Temperature... astronomiche

.

Finché l'astro ha ancora al proprio interno idrogeno da ardere, resta nella sequenza principale di H-R, e tutto va bene. Quando però l'idrogeno comincia a scarseggiare, il ciclo dell'idrogeno si attenua, la gravità prevale sulla pressione radiativa e la  stella si CONTRAE, uscendo dalla "zona di tranquillità". A questo punto, il suo destino è determinato unicamente dalla sua massa. Se questa risulta inferiore a circa mezza massa solare, l'aumento di  temperatura delle regioni centrali, dovuta all'aumento di DENSITA',  si rivela insufficiente ad innescare nuovi processi di fusione, e la stella si spegne lentamente, come la brace nel focolare; la sua carcassa, ormai invisibile, contribuisce a formare la "materia oscura" presente nel cosmo (si parla di "nana nera").

Se invece la massa della stella era inizialmente dell'ordine di quella del Sole, il riscaldamento del nucleo conseguente alla contrazione riesce ad innescare nuove reazioni nucleari, che cominciano a consumare il prodotto delle precedenti, e cioè l'ELIO; tali reazioni spezzano l'equilibrio preesistente. Avvenendo infatti a circa 100 milioni di gradi, esse producono una quantità assai maggiore di energia radiante, che prevale sulla pressione gravitazionale, per cui la stella torna ad ESPANDERSI, divenendo per l' appunto una gigante rossa. Si ritiene che il Sole, verso la fine della sua esistenza, si gonfierà bruciando ed inglobando i pianeti interni, Terra compresa. Tuttavia, quando sarà consumato interamente pure l'elio, la massa non sarà sufficiente ad innescare nuove reazioni, il peso degli strati superiori tornerà a prevalere, ed il Sole subirà un definitivo collasso, riducendosi allo stadio di nana bianca. La massa del Sole risulterà concentrata in un volume pari a quello della Terra (più di un milione di volte più piccolo del suo), e perciò la nana bianca avrà una densità enorme: un centimetro cubo della sua materia peserà diverse tonnellate, perché in tale stato gli atomi saranno tutti schiacciati l'uno contro l'altro dal peso della materia sovrastante, e gli elettroni ruoteranno praticamente a ridosso del nucleo. Eppure, questo tipo di materia ha ancora le caratteristiche di un gas; siccome gli elettroni sono liberi di muoversi da un atomo all'altro, come accade nei metalli, si parla appunto di "gas metallico". In assenza di altre reazioni al suo interno, la stellina si  raffredderà, "sgonfiandosi" a poco a poco, e continuando a vegetare per miliardi  di anni, mantenendo in orbita i pianeti, ridotti ad inutili gusci gelidi e senza vita. Tale è il destino che attende il nostro Sole.

Discorso diverso va fatto per stelle più massicce, che superano le cinque masse solari. Tutte le volte che il combustibile nucleare che le ha alimentate fino ad un dato momento è prossimo ad esaurirsi, esse subiscono una nuova contrazione, che riscalda ancor di più il loro nocciolo. Si innescano così reazioni di fusione più complesse, che utilizzano gli elementi sintetizzati durante le fasi precedenti, ma che si protraggono per un tempo minore. Queste successive contrazioni e riassestamenti si ripetono più e più volte durante la vecchiaia delle stelle pesanti. Tanto maggiore era la  massa  iniziale dell'astro, tanto più numerosi sono i cicli di fusione che essa realizza al proprio interno; la stella continua a variare la luminosità su brevi periodi, e ci appare come una stella VARIABILE: le Cefeidi ne sono un tipico esempio.

Il primo elemento a fondere è l'elio, che da' vita al carbonio, la cui fusione avviene a circa  100 milioni di gradi, formando anche berillio. Esaurito l'elio, quando il successivo collasso dell' astro porta la temperatura del suo nucleo attorno agli 800 milioni di gradi, scatta un nuovo ciclo, che forma ossigeno, coinvolgendo anche nuclei di neon, sodio e magnesio. Il successivo ciclo, attorno ai 2 miliardi di gradi, fonde ossigeno per produrre principalmente silicio; e a temperature  addirittura  superiori ai 3 miliardi di gradi, se la massa iniziale era sufficiente, si arriva anche a fucinare quest'ultimo elemento per produrre ferro. A questo punto, finalmente, la catena nucleare si arresta, qualunque fosse la massa iniziale dell'astro, perché è impossibile innescare spontaneamente la fusione del ferro. Anzi, i fotoni che bombardano gli elementi così prodotti ex novo sono talmente energetici, da dissociarli in nuclei più leggeri (si parla di  fotodisintegrazione). Se si potesse sezionare una stella inizialmente  10 volte più pesante del Sole, quando essa è arrivata nello stadio più tardivo della sua esistenza, la vedremmo costituita  da gusci concentrici, ognuno dei quali contiene prevalentemente gli elementi ora elencati, dall'idrogeno incombusto della corteccia esterna fino al ferro del piccolo nucleolo centrale. Ovviamente la temperatura dei gusci aumenta procedendo verso l'interno, e questo è naturale, per chi abbia solo un'infarinatura di fisica. Infatti, come già detto, le reazioni di fusione sono ostacolate dalla repulsione coulombiana in atto tra i nuclei atomici; e siccome tale repulsione aumenta al crescere del prodotto delle cariche dei nuclei reagenti (per via della legge di Coulomb, F = k Q₁ Q₂ / r² ), per ottenere la fusione di elementi pesanti occorre attribuire ad essi un'energia termica enorme, cioè una temperatura che, con un divertente gioco di parole, possiamo a buon diritto definire... astronomica!!

Fig. 12   Evoluzione di una stella. Se si potesse idealmente sezionare un astro la cui massa è 10 volte superiore a quella del Sole, durante una delle fasi più avanzate della sua evoluzione, essa ci apparirebbe strutturata sotto forma  di gusci  concentrici, all'interno  dei  quali  sono in corso reazioni  sempre più complesse  ed  energetiche. La maggior parte del volume dell'astro sarebbe costituita dai suoi  strati superficiali espansi, fino a formare una sfera gigantesca del diametro di circa 1.500 milioni di chilometri (superiore a quello  dell'orbita di Giove). Il nucleo centrale sarebbe invece di ferro, nuclearmente inerte.