclopica "bomba all'idrogeno" nascosta nel cuore delle stelle non esplode, facendole saltare per aria come fuochi d'artificio? Ciò non accade grazie ad un perfetto e delicato equilibrio tra l'emissione energetica delle reazioni nucleari che avvengono nel nucleo ed il peso degli strati gassosi sovrastanti. La pressione di radiazione generata dalla fusione nucleare "sorregge" cioè il gas che costituisce il corpo del nostro astro, impedendogli di collassare verso il centro sotto la potente azione della forza gravitazionale, esattamente come i gas sviluppati all'interno di un soufflé durante la cottura sono in grado di sostenere gli strati di pasta al di sopra, impedendo al manicaretto di sgonfiarsi.

Finché questo bilancio è in pareggio, perciò, la stella funziona normalmente, e questo stato di cose dura fino a che vi è a disposizione combustibile, cioè idrogeno, per le reazioni nucleari. Ogni secondo che passa, nel nucleo del sole un miliardo di tonnellate di materia si trasforma in energia pura; tuttavia, siccome la massa solare supera i due miliardi di miliardi di miliardi di tonnellate, vi sarà abbastanza combustibile per oltre cento milioni di miliardi di secondi, cioè per dieci miliardi di anni, dei quali cinque sono già trascorsi. Questa è la vita media di una stella la cui massa è circa pari a quella del Sole, cioè della grande maggioranza delle stelle presenti nell'universo.

In gergo astrofisico si dice che, finchè dentro una stella funziona il "metabolismo" ora descritto, essa brucia la sua riserva d'idrogeno e rimane nella cosiddetta sequenza principale di Hertzsprung-Russell. Infatti, nel  1913  un  astronomo olandese, Enjar Hertzsprung (1873-1967), ed uno statunitense, Henry Norris Russell (1877-1957), ebbero indipendentemente l'uno dall'altro la geniale idea di costruire un grafico nel quale disporre  tutte  le  stelle conosciute, ponendo in ascisse la loro temperatura superficiale e in ordinate la loro luminosità relativa al Sole. Tale diagramma è perciò detto "di Hertzsprung-Russell" o, più brevemente, diagramma H-R. Come si vede in figura 11, la maggior parte delle stelle a noi note si raggruppa in una ben precisa regione del diagramma H-R, la striscia diagonale che va da in alto a sinistra fino in basso a destra. Tale regione è detta per l'appunto  SEQUENZA PRINCIPALE, ed il Sole ne occupa circa il centro, a rimarcare il fatto che noi uomini non godiamo di nessuna posizione privilegiata nell' universo sidereo. Le stelle della sequenza principale  si  trovano nella fase più "tranquilla" e stabile della loro  vita;  più  esse sono calde, e più risultano luminose. Al di fuori di questa striscia si trovano solo, in basso a sinistra, le "nane bianche", delle stelle estremamente calde ma poco luminose, e quindi più piccole di quelle di sequenza principale alla stessa temperatura; e, in alto a destra, le "giganti rosse", stelle fredde (circa 3.000 gradi) ma molto più luminose di quelle di ugual temperatura della sequenza principale, e quindi più grandi (perché dotate di una superficie irradiante più estesa): il loro diametro, come nel caso di Antares nella costellazione dello Scorpione,  può  arrivare  ai 300 milioni di chilometri, 200 volte superiore a quello del Sole, e pari a quello dell'orbita terrestre!

 Fig. 11   Diagramma di Hertzsprung-Russell (vedi testo).