lunedì 25 dicembre 2017

"Siamo polvere di stelle" 4/4 - Evoluzione Stellare: le Stelle come fucine degli elementi






























 Evoluzione Stellare
Come nasce, vive e muore una stella


Finalmente siamo arrivati al culmine di questo grande viaggio. Una meravigliosa avventura. Se avete seguito tutti i post, ora siete pronti per affrontare quest'ultimo sforzo, il più affascinante, con le basi necessarie per poter seguire tutto senza sentirvi persi.

Magari potrà sembrare strano passare dal parlare di elementi chimici al trattare di stelle, ma quando avrete finito capirete che ha tutto perfettamente senso, e che con questo post potremmo unire e dare un senso più profondo e completo ad altri oggetti astronomici incredibili o fenomeni spettacolari quali Nebulose, Nane Bianche, Brune, Rosse e Nere, Novae, Supernovae, Buchi Neri, Stelle di Neutroni-Pulsar, Stelle WR, Gamma Ray Burst, Collapsar, senza dimenticare il nostro amato Sole.

"Siamo polvere di stelle" 1/4 - gli elementi del corpo umano e della Terra
"Siamo polvere di stelle" 2/4 - approfondimento sugli elementi del corpo umano
"Siamo polvere di stelle" 3/4_A - l'ABC dell'Atomo 
"Siamo polvere di stelle" 3/4_B - Tavola Periodica degli Elementi


Introduzione dalla lezione a slide di Gabriele Ghisellini dell'Inaf Osservatorio di Brera:
"viviamo in un periodo astronomicamente e geologicamente fortunato...
La nostra stella è tranquilla e la nostra atmosfera ci protegge, insieme al campo magnetico terrestre.
Negli ultimi 10.000 anni il clima è stato relativamente stabile e 
questo ha favorito la nascita e lo sviluppo dell'agricoltura.
Questo ha permesso anche di avere una buona riserva di cibo.
E ha permesso che qualcuno potesse dedicarsi alla scienza.
Ma in altre parti dell'universo le cose non sono così tranquille..."


In questo post trattiamo della Nucleosintesi da Evoluzione Stellare, 
cioè la produzione di elementi all'interno delle stelle.


Le stelle sono corpi celesti in grado di emettere luce propria, poiché la materia che le forma ha temperature altissime e produce enormi quantità di energia sottoforma di radiazione elettromagnetica (luce)

Una stella genera il proprio calore e la propria luminosità 
(a differenza di un pianeta che, pur vivo all'interno, 
non produce reazioni termonucleari)

Una stella è una palla di gas tenuta insieme dalla gravità,
ma che non collassa a causa della pressione che controbilancia la gravità,
prodotta dal nucleo caldissimo dove viene prodotta l'energia

Le stelle sono “fucine cosmiche”
che passano la vita a trasformare elementi più leggeri in elementi più pesanti.
Una fucina è infatti un laboratorio, un'officina 
in cui attraverso il fuoco si ottengono strumenti 




Come nascono, vivono e muoiono le stelle? 
e perché proprio alla loro morte l'umanità intera 
deve la propria esistenza?


Come abbiamo visto nel post 1/4, l'idrogeno H è l'elemento più leggero, semplice ed abbondante dell'universo. E' il componente fondamentale delle stelle.

L'abbondanza di idrogeno H (73%) e di elio He (25%) che si osserva nell'Universo proviene dalle reazioni nucleari che sono avvenute nei primi 3 minuti dopo il Big Bang. Il restante 2% dei nuclei pesanti presenti attualmente, fu creato successivamente nelle stelle.



Nello spazio interstellare non c'è il vuoto, ma è sempre presente una certa quantità di gas (H2) e polveri (grafite, ghiaccio, silicati, ferro), la cosiddetta “polvere interstellare”:
























- La densità è compresa tra 1 e 10 atomi per cm cubo (una cosa ridicola se consideriamo quanto è grande un atomo).



- La temperatura è di pochi gradi Kelvin
(per capirci 10 Kelvin corrispondono a – 263° C !


- all'interno agiscono forze repulsive (agitazione termica, forza centrifuga, campi magnetici) e la forza gravitazionale.


Tale polvere non è distribuita in maniera uniforme nello spazio e spesso si concentra in ammassi nebulosi.





















Alcune zone dello spazio interstellare infatti sono così ricche di materiale, pur avendo bassa densità, che prendono il nome di Nebulose, perché osservate al telescopio appaiono come nubi.

Possiamo definirle anche in altri 2 modi, uno più scientifico
“regioni polverose” delle galassie, in cui la densità di materia è minima e che sono composte per il 90% di idrogeno H

ed un altro più metaforico che coglie però l'essenza del loro ruolo
- le nubi interstellari di polvere e gas sono le "incubatrici" o "nursery" che danno vita alle nuove stelle

























Queste nubi sono così affascinanti da osservare perché descrivono forme e tridimensionalità che spesso incantano. Da notare che è solo grazie alla distanza inimmaginabile dalla quale le stiamo osservando, centinaia o migliaia di AL, che possiamo godere di questo meraviglioso spettacolo nella sua globalità e interezza. Qui presento solo un limitata selezione di spettacolari foto di Astroinfinity.it che ringrazio per la generosa concessione.

NGC1499 - Nebulosa California, deriva il suo nome dalla forma caratteristica
osservabile nelle foto a lunga esposizione. Dista da noi circa 2.000 anni luce.




























La nebulosa IC2118 famosa con il nome di "Testa di Strega".

Si tratta di una nebulosa diffusa a riflessione immersa in un fondocielo pieno di idrogeno, visibile nella costellazione di Eridano, alla destra della brillantissima stella Rigel, beta Orionis.

Sembra che proprio Rigel sia la fonte di illuminazione della nebulosa.

Dista da noi circa 680 AL.











Le nubi molecolari, che come detto hanno densità più elevata rispetto alla polvere interstellare, sono chiamate così perché in queste nubi sono state trovate molecole semplici e complesse.

Gli atomi qui riescono ad unirsi grazie alla polvere, che proteggendo dalla luce ultravioletta evita la distruzione dei composti chimici.
Uno dei composti più comuni presente nella nube molecolare è l'acqua H2O:
l'idrogeno H è l'elemento più comune, l'ossigeno O è il 3° elemento presente dopo idrogeno H ed elio He, quindi dovrebbe esserci vapore acqueo condensato direttamente in ghiaccio sui grani di polvere.

Fino ad ora sono state viste oltre 150 molecole nelle nubi molecolari giganti:
tra i composti rilevati l'idrossile, l'ammoniaca, l'acqua e la formaldeide.

IC1848 e IC1805 denominate "Anima" (o "Feto") e "Cuore", due nebulose ad emissione nella costellazione di Cassiopea. Si tratta di un complesso nebuloso di grande dimensioni e di intensa formazione stellare
la cui distanza è stimata intorno ai 6.800 anni luce da noi
























IC4592 Nebulosa "Testa di cavallo blu", è una nebulosa a riflessione nella costellazione dello Scorpione. Illuminata principalmente dalla luce della brillante V Scorpii, la sua distanza dal nostro Sistema solare è di circa 430 anni luce






























Come dobbiamo immaginarci una nebulosa?



Ecco, dobbiamo immaginarcela non come una singola nuvola, bensì una grande immensa sconfinata perturbazione oceanica (che già ci è difficile immaginare, anche se magari possiamo ammirarla in una di quelle foto satellitari così belle), però moltiplicata per migliaia, milioni, e pure miliardi di volte, senza essere timidi o risparmiarsi nel fantasticare. 
Perché come al solito la vastità delle grandezze nello spazio profondo va ben al di là delle nostre ridicole capacità di immaginazione. 

Se solo riflettete un attimo sul fatto che una stella come il Sole (1,6 milioni di km di diametro) richiede un ammasso di gas e polveri 100 volte più grande del Sistema Solare, e il Sole è una stella piccola (una Nana gialla), capite bene che 100 sistemi solari sono davvero tanti; facendo un rapido calcolo grazie alle tabelle, significa che per fare il Sole serve una nebulosa grande più di 1/3 di un singolo unico AL

Quantità e distanze veramente impossibili da immaginare senza andare fuori di testa, e non è ancora niente rispetto alle distanze astronomiche che ci sono là fuori, se considerate che l'Universo conosciuto si estende fino a circa 13,5 miliardi di AL, momento in cui ci sarebbe stato il famoso Big Bang.




Stadio iniziale: Nebulosa e globuli di Bok
incubatrici - nursery - culle stellari


Le stelle nascono proprio qui, nelle Nebulose - miscela particolarmente ricca composta da gas e minuscole particelle, la "polvere interstellare" presente nell'Universo - con queste caratteristiche:



















- vaste da 50 a 300 AL di diametro
(abbiamo detto che per fare il Sole serve una Nebulosa ampia circa 1/3 di un singolo AL; per capirci, il nostro Sistema Solare, esteso in totale circa 240 UA - se inteso arrivare alla Eliopausa -, sta all'interno di un singolo AL la bellezza di 264 volte!!
Se volete comunque avere un'idea di quanto sia grande il nostro "piccolo" Sistema Solare, andate a visitare il post l'Emozione del Viaggio nel Vuoto, aiuta parecchio)

- con massa da 100.000 fino a 10 milioni di volte quella del Sole
- densità da 100 a 10.000, fino a 100 milioni di particelle per cm cubo




Queste nubi nascono con temperature bassissime, nell'ordine di centinaia di °C sotto lo zero (più basse di -200 gradi).




Le Nebulose Oscure sono nubi fredde rese visibili solo sullo sfondo di una nebulosa luminosa (hanno una densità di circa 1.000 atomi per cm cubo e una temperatura di decine di kelvin).






M42Testa di Cavallo è una nebulosa oscura, formata da gas e polveri che assorbono la luce proveniente dalla retrostante nebulosa ad emissione, composta invece da gas che viene ionizzato dalle giovani stelle che vi si trovano.



In una nebulosa si trovano in equilibrio 2 forze opposte (c'è sempre la lotta tra chi comprime e chi espande):
1) la forza di gravità, che attira tra loro tutte le particelle e
2) la forza repulsiva – coulomb – che tende ad allontanarle

La nascita di una stella avviene proprio quando una "grande" quantità di materia (soprattutto gas) si concentra, all'interno di una nebulosa, in uno spazio sempre più "piccolo", ad esempio per effetto dell'esplosione di una stella vicina (badate bene, in questo caso "grande" e "piccolo" sono riferimenti da intendere in senso astronomico. cioè AL e UA).
Nell'esempio qui sotto, non fatevi ingannare dalla forma apparentemente piccola della nebulosa in bianco, perché essa potrebbe tranquillamente essere grande 50 AL, vale a dire più di 13.000 Sistemi Solari... il nostro cervello in effetti, di fronte a tanta vastità, tende a ridurre a dimensioni più comprensibili, sacrificando così però la dimensione "spazio".




Questi nuclei di materia o granuli di Bok aumentano di consistenza grazie all'azione della forza di gravità.

Ognuna delle piccole aree indicate come globuli di Bok potrebbe essere vasta 100.000 UA, vale a dire 1,5 AL oppure 400 Sistemi Solari.



Quindi al loro interno, per cause esterne, si sono innescati moti turbolenti che hanno portato all’aggregazione della materia, la materia cioè si è avvicinata, si è concentrata.
Con l’addensamento si ha la contrazione: l’energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica, il che porta ad un aumento della temperatura.

Le nebulose continuano ad attirare altro materiale (come quando si forma una depressione e ciò che sta intorno viene attirato lì), quindi lo spazio per le particelle si riduce e, riducendosi, aumenta la densità e la temperatura.

Man mano che la gravità le frammenta e comprime, il calore aumenta.



























Concepimento

Per farci un'idea, tra le "cause esterne" che possono alterare l'equilibrio della nebulosa e provocare l'aggregazione della materia, abbiamo:

- Supernova vicina

- incontro con una stella di passaggio

- attraversamento di un' ”onda di densità”, cioè il “braccio” di una galassia, con la relativa "marea galattica", cioè la forza di marea esercitata




Quindi nell'arco di milioni di anni gli ammassi di polveri e idrogeno H in una nebulosa si addensano lentamente formando nebulose più piccole, sotto l'effetto della forza di Gravità.


La gravità è la stessa forza che ci tiene su questo pianeta, che ci lega alla Terra, che tiene insieme la materia e che da vita ai pianeti, alle stelle e alle galassie dell'Universo.

Se lo stato di equilibrio è alterato e la forza di gravità prende il sopravvento, in diversi punti della nube iniziano quei locali collassi gravitazionali.

Questi centri di aggregazione gravitazionali all'interno delle nebulose sono detti granuli di Bok (dal nome dell'astronomo che per primo li individuò negli anni '40 del secolo scorso).
Le loro dimensioni iniziali sono circa 100.000 UA
(=1,5 AL – per riferimento 1 AL corrisponde a circa 63.240 UA - oppure 400 Sistemi Solari).

Se ne formano da poche decine a migliaia all'interno di una nebulosa oscura in addensamento.
(fatevi una vaga idea di cosa significa, grazie anche alle mie tabelle; un singolo iniziale granulo è grande quanto circa 400 Sistemi Solari, quindi 4 volte quello che serve a dar vita al nostro Sole, e ci possono essere centinaia di granuli in una nebulosa).


Considerate, per capire cosa stiamo guardando qui sopra e com'è l'ambiente intorno, che i globuli di Bok più grandi che si trovano in luoghi più tranquilli spesso collassano per formare nuove stelle, ma quelli piccoli sono bombardati dalla radiazione ultravioletta delle giovani e calde stelle vicine e vengono erosi e frammentati, "come pezzi di burro in una padella bollente".

La formazione di una stella di dimensioni come il nostro Sole, cioé piccola Nana gialla, di diametro di circa 1,6 milioni di km, richiede un ammasso di gas e polveri 100 volte più grande del Sistema Solare (che come ricordavo dalle Tabelle essere di circa 240 UA), quindi esteso circa 24.000 UA.



Il gas è il più semplice ed abbondante dell'intero Universo, cioé l'idrogeno H.
Però l'idrogeno non è l'unico gas presente in queste nubi, infatti oltre ad esso vi è dell'elio He (20%) e, talvolta, altri elementi ancora meno numerosi, comprese particelle di polvere cosmica.


Stadio: Protostella 

arco di tempo per la formazione: 2 – 300.000 anni 
per entrare in Sequenza Principale e nascere Stella: 10 milioni di anni
temperatura raggiunta: 1 milione di gradi (10 alla 6)

Nel giro di 200.000-300.000 anni il globulo continua a contrarsi e inizia a ruotare intorno all'asse che passa per il baricentro fino a formare un disco appiattito. La gravità fa si che al centro si formi una sfera incandescente che supera il milione di gradi di temperatura. Ora questo sistema ha raggiunto lo stadio di "protostella".



La fase di protostella inizia quando
- le dimensioni sono di circa 100 UA (= circa 15 miliardi di km)
(dalle iniziali 100.000 del globulo di Bok, siamo ora ad una estensione che descrivo con 3 esempi:
1) come quasi metà Sistema Solare
2) come dal Sole al punto in cui nel novembre del 2008 la sonda Voyager 1 era “vicina” ad uscire dai confini del Sistema Solare,
3) come il doppio della distanza che dal Sole va alla fine della fascia di Kuiper, cioé circa 50 UA)




- la temperatura è salita a 10.000 K (9.700° C, più la temperatura sale a questi livelli, più Centigradi e Kelvin non fanno per noi più molta differenza in fondo)







Una Protostella 
è una stella nella fase iniziale della vita, in cui non si sono ancora innescate le reazioni nucleari (fusione idrogeno H).
E' osservabile solo all'infrarosso, l'unica radiazione con lunghezza d'onda maggiore delle particelle presenti.






















Altre protostelle...











All'interno delle strutture “a colonna” il gas raggiunge ormai temperature molto alte ed è enormemente concentrato.


Comincia ad emettere luce, ma la materia fredda che lo circonda lo nasconde:
la stella si sta formando dentro un involucro scuro.
E' ancora immersa nella sua nube embrionale di gas che viene spazzato via dalle radiazioni emesse dalle giovani stelle più massicce.


























- vasto alcuni milioni di km
- la massa può essere da più piccola della Massa solare a centinaia di volte quella solare
- densità 1 miliardo di particelle per cm cubo
- temperatura 2 milioni di gradi nel nucleo e 700 alla superficie

La parte centrale della Protostella ruota vorticosamente, tanto che il materiale periferico si dispone su un disco. La temperatura sale provocando l'espulsione degli strati più esterni di gas lungo l'asse di rotazione.




A questo punto abbiamo un primo scoglio da superare, che dipende dalla Massa della Protostella:

0,08 masse solari = 
8/100 della massa del Sole
(circa 80 volte la massa di Giove per capirci)

Affinché una stella cominci a vivere è necessario che sia talmente massiccia da portare la temperatura al suo centro (il nucleo) fino a qualche milione di gradi.




Che succede se la protostella non raggiunge quella massa,
quindi se non è abbastanza grande?


Nana Bruna: “stella mancata”
Brown Dwarf 

Se è troppo piccola (se massa protostella < 0,08 Masse solari) non riesce a raggiungere la temperatura sufficiente ad innescare la reazione nucleare di fusione dell'idrogeno H, la stella mancata si spegne e sopravvive come Nana Bruna per miliardi e miliardi di anni (non molto diversa dal pianeta Giove) trasformando in radiazione elettromagnetica (luce) tutta l'energia gravitazionale.


Ha una temperatura molto "bassa" rispetto alle altre stelle (si va dai 2.500 K ai 700 K ma anche meno).

A basse temperature e densità infatti le reazioni nucleari non avvengono perché i nuclei carichi si respingono.

Addirittura ne è stata scoperta una alla temperatura di 100° C, immaginabile come una tazza di the.


Una Nana Bruna è poco visibile, ha elementi simili a quelli delle stelle vive ma la massa non è sufficiente ad alimentare la fusione nucleare, per cui alla fine ha un comportamento come un pianeta. Le Nane Brune hanno masse da 10 a 80 volte la massa di Giove (Giove ha 0,001 masse solari).


Quindi una Nana Bruna è un oggetto sub-stellare che non supera lo stadio di protostella, non avendo massa sufficiente per innescare la fusione dell'idrogeno H.




Vediamo invece una stella che nasce davvero,
 che ha quindi Massa > 0,08 masse solari


Se la massa della protostella è > 0,08 masse solari, la temperatura del nucleo supera i 10 milioni di gradi Kelvin e si innesca la fusione dell'Idrogeno H.

Fase T-Tauri, che può durare milioni di anni ed è visibile solo all'infrarosso:
l'aumento di energia prodotta dalle reazioni di fusione provoca un aumento della pressione di radiazione (quindi quella forza che si oppone alla gravità e spinge verso l'esterno) e sprigiona vento solare, che spazza via l'involucro più esterno di gas e polveri.



Al termine di questa fase la stella appare nel visibile circondata da una nebulosa a riflessione, formatasi con i gas espulsi.

Immagine di HH32 ripresa da Hubble Space Telescope.
Distanza 950 AL, nella costellazione dell'Aquila.



Una stella appena nata si mostra circondata da un disco di polveri dove potranno formarsi dei pianeti (disco protoplanetario), proprio come il nostro Sistema Solare.




Brevissimo accenno alle Ammassi stellari
Solitamente dentro una Nebulosa si formano molte stelle, che all'inizio sono legate una all'altra dalla forza gravitazionale formando un ammasso aperto.

Le stelle e gli altri corpi celesti infatti si raggruppano in grandi strutture, le galassie e gli ammassi di galassie. In seguito ognuna si allontanerà dalle altre, vivendo la sua vita indipendente.





Gli ammassi stellari sono importanti laboratori per lo studio dell'evoluzione stellare, perché le stelle nascono tutte insieme:
- hanno la stessa età
- hanno la stessa composizione chimica
- coprono un certo intervallo di masse


Le differenze osservate tra le stelle sono attribuibili alle diverse fasi evolutive (le stelle massicce evolvono più rapidamente, quelle piccole più lentamente). L'età di un ammasso può essere stimata dal diagramma H-R




Stadio: ingresso in Sequenza Principale

Fusione idrogeno H

arco di tempo: milioni o miliardi di anni 
temperatura raggiunta: 15 milioni di gradi (10 alla 7)

Passati quindi questi 10 milioni di anni la nostra giovane protostella ha superato nel nucleo i 10 milioni di °C, ed è accaduta questa cosa incredibile: il calore è tale da aver avviato il processo di Fusione Termonucleare, gli atomi di idrogeno H si muovono così velocemente che si fondono, formandone uno di elio He.



L'energia che si origina nel nucleo produce 
una pressione che spinge verso l'esterno ("pressione di Radiazione"). 
La forza di gravità spinge verso l'interno.

La stella raggiunge l'equilibrio quando le 2 forze si equivalgono. 
Il motore della stella è a regime.


E' questa reazione nucleare che fornisce l'energia necessaria ad alimentare la stella nel suo arco vitale, rifornendola di una sorgente costante di luce e calore.

I requisiti essenziali di una stella sono infatti il fatto che 
genera il proprio calore e la propria luminosità.
E' fondamentale che ci sia Fusione.


Dopo la nascita inizia 
la lunga battaglia per la sopravvivenza contro la forza di gravità.
E' la gravità che da forma ad una stella e che poi tenta di annientarla. 
Non si ferma un istante, continua la sua opera di aggregazione, perciò se la stessa vuole continuare a vivere a lungo, deve trovare il modo di controbilanciarla.



La gravità tende a schiacciare costantemente la stella verso il centro, come spinge sempre noi verso il basso, non molla mai. Le stelle tentano costantemente di resistere al collasso gravitazionale, la Fusione nucleare è la forza che la stella usa per controbilanciare la spinta della gravità.
Arrivati a questo punto le due forze, gravità e fusione si controbilanciano e raggiungono un equilibrio 
e la stella può continuare a bruciare tranquillamente, 
fino a che non avviene qualche cambiamento.










Questo equilibrio si chiama
Sequenza Principale
o Main Sequence,
cioè la fase di stabilità dove la stella fonde idrogeno H, nell'immagine qui a fianco (diagramma H-R) quella fascia centrale che occupa la diagonale  









Questo è importante da considerare:
"Vediamo" una stella perché essa "perde" energia
nel primo periodo della sua vita (per il Sole 10 miliardi di anni), quando è in Sequenza Principale, la stella è una sfera di gas stabile perché si mantiene in "equilibrio idrostatico"; tra gravità e pressione di radiazione c'è equilibrio perché la stella disperde all'esterno tanta energia quanta ne produce nel nucleo. 
Infatti sappiamo che una stella può essere "vista" perché produce dell'energia e questa energia viene "persa" dalla stella! Così per essere visibile a lungo la stella deve avere al suo interno sorgenti di energia in grado di compensarne la perdita.

Nel Sole ogni secondo 600 milioni di tonnellate di idrogeno H si trasformano in elio He, con una perdita di massa dello 0,7%.




Come leggere la Sequenza Principale (MS) 

La stella nella fase stabile si trova nella Sequenza Principale del diagramma H-R (quella specie di serpente che va in diagonale).
- la Sequenza Principale rappresenta la stella che inizia a fondere idrogeno H per produrre elio He ed entra in uno stato di equilibrio tra fusione termonucleare e forza gravitazionale, come abbiamo detto.

Come vedete, in questa bellissima immagine (in lingua spagnola) si riesce a capire molto bene l'idea della dimensione delle Giganti e Supergiganti.


Attenzione però: 
- una stella entra in Sequenza Principale in un punto preciso del diagramma e questo dipende esclusivamente dalla sua massa. Quindi la Sequenza Principale non rappresenta gli stadi evolutivi di una stella 
(le stelline lungo la sequenza non sono un'unica stella che sta evolvendo, bensì stelle diverse con masse diverse, tutte nella fase stabile della loro vita).

Una stella passa la gran parte della sua vita in questo stato di equilibrio (per il Sole 10 miliardi di anni).
- Non tutte le stelle nella Sequenza Principale sono uguali, rispetto al Sole infatti:
--- alcune sono piccole e fredde (scendendo verso destra),
--- altre molto più grandi e calde (salendo verso sinistra).

E' importante notare che solo il nucleo di una stella raggiunge la massima temperatura e densità.
Solo il 10% della stella è coinvolto nella generazione di energia, che viene prodotta dal nucleo.

A questo proposito è importante ricordare:
- che le distanze all'interno della stella, tra nucleo e superficie possono essere davvero enormi, quindi si può venire tratti in inganno credendo che tali distanze siano facilmente immaginabili




- che nell'irraggiamento i fotoni possono percorrere solo distanze molto piccole a causa dell'enorme opacità del gas, emergendo alla superficie solo dopo molto molto tempo (post il Sole 1/3).










- le comparazioni del vari pianeti del Sistema Solare con il Sole e riflettere sul fatto che la Terra, solo nel diametro del cerchio del Sole, ci sta ben 110 volte!




- Più è grande la stella, più alta la temperatura raggiunta dal nucleo, maggiore la luminosità (spostandosi salendo verso sinistra lungo la curva della sequenza).

Nel diagramma le stelline indicano la massa delle stelle,
- in ordinata/verticale la luminosità (sempre più luminose andando in su)
- in ascissa/orizzontale la classe spettrale (temperatura: sempre più alta andando verso sinistra, il violetto).


Nel diagramma abbiamo
- angolo in alto a sx: calde e brillanti
- angolo in alto a dx: fredde ma brillanti (perché gigantesche)
- angolo in basso a sx: calde ma deboli (perché piccole)
- angolo in basso a dx: fredde e deboli


La Sequenza Principale è quindi rappresentata dalla curva costruita passando per le stelline centrali.

Dall'alto a sinistra troviamo le stelle più luminose e più calde (Classe O e B di sequenza principale).
Dalla Sequenza Principale si dipartono dei rami "fuori sequenza" che rappresentano l'evoluzione delle stelle di Sequenza Principale, ad esempio Proxima centauri "nasce" come Nana rossa ed il Sole come Nana gialla. Resteranno in Sequenza fino ad uscirne per prendere i rami laterali del diagramma H-R, così il Sole sarà dapprima una subgigante rossa e poi una Gigante rossa.
































Quindi per semplificare:
stelle di Sequenza = in fase stabile che fondono idrogeno H in elio He
stelle fuori Sequenza = evolute dalla Sequenza Principale e che vanno a morire

Le Giganti gialle e rosse sono fuori sequenza (a destra in alto) e sono sempre stelle evolute dalla Sequenza Principale.
Le Giganti di Sequenza invece sono bianche e azzurre/blu.

Così vediamo ad esempio che:
- una stella di 60 masse solari (classe O) evolverà in una Supergigante blu
- una stella di 15 masse solari (classe B) evolverà in una Supergigante rossa passando per una Supergigante blu ed una Supergigante gialla
- una Nana gialla (Sole) evolverà in una subgigante rossa e poi Gigante rossa.







































Le Nane Rosse non fanno come le altre che escono praticamente di Sequenza Principale (normalmente) andando a destra, ma si spengono letteralmente diventando Nane Bianche di elio He e poi Nane Nere. Tuttavia, nessuna Nana rossa è ancora stata vista uscire dalla sequenza poiché la loro vita è più lunga di quella attuale dell'Universo (13,8 miliardi di anni).

La stessa immagine che ha introdotto l'argomento, ma in inglese e con la classificazione della classe spettrale.




Colore e temperatura

Di solito il colore della luce emessa è rapportato all'intensità del calore prodotto.


Sole, Nana gialla: buona parte della luce è gialla.
Se la temperatura fosse più alta, la lunghezza d'onda sarebbe sul blu o persino dell'ultravioletto, mentre stelle più fredde tendono decisamente verso il rosso (vedi anche post Sole).
Da notare che nello spazio il colore della temperatura è l'opposto che nei nostri lavandini. Da noi l'azzurro è freddo e il rosso caldo, nello spazio rosso è freddo e l'azzurro caldo.





















Come abbiamo già visto, temperatura e colore sono strettamente legati:

le più calde e grandi hanno colore azzurro (Giganti azzurre)
le più piccole e fredde hanno colore rosso (Nane rosse)















Il Sole ha dimensioni piccole ed è di colore giallo. Nell'immagine sotto quella che è indicata è la temperatura superficiale della stella.






Ecco una bellissima immagine riepilogativa delle classi spettrali, ma che aggiunge anche informazioni utilissime su temperatura, raggio, massa, luminosità, tempo di vita e abbondanza.




Oltre il 90% delle stelle ha un piccola massa e produce Carbonio e Ossigeno.

Quelle più diffuse sono le piccole Nane rosse, come Proxima Centauri: 1/10 della massa solare e temperature più basse di migliaia di gradi. Emettendo però una luce così fioca, nel cielo notturno non si distinguono.


La Nana rossa nel cerchio, Proxima Centauri,
e in alto Alpha Centauri A, stella di Sequenza, grande poco più del Sole






























































Quelle che vediamo invece sono quelle più luminose, più rare e distanti.

Le stelle più grandi sono anche le più calde.

Dall'altro lato dello spettro abbiamo le enormi Giganti Blu:
- temperatura media alla superficie di 25.000°C
- massa pari a 20 volte quella del Sole
- luminosità 10.000 volte superiore a quella del Sole

Regolo, Gigante Blu di Sequenza

Aldebaran, Gigante rossa fuori sequenza

Arturo, Gigante rossa fuori Sequenza

Deneb, SuperGigante bianca fuori sequenza
































Betelgeuse, SuperGigante rossa fuori sequenza,
parte della Costellazione di Orione




Quanto vive una stella?


La carica positiva di un atomo (protone H+ più neutrone n) è confinata entro un nucleo di 10 alla –13 cm.
Affinché possa avvenire una reazione di fusione nucleare (che significa, come abbiamo visto, fare partire la vita della stella in modo stabile) è necessario che 2 atomi si avvicinino fino a quella distanza di 10 alla -13 cm.

A questa distanza però sappiamo che le forze di repulsione sono estremamente forti e quindi bisogna accelerare le particelle in modo da riuscire a superare queste forze, vale a dire superare la Barriera Coulombiana.
Per superare la Barriera servono:
- grandi temperature (cioè grandi accelerazioni dovute all'energia termica) e/o 
- grandi densità (gli atomi costretti a stare molto vicini tra loro).

Queste condizioni si verificano solo a partire dalla massa come detto > 0,08 masse solari.
Da questa soglia in poi, però, troviamo situazioni molto diverse a seconda proprio della Massa e quindi del tipo di fusione che entra in gioco nel nucleo.



La vita futura della stella dipende quindi essenzialmente dalla sua
Massa Iniziale (Mi o M0) 

- la massa che ha quando comincia a bruciare idrogeno H in elio He sulla Sequenza Principale detta di Età Zero o ZAMS, zero age main sequence
- oppure detto in altro modo, la sua permanenza nella Sequenza Principale dipenderà da quella che era la massa iniziale della nebulosa da cui si è formata

Il dato interessante e tuttavia contro-intuitivo è che 
più la stella è grande, 
più intensa, violenta e corta sarà la sua vita.

Infatti, in linea generale, più è grande alla nascita, più sarà corta la sua esistenza.
La vita delle stelle più grandi è molto più breve, e ciò può sembrare strano dal momento che, avendo molto più carburante da bruciare, ci si aspetterebbe che durino più a lungo.
In realtà quelle più grandi durano poco perché consumano il loro carburante molto più velocemente delle altre e in modo più violento.

Le più grandi vivono appena una decina di milioni di anni



Le più piccole vivono decine o centinaia di miliardi di anni, una bella differenza!


Per questo motivo una stella rimane nella Sequenza Principale del diagramma H-R per un tempo che è inversamente proporzionale alla sua massa:

piccola …......................................... 0,5 masse solari = 200 miliardi di anni
Sole …..............................................1 masse solari = 10 miliardi di anni
più grande del Sole …........................ 3 masse solari = 500 miliardi di anni
molto più grande …..........................20 masse solari = 3 miliardi di anni

Un astro con massa 10 volte quella del Sole può avere 1/1000 della sua longevità, quindi vivere solo 10 milioni di anni.


E' quindi proprio il caso di dire che 
nell'arco vitale di questi corpi celesti 
le dimensioni contano. 
Nel loro caso, la massa è l'elemento fondamentale.


Tornando alla barriera coulombiana, più massa ha una stella, più temperatura e pressione sono alte e più rapida è la fusione. La vita delle stelle più grandi si esaurisce più in fretta e più violentemente, potrebbero morire dopo appena un milione di anni.


Tutte le stelle di massa piccola nate nell'universo, e ne nascono da più di 10 miliardi di anni, sono tutte nella loro infanzia. Nessuno di questi corpi celesti ha vissuto abbastanza 
da essere prossimo alla fine.
Ma per tutte le stelle compreso il nostro Sole la Sequenza Principale non durerà in eterno, vivrà soltanto finché avrà carburante da bruciare: 
quando finirà, la fusione si fermerà, e la gravità avrà la meglio.
E' una forza che non si arresta mai, mentre il carburante prima o poi finisce.



















Vi faccio notare che da questo momento in poi, 
da quando nel nucleo la stella esaurisce tutto l'idrogeno H e resta solo elio He, e 
quindi lascia la Sequenza Principale, inizia quella che io chiamo 
la “danza fusione-gravità”
che ricorda anche un po' un cuore che batte:
 ogni volta che il nuovo nucleo formato esaurisce il carburante precedente, 
termina un bruciamento,
il motore si spegne, 
la gravità ha la meglio
il nucleo si contrae e l'inviluppo esterno si espande, 
la contrazione provoca aumento di temperatura e densità che innesca
l'accensione del nuovo elemento pesante,
 un successivo bruciamento,
e quindi la fusione del nuovo nucleo,
 e un nuovo temporaneo equilibrio tra fusione e gravità,
cioè tra pressione radiativa e forza gravitazionale,
il nucleo si espande e l'inviluppo esterno si contrae;
 fino a quando nel nuovo nucleo non si esaurisce anche quell'elemento
e il motore si spegne di nuovo...
…. e così via...
fino alle fase di Gigante e Supergigante Rossa...
per le stelle molto più grandi del Sole
tempi sempre più brevi, 
temperature sempre più alte,
densità sempre più colossali,
finché si arriva al Ferro,
e quello è l'infarto, l'inizio della fine.



Premetto che, come vedremo tra poco, a forza di accensioni, bruciamenti e spegnimenti, le stelle con massa a partire da 4 masse solari in su formano al loro interno tutta una serie di strati concentrici (detti "shell" e "inviluppo") per cui alla fine vanno ad assomigliare alla struttura di una cipolla.



Considerate inoltre che tali gusci non sono spessi pochi km, bensì decine o centinaia di migliaia, addirittura milioni di km: per questo in ciascuno di essi avvengono attività tanto diverse, in uno fusione di un elemento, nell'altro accumulo di un altro elemento inerte, quindi temperature e densità molto diverse, quasi fossero mondi separati e pur non lo sono.



Sappiamo che in base alla massa iniziale (Mi), 
nel nucleo 
si attivano fusioni in base a diversi tipi di reazioni.

Partiamo come riferimento da questa immagine di Sequenza Principale



(le masse solari che seguono non sono da prendere come valori assoluti definitivi, poiché sul web non ho trovato sempre molta concordanza dalle varie fonti, quindi qui presento cifre prudenziali)



massa iniziale: modesta (0,08 - 2 masse solari)
stadio: Sequenza Principale

arco di tempo: milioni o miliardi anni 
temperatura raggiunta: 15 milioni di gradi (10 alla 7)



- Fusione idrogeno H
- catena protone-protone H-H
nel nucleo fonde idrogeno H e produce/si trasfoma in elio He
la fusione di idrogeno che produce elio con il ciclo protone-protone (H-H) avviene in stelle con masse modeste; La catena H-H protone-protone è un processo nucleare che trasforma idrogeno (protoni) in nuclei di elio. Avviene nella maggior parte delle stelle, compreso il Sole nel quale questa catena è il processo predominante.

1) 2 nuclei di idrogeno H si fondono producendo energia, Deuterio (isotopo dell'H), un positrone (elettrone positivo) e un neutrino elettronico

2) il Deuterio si fonde con un protone H+ dando origine all'elio He-3 e a un fotone gamma

3) 2 nuclei di He-3 si fondono in He-4 con la produzione di energia e liberando 2 protoni H+






massa iniziale: > 2 masse solari
stadio: Sequenza Principale

arco di tempo: milioni o miliardi di anni 
temperatura raggiunta: > 20 milioni di gradi (10 alla 7)




- Fusione idrogeno H
- ciclo CNO
nel nucleo fonde idrogeno H e produce/si trasforma in elio He
se la massa supera le 2 masse solari, la fusione avviene principalmente attraverso un altro tipo di reazioni, il ciclo CNO Carbonio-Azoto-Ossigeno, che è più efficiente sopra i 20 milioni di K: processo per cui, partendo da 4 protoni, avviene la produzione di 1 particella alfa (cioè un nucleo di elio He) più 2 positroni e 2 neutrini, con rilascio di energia sotto forma di raggi gamma.


I nuclei di Carbonio, Azoto e Ossigeno, dai quali il ciclo trae il nome, svolgono solo il ruolo di catalizzatori nella combustione nucleare dell'idrogeno, quindi vengono creati e distrutti. Il ciclo CNO è il meccanismo principale che produce azoto N, elemento essenziale per la vita, tanto è vero che si deve accumulare tanto N perché il ciclo sia a regime. Il ciclo ha luogo nelle zone degli interni stellari in cui si ha combustione di idrogeno H a temperature sufficientemente alte da renderlo efficiente.

Tutte le stelle invece attivano il ciclo CNO nella fase di combustione dell'H in shell (Gigante Rossa).


massa iniziale: 0,3 - 8 masse solari
Uscita dalla Sequenza Principale
Subgigante, Gigante Rossa

arco di tempo: 1 miliardo di anni
temperatura raggiunta: 15 - 100 milioni di K (10 alla 8)

Una stella come il Sole vive nella condizione stabile della catena H-H per circa 10 miliardi di anni (mentre stelle più piccole più a lungo, e stelle più grandi molto meno) producendo luce, calore, etc.., fino a che il nucleo non si trasforma tutto in elio He ed il motore si spegne (fine fase di stabilità nella Sequenza Principale).


Senza più pressione verso l'esterno la gravità comprime il nucleo, l'energia gravitazionale si trasforma in energia termica che fa riscaldare sempre più il nucleo ma anche gli strati sovrastanti (danza fusione-gravità). Viene innescato il bruciamento dell'idrogeno H in una corona circolare intorno al nucleo (“shell”), e quindi attivato anche il ciclo CNO assieme alla catena H-H.


La temperatura aumenta ancora, gli strati (“inviluppo”) sopra la corona di bruciamento dell'H si riscaldano e si espandono (da qui lo stadio di subgigante) mentre la temperatura superficiale diminuisce e gli strati esterni della stella si dilatano raffreddandosi.




La stella lascia la Sequenza Principale del diagramma H-R e si trasforma in una Gigante Rossa anche 100 volte più grande del Sole, continuando a bruciare idrogeno H in elio He in shell per un altro miliardo di anni (la sezione circolare rossa nell'immagine qui sotto).

Il Nucleo di elio He è già pronto nelle stelle di massa elevata, mentre in quelle di piccola massa viene lentamente costruito dal bruciamento in Shell.





massa iniziale: 0,3 - 8 masse solari
Stadio: Gigante Rossa


arco di tempo: 100 milioni anni 
Tutte le stelle con massa iniziale > 0,5 masse solari possono bruciare l'elio He
La reazione di bruciamento dell'He è 10 volte più veloce di quella dell'H
temperatura raggiunta: > 100 milioni di K (10 alla 8)


Quando il nucleo raggiunge la massa sufficiente, una complessa serie di contrazioni e collassi gravitazionali provoca un forte innalzamento della temperatura nucleare fino oltre 100 milioni di K, e il conseguente innesco della fusione dell'elio He in carbonio C, finché tutto l'He è convertito in C e O.




- processo 3α (triplo-alfa)
nel nucleo fonde elio He e produce/si trasforma in carbonio C
processo per cui 3 nuclei di elio (particella alfa) sono trasformati in carbonio. Questa reazione di fusione nucleare può avvenire solo in ambienti che siano ricchi di elio He, sottoposti a pressioni elevate e a temperature superiori a 100.000.000 gradi. Avviene solo quindi all'interno di stelle in stadio di evoluzione avanzato, dove l'elio prodotto dalla catena protone-protone e dal ciclo Carbonio – Azoto - Ossigeno si è accumulato al centro della stella.







Giunta allo stadio di 
Gigante rossa, 
la sorte di una stella dipende dalla sua massa




A questo punto, infatti, nel caso del nostro Sole e delle stelle più piccole (minino 0,3 masse solari), la temperatura raggiunta nel nucleo non è abbastanza alta da bruciare carbonio C e non sarà possibile nessuna ulteriore reazione esotermica.



(((((((  aperta parentesi - Il Sole non supera questa fase 

– tutte le stelle con massa iniziale < 4 masse solari non sono in grado di innescare il bruciamento del carbonio C

Le stelle che diventano Giganti Rosse hanno massa iniziale tra 0,3 e 8 masse solari
0,3 masse solari < Mi < 8 masse solari
Quindi abbiamo Giganti di intensità diversa.


Quanto vive allora una stella come 
il Sole (unità di massa di riferimento)
che gli succede?

Le dimensioni di una stella non incidono solo su quanto vivrà, ma anche sul modo in cui morirà.
Quelle grandi esplodono con furia devastante, mentre le piccole sono condannate a spegnersi poco a poco. Il Sole è una stella di mezza età e di massa relativamente piccola.

In questa fase, come detto, il nucleo continua a contrarsi e la sua temperatura aumenta finché è possibile l'innesco del bruciamento dell'elio He in carbonio C. Gli strati esterni si gonfiano mentre la temperatura superficiale scende a 2.700°-3.600° C e la luminosità aumenta da 1.000 a 10.000 volte.
La stella entra nella fase di Gigante Rossa appunto e risale lungo il Ramo delle Giganti Rosse (RGB).


Per qualche decina di milioni di anni la stella riesce a mantenere quindi un certo equilibrio, mantenendo negli strati esterni una temperatura più o meno costante.



Siamo, nell'immagine, nell'intervallo tra 10 e 11 miliardi di anni.



Quando il Sole sarà diventato una Gigante Rossa, arriverà quasi a toccare l'orbita di Marte.




































Il Sole nella Sequenza Principale ha un diametro approssimativo di 0,01 UA.

Nella fase di Gigante Rossa il suo diametro cresce fino a 2 UA (per fare un paragone, dalle tabelle corrisponde alla larghezza della 1^ fascia di asteroidi).






La stella ha ormai una struttura a 5 strati (come una cipolla), ognuno con il suo nome:

inviluppo ….......................... guscio esterno di idrogeno H inerte
shell di bruciamento.............il guscio di H che continua la fusione in elio He
shell inerte.............................il guscio di He che si è accumulato
shell di bruciamento.............il guscio di He che si trasforma in carbonio C
nucleo inerte..........................il nucleo di C inerte che aumenta sempre più

Una volta che finisce il carburante, l'esaurimento dell'elio He lascia dietro di se un nucleo in contrazione di Carbonio e Ossigeno (C-O), cioè un nucleo inerte.




Sostanzialmente il processo evolutivo di una stella come il Sole prevede che questa passi dalla main sequence/sequenza principale, la zona in cui avviene l'H-Burning/fusione-H, finché non si accumula He inerte nel core/cuore della stella: tuttavia la combustione dell'H continua in una shell/strato attorno al nucleo e fa sì che la stella si espanda ed entri nel ramo delle Giganti Rosse! Finché non finisce tutto l'He.


Fase: Nebulosa Planetaria (PN)
arco di tempo: 10.000 anni

A questo punto il motore del nostro Sole si è di nuovo fermato e la gravità riprende a comprimere il nucleo (danza fusione/gravità).


La temperatura cresce ma non abbastanza, infatti non si attiva l'innesco del Carbonio, che quindi non riesce a trasformarsi in Ossigeno ed il nucleo collassa, mentre gli strati esterni vengono lanciati nello spazio circostante, definiti dall'astronomo Filippenko come “rigurgiti cosmici” illuminati dalla stella incandescente.
E' un forte vento stellare che "spazza" l'idrogeno H dagli strati superficiali, finché nella fase finale di questa perdita dell'involucro stellare, l'astro pulsa con periodi da alcuni mesi a più di 1 anno (stelle "variabili" a lungo periodo).




Insomma, facendo un parallelo per noi comprensibile, un po' come quando in macchina, dopo aver cambiato 1^, 2^ e 3^ stiamo per ingranare la 4^ ma improvvisamente il motore si spegne perché non ci siamo accorti che si era accesa la spia e ci è finita la benzina. In realtà in questo caso la macchina è una piccola utilitaria che comunque non va oltre i 130 km/h, quindi anche se avessimo avuto altro carburante, la macchina non avrebbero potuto andare oltre quella velocità.


Queste stelle si sposteranno velocemente, nel giro di soli 10.000 anni, verso regioni a temperatura più elevata mantenendo quasi costante la loro massa e quindi luminosità.




Mentre le stelle un po' più piccole, 
con massa iniziale tra 0,3 e 0,5 masse solari?
0,3 masse solari < Mi < 0,5 masse solari

Le stelle con massa compresa fra 0,3 e 0,5 masse solari sono abbastanza massicce per diventare delle Giganti ma non in modo sufficiente per innescare la fusione dell'elio He. 
Quando fuoriescono dalla Sequenza Principale a causa della scarsità di idrogeno H nei loro nuclei, queste stelle aumentano le loro dimensioni e la loro luminosità diventando Giganti modeste, meno corpose di come diventerà il Sole, ma il nucleo non raggiunge mai le condizioni di densità e temperatura tali da innescare il flash dell'He e così la fase di Nebulosa Planetaria arriva molto prima e diventano molto presto delle Nane Bianche all'He.



Fase di: Nana Bianca solitaria
(White Dwarf) 


Continuando con l'esempio del nostro Sole, il nucleo centrale continuerà la sua evoluzione a raggio costante (degenerazione degli elettroni), raffreddandosi.



cos'è la 
“degenerazione degli elettroni” o “pressione degenere”?

In pratica agli elettroni non piace essere compressi, quindi una Nana bianca non collassa ulteriormente perché la pressione degli "elettroni degeneri" si oppone alla forza di gravità che vorrebbe schiacciarla.


Nana Bianca "solitaria": 
il Sole si è trasformato in una Nana Bianca, mentre nello spazio si propaga una nebulosa planetaria, che si espande ad un velocità di circa 900.000 km/h vale a dire 250 km/s (è molto utile riportare queste cifre a unità di misura per noi più facilmente comprensibili).
























































Ecco qui una pratica animazione delle due fasi appena descritte




Una Nana Bianca è
- un bizzarro corpo celeste simile a Sirio B, accanto alla sua compagna Sirio, l'astro più brillante del nostro cielo.
- è un tipo di stella molto strano, molto molto densa (un cucchiaio della materia che lo compone peserebbe parecchie tonnellate), ha una massa circa 300.000 volte superiore al nostro pianeta, ma con un volume pari alla Terra.
- un nucleo 100 volte più piccolo del Sole, il nucleo collassato infatti non supera 1,44 masse solari in un volume come quello della Terra (limite scoperto del fisico Chandrasekhar negli anni '30).
- una palla calda di C e O (carbonio e Ossigeno), avvolta da elio He e tracce di idrogeno H.

Il collasso è impedito dalla pressione degenere esercitata dagli elettroni.
La temperatura in superficie è tra i 10.000 e i 20.000 K (9.700°-19.700° C), quindi da 2 a 3 volte più calda in superficie del Sole, nonostante sia così tanto più piccola.


Come l'ha definita l'astronomo Filippenko, “una nana bianca solitaria rappresenta l'ultimo stadio nella vita di una stella simile al Sole, la vecchiaia; continuerà a brillare per miliardi di anni, emettendo gradualmente tutta l'energia residua; infatti tutta la luce che la fa brillare è energia che è stata accumulata prima di andare in “pensione”, quando trasformava elementi più leggeri in più pesanti, proprio come sta facendo il Sole ora. E' come se stesse spendendo i risparmi accumulati in vita. Sarà questo il destino del nostro Sole”.




Meno della metà delle Nane bianche conosciute sono solitarie.
Invece più della metà si trovano in sistemi binari o multipli (se sapete resistere, le vediamo verso la fine a proposito delle Novae e Supernovae Ia), viaggiando nel cosmo con almeno una compagna.
Per queste il destino sarà drammaticamente diverso perché ci sarà "il canto del cigno".



Prima di chiudere la parentesi, 
cosa succede alle stelle di massa piccolissima?
massa iniziale tra 0,08 e 0,3 masse solari
0,08 masse solari < Mi > 0,3 masse solari


Le stelle di massa molto piccola (ma anche quelle con massa superiore a 8 masse solari) non divengono mai Giganti.
Esse vivono centinaia di miliardi di anni perché fondono l'idrogeno H lentamente in elio He e rimescolano tutto finché resta solo He; la temperatura e la luminosità crescono e queste Nane diventano per un breve periodo delle stelle azzurre prima di trasformarsi, quando l'H è esaurito, direttamente in Nane Bianche all'He (quindi niente carbonio C). Siccome la loro vita è molto più lunga dell'attuale Universo (13,8 miliardi di anni), nessuna di esse è arrivata ancora alla fine della sua evoluzione.




E alla fine, 
qual è il destino di tutte queste Nane Bianche?
Nana Nera

Quando una Nana Bianca, nel corso di miliardi di anni, raffreddandosi, disperde tutto il suo calore nell'Universo e le sue reazioni nucleari non sono più sufficienti a generare luce, a quel punto questa stella si spegne completamente.
La stella diventando scura (per questo detta "nera") non è più visibile ad occhio nudo.




Sono oggetti in realtà ipotetici perché per raggiungere questo stadio, una stella ha bisogno di decine di miliardi di anni mentre il nostro Universo di anni ne ha ancora "solo" 13,8 miliardi.
Una Nana Nera quindi è:
- un oggetto celeste composto da plasma condensato
- l'ultimo stadio nella vita di una Nana Bianca
- una stella spenta, morta, ormai giunta alla fine della sua vita

Una nana nera in teoria continua a vagare nell'Universo restando immutata, non essendoci più alcuna reazione nucleare al suo interno, fin quando non entra nel campo gravitazionale di un'altra stella o di un buco nero.

chiusa parentesi )))))))





- Stelle come il Sole, che diventa Nana bianca solitaria, bruciano l'idrogeno H e l'elio He del loro nucleo, ma non producono elementi più pesanti del carbonio C
(e in ogni caso C, O e un po' di He restano a far parte della nana bianca, mentre ciò che viene disperso nel mezzo interstellare è H e il restante He).

- Non è stato quindi il Sole a produrre gli elementi più pesanti che ci sono sulla Terra.

- Non è stato il Big Bang, come accennato all'inizio e alla fine di questo post a proposito di "Nucleosintesi cosmologica".

- Allora chi è stato?

Andiamo avanti a scoprirlo insieme!


2 slides per rinfrescare la sintesi dell' 1/4 sugli elementi del corpo umano.






Quanto vivono invece stelle più grandi del Sole?


Ricordo la tempistica che avevo detto:
una stella rimane nella sequenza principale del diagramma H-R per un tempo che è inversamente proporzionale alla sua massa:

piccola …......................................... 0,5 masse solari = 200 miliardi di anni
Sole …..............................................1 masse solari = 10 miliardi di anni
più grande del Sole …........................ 3 masse solari = 500 miliardi di anni
molto più grande …..........................20 masse solari = 3 miliardi di anni

Le stelle grandi e molto grandi possono vivere anche solo qualche decina di milioni di anni.


Le altre fusioni che seguono ora sono sempre più potenti e veloci


massa iniziale: > 4 volte masse solari
stadio: Supergigante Rossa

arco di tempo: 100 anni (briciole...) per esaurire il carbonio C
arco di tempo: 3-4.000 anni per accendere il neon Ne 
temperatura raggiunta: 600 milioni di gradi (6x10 alla 8)



- fusione carbonio C
nel nucleo fonde C e produce/si trasforma in O-Ne-Mg- Na e F
reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle massicce (almeno 4 volte la massa del Sole alla nascita) quando hanno esaurito tutti gli elementi più leggeri nel loro nucleo.

Richiede elevate temperature.

La fusione del carbonio C inizia quando l'elio He del nucleo si esaurisce, in questo stadio cessa la produzione di energia che compensa la forza attrattiva gravitazionale e il nucleo collassa (danza fusione/gravità), aumentando così la sua temperatura e densità fino a raggiungere il punto di accensione del C.

Ciò provoca un ulteriore aumento della temperatura del nucleo che coinvolge anche gli strati attorno, nei quali possono accendersi le reazioni di fusione dell'He che si trova ancora in questo strato.
La stella aumenta le sue dimensioni e diventa una Supergigante rossa. Esaurito anche il C, dopo qualche migliaio di anni, si innesca un nuovo processo di contrazione che riscalda il nucleo fino al punto di accensione del Neon Ne.



Le stelle ancora più grandi (almeno 8 volte) hanno una vita molto più breve (dicevamo qualche decina di milioni di anni) ed anche più violenta.
Raggiunta in fretta la fase di Gigante o Supergigante Rossa, la loro massa è tale da mantenere una temperatura elevatissima nel nucleo (fino ed oltre il miliardo di gradi) e riuscire a trasformare gli elementi fino al Ferro Fe.


...come riassunto in questa pratica ed utile slide:
- sotto le 4 masse solari non si innesca la fusione del carbonio C, quindi la Gigante Rossa evolve in Nebulosa Planetaria e Nana Bianca.
- Sopra le 8 masse solari (con un margine di +- 2) si ha la Supergigante rossa
- mentre a partire dalle 8 masse solari possono innescarsi tutti gli altri elementi fino al Fe.





























massa iniziale: > 8 volte masse solari
Stadio: Supergigante

arco di tempo: 1 anno
temperatura raggiunta: 1.2 miliardi di gradi (10 alla 9)  


- fusione neon Ne
nel nucleo fonde neon Ne e produce/si trasforma in Ossigeno-Magnesio O-Mg
è un insieme di reazioni di fusione nucleare basate sul Neon che avviene in stelle massicce (almeno 8 volte la massa del Sole). La fusione del Neon Ne avviene dopo che il processo di fusione del carbonio C ha consumato tutto il C nel nucleo creando un nuovo nucleo di Ossigeno – Neon - Magnesio.




massa iniziale: > 8 volte masse solari
Stadio: Supergigante


arco di tempo: molto veloce, 1/2 anno
temperatura raggiunta: 1,5 miliardi di gradi (10 alla 9)



- fusione ossigeno O
nel nucleo fonde ossigeno O e produce/si trasforma in fosforo-Magnesio-Silicio P-Mg-Si
Esaurito il Neon Ne, il nucleo si raffredda nuovamente dando inizio ad una nuova fase di compressione gravitazionale che incrementa la densità e la temperatura finché non inizia il processo di fusione dell'ossigeno O (danza fusione/gravità).
Il processo di fusione dell'O è una reazione di fusione nucleare che avviene in una stella massiccia quando questa ha esaurito gli elementi più leggeri nel proprio nucleo. Tutte le reazioni seguenti possono avvenire, anche se la più probabile è quella che produce il Silicio Si.




massa iniziale: > 10 masse solari (fino a 200 masse solari)
Stadio: Super / Ipergiganti

arco di tempo: 1 giorno!
temperatura raggiunta: > 2,7 miliardi di gradi (10 alla 9)


- fusione silicio Si tramite “processo e” (endotermico) – cattura di neutroni
nel nucleo fonde silicio Si e produce/si trasforma in S-Cl-Ar-Ni-Co e Fe56
Il processo di fusione del Silicio è una reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle di massa molto grande, Super e Ipergiganti.
Vengono prodotti gli elementi successivi zolfo-cloro-argon-nichel-cobalto fino al ferro-56.
E' estremamente rapido, direi istantaneo rispetto ai tempi cosmici:
una stella mediamente brucia il Silicio Si accumulato nelle fasi precedenti 
in 1 solo giorno!


Un'interessante slide che ci da un'importante informazione aggiuntiva sulla diversa modalità di trasporto di energia nelle stelle piccole, medie e giganti.
La zona convettiva è quella dove si rimescolano i gas creando un ricircolo di masse.
La zona radiativa invece è quella che spinge dal centro verso l'esterno.




Quindi ricapitolando...
queste enormi stelle passano la fase normale della vita trasformando 
idrogeno H in elio He,
Quando esauriscono la loro riserva di H, a differenza delle cugine più piccole dispongono comunque della potenza necessaria alla fusione di altri elementi, quindi si avviano con la fase di Giganti e Supergiganti verso la fine delle loro vite innescando reazioni sempre più intense, violente e brevi
He in carbonio C e ossigeno O
poi O in neon Ne e magnesio Mg
e poi in silicio Si e zolfo S

I residui prodotti da ogni serie di reazioni nucleari alimentano la successiva, e così, verso la fine del loro ciclo vitale, questi astri assomigliano alla sezione trasversale di una cipolla, all'interno della quale può svolgersi quindi contemporaneamente la nucleosintesi di più elementi.
Uno strato esterno del carburante originario, l'idrogeno H, ingloba altri strati, composti da elementi sempre più pesanti, fino a quando queste enormi stella non creano un nucleo di Ferro Fe-56.
Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dalla pressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono ad uno regime più intenso.


La stella è una Supergigante o Ipergigante che assomiglia a 
una cipolla
il nucleo di Ferro è circondato da gusci, strati di combustione degli elementi precedenti della serie, i più pesanti al centro e via via più leggeri verso la superficie, 
e vengono prodotti gli altri elementi come il Fluoro e il Sodio


( Fe ) Si, S, Ar ) 16O, 28Si, 32S ) 16O, 20Ne, 24Mg ) 16O, 12C, 20Ne ) 4He  ) 1H, 2He )



Gli elementi più pesanti restano al centro, i più leggeri verso la superficie. In queste condizioni, assorbendo protoni H+ ed emettendo positroni e+, si possono produrre nei vari gusci elementi con numeri di nucleoni diversi dai multipli di 4 (per esempio F-19, Na-23).
Per gli elementi più pesanti del Ferro occorrerà aspettare la fine violenta della stella.



Le stelle grandi sono a cipolla... ogni guscio brucia un combustibile diverso e produce energia. Fino a quando si produce il Ferro, oltre no. “Il Ferro non brucia”. 
Il combustibile finisce, e in fretta!
Ecco come si presenta la Super-Gigante poco prima della sua esplosione.



Questo è anche l'ultimo passo nella vita di una stella
in quanto il prodotto finale della nucleosintesi è il nichel Ni-56, risultato della fusione del silicio Si, che viene completata nel giro di pochi giorni.

Il Nichel-56 decade rapidamente in Ferro-56, che ha le seguenti caratteristiche:

- è uno degli isotopi più stabili dell'universo
- la sua fusione richiede energia più di quanta ne rilascia
- non fornisce energia al sistema
- non mantiene alta la temperatura al suo interno
- non sprigiona energia, ma la assorbe
- il nucleo aumenta senza fondere e alla fine diventa instabile

Poiché i nuclei del Fe possiedono un'energia di legame nettamente superiore a quella di qualsiasi altro elemento, la loro fusione, anziché essere un processo esotermico (che produce ed emette energia, come è stato finora) è fortemente endotermica (cioè richiede e consuma energia).
La fusione non può quindi procedere ulteriormente, se non tramite processi endotermici (quali la cattura di neutroni).



Che cos'è la “cattura di neutroni”?

Si crea una condizione catastroficasi rompono i nuclei di Fe attraverso reazioni di fotodisintegrazione e si formano moltissimi neutroni “n”. Questi neutroni non hanno carica elettrica, come sappiamo dal post 3/4_A, quindi interagiscono con i nuclei di altro materiale e si formano nuovi elementi più pesanti (visto che la massa atomica A dipende dal numero di neutroni nel nucleo)



Un accenno al processo "Urca", riferito alla conversione del nucleo centrale della stella in nucleo di soli neutroni. Questo processo, una volta innescato, si autoalimenta: più sottrae energia alla stella più diventa efficiente, non a caso venne denominato "processo Urca" (dal nome di un famoso casinò di Rio de Janeiro in cui i clienti erano sottoposti allo stesso trattamento: più perdevano, più giocavano, più perdevano, più giocavano e così via). 
Il "processo Urca", una volta innescato, può convertire su tempi scala brevissimi la struttura centrale della stella in un nucleo fatto solo di neutroni.





Il nucleo della stella non può più produrre energia quindi si raffredda; la contrazione gravitazionale non è più compensata dalla produzione di energia e il collasso della stella è inevitabile (continua la danza fusione/gravità).


Ma la trasformazione del ferro Fe in elementi più pesanti non è affatto un bene: non mantiene alta la temperatura al suo interno, perché questo processo, la trasformazione in ferro Fe, non sprigiona energia, ma la assorbe, perciò il nucleo aumenta senza fondere e alla fine diventa instabile, creando una condizione catastrofica.
Quando raggiunge una massa pari a 1,25 volte quella del Sole, collassa,
e il collasso è immediato e violento.


Nel giro di ½ secondo un nucleo grande come la Terra (diametro circa 12.000 km) viene ridotto ad un corpo di larghezza pari a più o meno 15 km. 
Durante i pochi secondi del collasso, si vengono a creare condizioni estreme di temperatura e pressione, e in quel momento si ha la formazione di elementi più pesanti del Fe.


In un istante il nucleo collassante rimbalza con un'onda d'urto enorme, facendo schizzare via gli strati superiori della stella e scatenando una delle esplosioni più potenti mai viste nel cosmo dai tempi del Big Bang.



Tutte queste reazioni avvengono in modo violento e 
la stella esplode con furia devastante come 

Supernova (SN II)

Gli strati esterni della stella vengono sparati ad altissima velocità nel mezzo interstellare...
(notare la scritta > 10.000 km/s vale a dire  > 36 milioni km/h)
La stella compressa dalla forza di gravità esplode in modo catastrofico e la violenta onda d'urto espelle violentemente tutto il materiale sovrastante il nucleo nell'Universo circostante, irradiando raggi X, ultravioletti e luce visibile. Si produce infatti una delle esplosioni più grandi dell'universo, durante la quale si producono tutti gli elementi più pesanti, quali l'Oro Au, l'Argento Ag, l'Uranio U etc.


Per dare un vaga idea, l'energia rilasciata è l'equivalente dell'energia di 100 stelle come il Sole in 10 miliardi di anni di vita!
L'esplosione di Supernova proietta enormi quantità di materia ed energia nello spazio e la stella diventa 1 miliardo di volte più luminosa.

Ecco alcune immagini che possono dare un'idea, pur da distanze cosmiche, della potenza di questo evento colossale. Una supernova è visibile come una stella di luminosità enorme che appare velocemente e scompare in pochi mesi.


un'istante prima tutto sembra tranquillo

un istante dopo compare un punto luminoso che si fa notare anche da così lontano

Altre bellissime quanto mostruose immagini di Supernovae. La SN1987A, osservata nel 1987, si calcola espulse una quantità pari a 25.000 volte la massa della Terra di solo Ferro.


























Nel 1987 una Supernova vicina ci ha fatto vedere l'esplosione di una stella massiccia; al massimo, al culmine, la sua luminosità è stata maggiore di quella della galassia ospite (Gran Nube di Magellano).


























Supernova del 1994 in una galassia lontana: notare come la luminosità dell'evento catastrofico compete con quella del centro della galassia in primo piano.




























Gli strati esterni della stella si disperdono nello spazio sottoforma di una nebulosa...

La più famosa è la nebulosa del Granchio, originatasi dalla Supernova del 1054 che fu visibile in pieno giorno.

















































































...e si forma, dove era il nucleo, un Resto di Supernova (SNR), che può essere una Stella di Neutroni o un Buco Nero (BH), se la stella è sufficientemente massiccia (Mi > 20-30 masse solari).
(ho già trattato buchi neri e stelle di neutroni in altri post, quindi qui basta un rinfresco)

Fino a qui ci siamo, il ciclo vitale della stella massiccia l'abbiamo seguito, vediamo ora i Resti di Supernova, come cioè la stella va a concludere la sua vita.























Quindi la stella non c'è più?
Cosa "resta" della stella originaria? 
Dipende sempre dalla massa
Caso A) massa iniziale 8 - 25 masse solari

La gravità ha vinto la “degenerazione degli elettroni” combinando (con la “cattura di neutroni” tramite processo “r”) e- con H+ = n, cioè producendo neutroni, fino alla Stella di Neutroni dove il nucleo, pur piccolissimo (massa nucleo 1,44 - 3 masse solari), ancora regge il collasso... 


...infatti il nucleo resta intatto, mentre la deflagrazione della SN II irrora l'universo con elementi pesanti.


 8 masse solari < massa iniziale < 25 masse solari


La stella collassa e la materia si comprime a densità superiori a 100 tonnellate per cm cubo.
Nucleo: se la massa è compresa tra 1,44 e 3 masse solari il guscio formato dagli elettroni- (pressione degli elettroni degeneri) non è più in grado di controbilanciare l'enorme pressione (gravità e collasso della stella) ed i nuclei atomici si avvicinano fino ad entrare in contatto tra loro, gli elettroni- si fondono ai protoni+: la stella diviene così una stella di neutroni o pulsar.

per facilitare la comprensione riporto qui ancora una volta la spiegazione breve di 
“degenerazione degli elettroni”“cattura di neutroni”

Normalmente agli elettroni non piace essere compressi, quindi il nucleo non collassa ulteriormente perché la pressione degli elettroni degeneri si oppone alla forza di gravità che vorrebbe schiacciarlo.
In questo caso però, nella Stella di Neutroni, la potenza del collasso è troppo grande anche per la d.e., poiché per vincere tale resistenza, la gravità combina e- e H+ producendo “n”, quindi si forma un oggetto composto quasi interamente di neutroni, il quale rimpicciolisce ulteriormente, ma ad un certo punto si ferma anche lui, perché neanche i “n” si piacciono.

Questo nucleo di quasi solo neutroni resta stabile a meno che la massa poi della stella morente non sia troppo anche per loro.

Stella di neutroni: caratteristiche curiose
- nuclei atomici a contatto
- il Sole costretto in un raggio di 10 km
- una portaerei costretta in un granello di sabbia
- il contenuto di un cucchiaino da te peserebbe decine di milioni di tonnellate
- 1 cm cubo della materia di una stella di neutroni sarebbe pari al peso di un cubo di marmo con lato di 416 metri.



Si tratta di una densità simile a quella dei nuclei atomici, ma estesa per decine di km.
In effetti le stelle di neutroni possono essere considerate “nuclei atomici giganti” tenuti insieme dalla forza gravitazionale.
Le dimensioni tipiche di una stella di neutroni sono infatti di circa 30 km di diametro!


Hanno una sottile crosta solida di Ferro che ricopre un nucleo di neutroni (risultato di enormi pressioni che hanno provocato la fusione degli elettroni- con i protoni+, vedi post 3/4_A). Dopo essere state previste dai teorici, le stelle di neutroni sono state viste e studiate soprattutto quando si manifestano come Pulsar, radiosorgente costituita da una stella di neutroni in incredibilmente rapida rotazione

Le stelle di neutroni ruotano velocemente su se stesse (anche 100 giri in un secondo!) ed emettono 2 potenti fasci di onde radio in direzioni opposte.
Se uno dei 2 fasci è diretto verso la Terra, si vedrà un lampo ad ogni giro, proprio come se fosse un faro nell'universo, da cui il nome di Pulsar.





Cosa "resta" della stella originaria? 
Dipende sempre dalla massa
Caso B) massa iniziale > 25 masse solari

Se la Stella è più pesante, massiccia, la gravità vince tutte le resistenze e il nucleo (massa del nucleo > 3 masse solari) non regge più e collassa in un Buco Nero.



Un attimo prima che la stella collassi ed esploda come Supernova, proprio mentre si sta già formando al posto del nucleo un Buco Nero, si verifica un evento esplosivo di durata brevissima che è il più potente dopo il Big Bang: i Lampi Gamma o Gamma Ray Bursts

La materia continua a cadere sul Buco Nero neonato.
Una piccola parte della materia, invece, viene espulsa con enorme energia.
Si formano 2 getti in direzioni opposte, che “bucano” la stella ancora prima che scoppi.
E' il motore più efficiente che conosciamo.

Quando esce dalla stella, il getto ha una velocità che è prossima a quella della luce.

- durano da pochi millisecondi a diverse decine di minuti
- abbastanza frequenti, circa uno al giorno
- avvengono in direzioni del tutto casuali ed imprevedibili






3 esempi strabilianti riguardano l'energia di questi Lampi, che equivale, in pochi secondi:
- a quella di 100 Supernovae
- a quella del Sole per 3.000 miliardi di anni (anziché la sua vita di circa 14)
- a quella di tutta la Via Lattea per 100 anni (e la nostra galassia contiene circa 300 miliardi di stelle)

Essi sprigionano quantità di energia elevatissime che distruggerebbero il nostro pianeta in un attimo se esplodessero entro 6-7.000 AL da noi, ma fortunatamente così non è. 


massa iniziale > 25 masse solari



Nucleo: se il nucleo della stella morente ha massa > 3 masse solari (limite di Oppenheimer-Volkoff) la stella di neutroni non riesce più a bilanciare la forza gravitazionale e il collasso è inarrestabile: si ritiene che la materia scompaia in una singolarità, un punto di dimensioni nulle e densità infinita.


Un Buco Nero è un oggetto in cui la gravità è talmente potente da non permettere che nulla sfugga da esso, nemmeno la luce. Infatti il Buco Nero è limitato dall'Orizzonte degli Eventi, dove la velocità di Fuga è pari a quella della Luce: anche la luce rimane intrappolata al suo interno.


Qualche confronto aiuta a dare un'idea delle dimensioni ipotetiche. Come vedete il Buco Nero è, per confronto, l'oggetto che nelle dimensioni più piccole concentra la massa più grande.


Però tale massa dipende dalla massa iniziale della stella originaria o anche dalla eventuale collisione di Buchi neri in sistemi binari o multipli, per cui alla fine essi possono avere masse anche molto più grandi.
I Buchi Neri sono tra gli oggetti più massicci dell'universo; si distinguono, in base alla propria massa, in 3 categorie:

- Buchi Neri stellari: oggetti con masse < 15 masse solari, che nascono dal collasso di una stella massiccia giunta al termine della propria evoluzione


- Buchi Neri di massa intermedia: masse comprese tra 100 e 10.000 masse solari, situati al centro di alcuni ammassi globulari






I Buchi Neri supermassicci: oggetti con masse di milioni di masse solari, che possono degenerare a loro volta in Nuclei di Galassie Attive (NGA) o Radiogalassie (vedi anche Quasar).



Un buco nero è il "resto" di una stella in cui la gravità è talmente elevata da non permettere nemmeno alla luce di uscirne fuori.
(nella rappresentazione artistica a fianco, il Buco Nero è rappresentato a forma di sfera per dare un'idea dell'Orizzonte degli Eventi).
Un buco nero è quindi un oggetto invisibile.
Si può scoprire solo con metodi indiretti, ossia osservando ciò che causa su ciò che lo circonda.

Ad esempio se il BN ha una stella vicina che è ancora attiva, esso risucchia verso di se parte dei gas emessi dalla compagna stellare. Le particelle di gas, cadendo verso il Buco Nero, formano una specie di ciambella intorno all'oggetto invisibile, dove il materiale si accumula prima di essere inghiottito, aumentando di luminosità, temperatura e pressione e vorticando.



Una piccola doverosa nota, in base a recenti ricerche, merita di essere riportata
Buco Nero, "mostro" generoso
il Buco Nero non è solo un divoratore di materia, ma nello stesso tempo, attraverso i due jets relativistici provvede a diffondere generosamente energia e a scaldare il gas della galassia a cui appartiene.






Può la Supergigante collassare in Buco Nero 
senza però esplodere?

Supernovae "fallite" o Collapsar
Ci sono intensi recenti studi al riguardo, che modificheranno di certo
parte dell'Evoluzione Stellare appena descritta 



Tra i tanti diversi tipi di stelle esistenti, cito qui un tipo che 
riguarda l'evoluzione delle stelle più massicce.
Le stelle più massicce possono diventare direttamente delle stelle di Wolf-Rayet 
senza passare per la fase di Gigante o Supergigante.


Mi: > 20 masse solari
Stelle Wolf-Rayet (WR)

Queste stelle hanno almeno 20-30 masse solari alla loro nascita, molto evolute.
Si ritiene attualmente che la maggior parte delle WR sia la naturale evoluzione delle stelle più massicce esistenti.
Perdono massa a ritmi elevati per mezzo di venti stellari molto intensi e veloci (fino a oltre 2.000 km/s - 7,2 milioni km/h): perdono tipicamente 10 alla −5 masse solari ogni anno (un miliardo di volte la massa persa dal Sole ogni anno).
Una tale perdita di massa causa l'espulsione del guscio di idrogeno H che avvolge la stella scoprendo il nucleo di elio He, che ha temperature molto elevate. Di conseguenza le WR sono molto calde con temperature superficiali comprese fra 30.000 K e 200.000 K, quindi tra le stelle più calde conosciute.

Si tratta di stelle molto luminose, con una luminosità compresa fra centinaia di migliaia e milioni di volte quella del Sole, sebbene nella banda del visibile non siano eccezionalmente luminose in quanto la maggior parte della radiazione viene emessa sotto forma di raggi ultravioletti e perfino di raggi X molli.

WR 31a, 30.000 AL dal Sistema Solare, nella costellazione di Carina (La Chiglia)

























Secondo la teoria attuale, le Supergiganti rosse che discendono da stelle di massa iniziale tra 20 e 45 masse solari, a causa di intensi venti stellari espellono le loro atmosfere, e alcune diventano Supergiganti gialle e poi esplodono in Supernovae II, ma altre possono diventare ancora più calde ed evolvere in stelle Wolf-Rayet.
In ogni caso, queste stelle particolarmente massicce non passano mai attraverso lo stadio di Supergigante rossa a causa delle cospicue perdite di massa dovute ai loro intensi venti stellari e al rimescolamento degli elementi dovuto alla loro rapida rotazione.
Sebbene infatti le WR evolvano da stelle eccezionalmente massicce, esse non hanno masse elevatissime perché si formano in seguito alla perdita degli strati superficiali della stella.

"Collapsar"
È anche possibile che alcune WR terminino la loro esistenza in "collapsar", se non hanno perso sufficientemente massa durante la loro evoluzione.
In questo caso la stella WR, stella massiccia che ha un nucleo con massa iniziale > 30 masse solari in rapida rotazione attorno al proprio asse, collassa direttamente in un Buco Nero in rotazione, senza esplodere in una Supernova. 
Un Collapsar è una stella massiccia che collassa e forma un Lampo di Raggi Gamma (GRB) e poi un Buco Nero.


E le Ipergiganti fino a 150-200 masse solari?

Secondo le ricerche più recenti esistono stelle che arrivano a 150-200 masse solari, e potrebbero anche esserci stelle ancora più massicce, anche se questa possibilità metterebbe a dura prova la teoria dell'Evoluzione Stellare. E' comunque difficile una misurazione univoca un po' per la loro rarità e un po' perché si trovano a migliaia o milioni di AL di distanza e spesso circondate da nebulose che disturbano le osservazioni.

Le Supernova 2006 GY e la 2005 AP sembra siano state provocate da questo tipo di Giganti spaziali. Sono esplosioni così esplosive, collassi così catastrofici che dietro teoricamente non si lasciano nulla, nemmeno un Buco Nero.
Sarebbero state proprio queste esplosioni ad irrorare l'universo con elementi pesanti. Queste stelle di massa eccezionale sono le più grandi fabbriche di Ferro nell'Universo.

Una sola stella pari a 150 masse solari può produrre in ferro Fe qualcosa come 20 o 25 masse solari.
Si ritiene che le stelle di 1^ generazione fossero tendenzialmente di massa enorme ed esplose in questo modo.



Interazioni


Una breve ma importantissima e non scontata osservazione da fare a questo punto, è che le 3 categorie di oggetti astronomici viste finora e che rappresentano la fine del ciclo evolutivo di una stella, cioè

- Nane Bianche
- Stelle di Neutroni - Pulsar
- Buchi Neri

interagiscono gravitazionalmente con tutto quello che li circonda, andando a formare i cosiddetti "Sistemi Binari" (quando sono 2 gli oggetti coinvolti) o i "Sistemi Multipli" (quando sono 3 o più gli oggetti coinvolti).

"Interagire con tutto quello che li circonda" significa ovviamente anche con ciascuno degli altri oggetti e con oggetti della stessa categoria:
- Nane con Nane
- Stelle di Neutroni con Stelle di Neutroni
- Buchi Neri con Buchi Neri
- Nane con Stelle di Neutroni
- Nane con Buchi Neri
- Stelle di Neutroni con Buchi Neri

(Nota: andare a vedere ciascuno di questi casi mi porterebbe troppo lontano dal presente post, quindi accenno qui solo ai 2 fenomeni che ci interessano qui: Novae e Supernovae Ia).

Questa attrazione può farli ringiovanire e portare, per un breve periodo di tempo, ad un nuovo scoppio e ad una ritrovata luminosità. 

Affinché questo avvenga è necessario un trasferimento di massa stellare: quindi una seconda stella che orbita molto vicina alla Nana Bianca, al Buco Nero o alla Stella di Neutroni.

Qui a fianco, Stella di Neutroni.





Comune a tutti e 3 i sistemi è la formazione di un disco di accrescimento attorno alla stella compatta, disco nel quale si va accumulando e vorticando il materiale, con conseguente aumento di luminosità, temperatura e pressione.

Qui a fianco Buco Nero







Ricordate quando avevamo parlato del Sole che diventa Nana Bianca "solitaria" ? 
Le cose cambiano parecchio quando una Nana Bianca si trova in Sistemi Binari o Multipli!

A destra la Nana Bianca con la compagna a sinistra
























Novae

Nane Bianche in sistemi binari, nelle ultime fasi della loro evoluzione, che mostrano un improvviso e notevole aumento di luminosità (fino a 100.000 volte maggiore, 10-12 magnitudini) che dura da poche ore a qualche giorno, seguito da un lento declino che le riporta alla luminosità iniziale, per poi ripetere il processo nuovamente a distanza di anni o decenni, fino allo spegnimento finale.

Nota bene: l'esplosione nucleare degli strati superficiali della Nana non coinvolge il nucleo della stella, a differenza delle Supernovae Ia.


Sono chiamate così perché si riteneva erroneamente in passato che fossero la manifestazione della nascita di una nuova stella. Si indicano normalmente con nome costellazione in cui sono, seguito dall'anno in cui è stata osservata l'esplosione.

Inizialmente la Nana bianca è costituita da un nucleo degenere di elio He (e, eventualmente, di elementi più pesanti), circondato da un sottile inviluppo di idrogeno H non degenere. A seguito dell’accrescimento di materia per cessione dalla stella compagna, lo strato di H affonda nella sottostante zona degenere e si riscalda.
Ad un certo punto si raggiunge la temperatura di ignizione, alla quale si innesca la fusione nucleare dell’H in He (come quando iniziava la fase stabile di Sequenza Principale, ma non in questo caso).
Il calore sviluppato produce un ulteriore brusco aumento della temperatura che rimuove lo stato di degenerazione nello strato esterno della stella.

La violenta esplosione che ne consegue, e che coinvolge solo lo strato esterno della Nana bianca, dipende dal fatto che in un gas degenere la pressione non aumenta all’aumentare della temperatura: pertanto, l’aumento di temperatura non si traduce in un aumento di pressione finché non viene rimosso lo stato di degenerazione; quando ciò avviene, i gas si espandono improvvisamente, determinando l’espulsione del guscio più esterno della stella.

La cupola del Telescopio di Varsavia presso l'Osservatorio di Las Campanas,
che osservò il rarissimo evento dell'esplosione di un Nova Classica nel 2009,
potendo seguirlo dall'inizio alla fine





























I gas, dispersi nello spazio, formano una nebulosa diffusa che può rimanere visibile al telescopio per molti anni.
Terminata la fase esplosiva, la stella ricomincia ad aggregare il materiale ceduto dalla compagna, fino a innescare una nuova esplosione, che risulterà tanto più violenta quanto più lungo è l’intervallo fra i due eventi. Abbiamo 3 tipi di Novae:
- le "novae classiche" arrivano a 12 magnitudini per qualche giorno, poi tornano alla normalità in 1 anno
- le "novae nane" arrivano a 5 magnitudini ma durano da 4 mesi a qualche anno
- le "Novae ricorrenti" passano più volte per lo stadio di Nova, in un arco di tempo di qualche decina di anni tra un evento e l'altro

Recenti ricerche dimostrano che sono proprio le Novae le principali produttrici di litio LiBerillio Be nella nostra galassia, quindi le responsabili principali della nucleosintesi nello spazio interstellare.



Supernova Ia

Ricordate sempre bene che ci sono continue ricerche in corso, che possono modificare le teorie, ma questa sembra la versione più attendibile al momento.

Se l'attrazione gravitazionale spinge una Nana bianca a formare un sistema binario con un altro corpo celeste, essa potrebbe diventare un vampiro e succhiare l'energia vitale alla compagna Gigante (ci sono diversi casi in cui si parla di "cannibalismo galattico", anche una galassia che "mangia" una vicina). La Nana è più piccola ma molto densa, ed esercita una attrazione tale che inizierà a risucchiare un flusso di H.


Se dalla compagna la Nana bianca assorbe materiale sufficiente ad accrescere la sua massa, potrebbe arrivare a raggiungere un limite instabile che equivale a circa il 40% in più rispetto alla massa del Sole.

A quel punto ci sarà un'esplosione catastrofica e la Nana bianca deflagrerà con un lampo accecante: è quello che viene definito un "runaway" termonucleare.


Questa esplosione titanica da vita ad una Supernova di tipo Ia, con queste caratteristiche:
- la stella viene smembrata (mentre ciò non succede nelle Novae)
- l'onda d'urto viaggia a una velocità tra 5.000 e 20.000 km/s (18 milioni - 72 milioni di km/h), circa il 6% della velocità della luce
- una tipica Supernova di tipo Ia diventa quasi 5 miliardi di volte più brillante del Sole


Ecco una bella scheda riassuntiva di una Supernova Ia dove seguiamo le varie fasi nel caso di 2 stelle normali in un sistema binario.

- La più massiccia si evolve diventando Gigante Rossa, accresce gas sulla compagna, ingrandendola e al contempo inglobandola mentre lo strato esterno di H inerte si è raffreddato ed espanso.
- La compagna ed il nucleo della Gigante spiraleggiano verso il centro dell'involucro gassoso.
L'involucro è espulso mentre nucleo e compagna si avvicinano e il nucleo collassa in una Nana Bianca (a questo punto parte il sistema binario di cui stiamo parlando qui).
- La compagna evolve in Gigante e gli strati esterni vengono risucchiati dalla Nana che si accresce.
Quando raggiunge la massa critica la Nana esplode causando l'espulsione, dal sistema, della compagna Gigante.

La stella compagna viene proiettata via dall'esplosione (una delle possibili "cause esterne", accennata all'inizio del post, dell'aggregazione della materia in una Nebulosa).


Ecco qui alcuni bei riassunti di quanto abbiamo visto finora. Le diverse modalità di schematizzazione può essere utile per "rifare il punto" da prospettive diverse.





















































































































Per arrivare all'estrema sintesi e anche un po' simpatica.




L'astronomo Filippenko è uno dei più implacabili cacciatori di Supernovae al mondo. Negli ultimi 10 anni la sua squadra ne ha scovate più di 600. Un risultato incredibile considerando che in tutto l'Universo se ne verificano decine al giorno, ma in una sola galassia, in media, questo tipo di fenomeni avvengono solo un paio di volte ogni secolo, quindi 1 ogni 50 anni (e ricordiamoci che quello che noi riusciamo a vedere del cielo intorno alla Terra equivale solo ad un misero cerchietto piccolo rispetto alla galassia intera (post la Via Lattea).

E' come cercare tra la folla in uno stadio, un singolo spettatore nel preciso istante in cui scatta una foto con il flash... se si dovesse individuare una singola persona alla volta avremmo problemi ad individuare quella che sta scattando la foto. Filippenko aumenta le probabilità allargando la ricerca alle singole stelle o alle singole galassie con l'aiuto di super-tecnologia. 




Ok, tutto è finito.
E ora, ora che succede?


Cosa succede alla nebulosa che si è formata nell'esplosione di Supernova?
Si disperde lentamente nello spazio, allargandosi sempre più... 





















































...l'esplosione di un'altra Supernova relativamente vicina
comprime il gas della nebulosa




























si formano concentrazioni di materia, 
si costruiscono le strutture “a colonna”.....























...e tutto ricomincia da capo. 



Quindi ora, 
la prossima volta che guarderete lo spazio buio e scuro, ricordate...

Lo spazio è "il Grande Inseminatore".
Le nebulose, le regioni dove si fabbricano le stelle. 
Una stella nasce dalle polveri di una nebulosa 
e poi muore spargendo i suoi semi in tutto l'Universo per formare nuove stelle. 


Quello che voi vedete 
quando guardate le vastità siderali, il vuoto buio e scuro 
apparentemente senza vita, arido e spietato,


è in realtà un mondo pieno di vita in embrione, 
ricco brulicante di tutti gli elementi che contano. 
E' il Grande Inseminatore, attende solo le condizioni giuste.



Ora, finalmente, sappiamo da dove provengono 
gli elementi di cui siamo composti:

"Nucleosintesi" è chiamata la produzione di elementi, oggetto di questo post quadruplo, e ce ne sono di 3 tipi principali:
- cosmologica (quella avvenuta con il Big Bang)
- da Evoluzione Stellare (oggetto del presente post)
- nello spazio interstellare

Nelle immagini che ho inserito qui a proposito della Tavola Periodica degli Elementi, sono aggiunti anche quelli prodotti in laboratorio dall'uomo.
Inoltre noterete che in questa prima immagine litio Li, berillio Be e boro B sono ritenuti nucleosintetizzati dai raggi cosmici, mentre sappiamo oggi che i principali responsabili sono in realtà le Novae.
Infine noterete anche che ci sono alcuni elementi, dopo il Fe, che risultano qui prodotti da stelle molto massicce anziché da Supernovae, ma qui si andrebbe troppo sul tecnico per cui a noi può bastare prenderne atto.



















- Nucleosintesi Cosmologica e da Evoluzione Stellare -

L'Idrogeno H del nostro corpo ha 13,7 miliardi di anni (epoca del Big Bang).
Tutti gli altri elementi presenti nel nostro corpo (eccetto Li, Be e B) sono stati fatti in una stella di grande massa, esplosa più di 5 miliardi di anni fa.

Tutti gli elementi diversi dall’idrogeno H (eccetto litio Li, berillio Be e boro Bfino al ferro Fe, sono stati prodotti e si producono ancora oggi nei nuclei delle stelle, formatesi all’interno di nebulose.
Calcio Ca, ossigeno O, carbonio C, ferro Fe sono il prodotto delle reazioni nucleari avvenute nelle stelle e sono stati scagliati nello spazio dalle Supernovae.

Invece gli elementi più pesanti del Fe sono il prodotto di quelle stesse esplosioni.

H > Big Bang
C e O > nel nucleo stelle, gli elementi più comuni proiettati via grazie alla Supernovae
Fe > prodotto proprio durante la Supernovae
Oro > lampi gamma, collisioni tra Stelle di Neutroni

Nell'immagine sotto possiamo dare i nomi che abbiamo imparato alle etichette usate:
- "fusione all'epoca del Big Bang" = nucleosintesi cosmologica
- "fissione prodotta da raggi cosmici" = nucleosintesi nello spazio interstellare
- "esplosione di stelle di grande massa" = SN II, nucleosintesi da Evoluzione Stellare
- "esplosione di Nane Bianche" = SN Ia, nucleosintesi da Evoluzione Stellare
- "morte di stelle di piccola massa" = Nebulosa Planetaria e Nane solitarie, nucleosintesi da Evoluzione Stellare
Abbiamo in più un altro elemento
- "merging di stelle di neutroni" = fusione in sistemi binari, nucleosintesi da Evoluzione Stellare





















Quindi la Nucleosintesi cosmologica nel Big Bang e quella durante l'Evoluzione Stellare sono in grado di tener conto di quasi tutti gli elementi della Tavola Periodica Elementi e delle loro abbondanze relative.

L'unica eccezione riguarda gli elementi più leggeri Li, Be e B, che contengono rispettivamente 3, 4 e 5 protoni e che si disintegrano rapidamente nell'ambiente caldo e denso che caratterizza l'interno di una stella.


- Nucleosintesi nello spazio interstellare - 

Da dove vengono i 3 elementi leggeri Li, Be e B, visto che solo il 25% proviene dalla Nucleosintesi Cosmologica nel Big Bang mentre nulla o trascurabile dalla sintesi degli elementi durante l'Evoluzione Stellare?

Si ritiene che in parte questi 3 elementi siano stati sintetizzati non nell'interno delle stelle, bensì nelle immense nubi di gas e polvere a bassa densità che riempiono lo spazio interstellare della galassia, costituendo nell'insieme il mezzo interstellare (“processo di spallazione”).

raggi cosmici, costituiti principalmente da protoni H+ ad alta energia che attraversano il mezzo interstellare, hanno dato inizio alle reazioni che producono i 3 elementi leggeri.
I nuclei di Li, Be e B si formano quando i raggi cosmici interagiscono con i nuclei di He, C, N e O presenti nel mezzo interstellare.
Queste reazioni avvengono sì ad energie molto più alte di quelle caratteristiche del Big Bang e dell'evoluzione stellare, ma attenzione, in un ambiente che ha una bassa densità. Di conseguenza, la temperatura è bassa e i prodotti Li, Be e B non bruciano dopo la formazione, come avviene nelle stelle.
Però anche in questo caso la quantità è trascurabile, mentre recenti ricerche dimostrano che il 75%  restante di litio Li viene abbondantemente creato grazie alle Novae.





Sull'importanza del Carbonio e del Fosforo
 per la vita...



Dei 90 elementi naturali nel corpo umano se ne trovano circa 50, poco più della metà.

Di questi 50 elementi solamente 6 (Ossigeno, Carbonio, Idrogeno, Azoto, Calcio e Fosforo) costituiscono oltre il 98% in peso e il solo Ossigeno rappresenta più del 60% della massa corporea totale dell'uomo medio di riferimento.

La vita che noi conosciamo è fondata sul Carbonio, e il C è importante per la vita per 2 ragioni:
--- un atomo di C può stabilire 4 legami indipendenti con altri atomi, può formare anche legami doppi o tripli, ed è in grado di costruire lunghe catene
--- il C è un elemento chimico relativamente comune perché viene fuso solo nelle stelle massicce.


La vita utilizza i 4 elementi più comuni dell'Universo escluso l'He:
carbonio C, idrogeno H, ossigeno O e azoto N.
Gli altri sono meno usati in proporzione alla loro diffusione, con una eccezione, il fosforo (P), che è il 5° elemento in massa per importanza biologica, perché è in grado di legarsi contemporaneamente anche con 5 atomi.
L'abbondanza di molecole complesse identificate nello spazio fa pensare che la vita sulla Terra possa essere provenuta dallo spazio.



ma anche delle nubi molecolari, 
di asteroidi, comete e dei venti stellari...

Probabilmente, oltre a nubi molecolari ed asteroidi, il modo migliore per ricevere materiale organico sono le comete, che contengono grandi quantità di acqua e composti del carbonio C e che perdono parte della loro massa quando passano vicino al Sole. Nella prima fase del Sistema Solare molte comete sono cadute sul nostro pianeta (si pensa che l'acqua dei nostri oceani si sia depositata allora) e ancora oggi l'incontro delle orbite cometarie provocano sulla Terra sciami di meteoriti:
riceviamo dalle comete circa 300 tonnellate di materiale organico.

Inoltre nei venti stellari si formano molecole stabili. I prodotti delle stelle dispersi nello spazio si mescolano con l'idrogeno H creando la materia prima per i pianeti (acqua, ossidi di silicio, corindone amorfo, la roccia detta "spinello"), di cui i pianeti sono composti.




Come le stelle formano 
gli elementi più pesanti del Ferro!

Accenno brevissimo ai 2 meccanismi della cattura di neutroni.

Come detto prima, durante la “cattura di neutroni (processo e), si rompono i nuclei di Fe attraverso reazioni di fotodisintegrazione e si formano moltissimi neutroni “n”. Questi neutroni non hanno carica elettrica, come sappiamo dal post 3/4_A, quindi interagiscono con i nuclei di altro materiale e si formano nuovi elementi più pesanti (visto che la massa atomica A dipende dal numero di neutroni nel nucleo), secondo però 2 tipi di meccanismi diversi:

1) lentamente, prima che la stella esploda
- il processo “s”, dall'inglese slow = lento, è un processo che avviene all'interno della stella

E' un meccanismo di cattura di neutroni estremamente lento, possono passare 3-400.000 anni tra successive catture di neutroni. Questo processo di crescita di numero atomico può proseguire però solo fino al piombo 208Pb e bismuto 209Bi; al di sopra di questo punto, i nuclei sono abbastanza stabili da non permettere ulteriore cattura di neutroni e quindi gli elementi che fanno parte della serie degli attinidi (Z=90) non possono essere sintetizzati mediante il processo  s

2) velocissimo, nelle fasi esplosive della stella
- processo “r”, dall'inglese rapid = veloce,

durante le fasi esplosive si producono moltissimi neutroni in pochissimo tempo, infatti la cattura di neutroni è rapidissima.
E' questo processo che produce gli elementi successivi più pesanti, portando alla formazione del Torio (Z=90) e Uranio (Z=92). Il limite max per la sintesi degli elementi in questo processo è imposto dalle reazioni di “fissione nucleare”, che dividono i nuclei pesanti in frammenti più leggeri. Il processo r è ritenuto concludere il ciclo delle stelle di 1^ generazione, cioè le stelle composte dal Big Bang.



Vocabolario: in breve, cos'è?

Barriera Coulombiana - forza di repulsione da superare per attivare la reazione di fusione nucleare
Nebulose - sede di nascita di nuove stelle
Protostella - stella nascente in cui non si è ancora attivata la fusione nucleare dell'H
Sequenza Principale - stella in fase stabile che brucia nel nucleo H in He
Nebulosa planetaria - morte discreta di una stella
Degenerazione degli Elettroni: stella collassata in Nana Bianca, il nucleo non collassa ulteriormente perché la pressione degli elettroni degeneri (normalmente agli elettroni non piace essere compressi) si oppone alla forza di gravità che vorrebbe schiacciarlo
"Cipolla" - serie di gusci concentrici di cui è composta una gigante, in cui bruciano elementi diversi
Supernova - morte plateale di una stella, al raggiungimento del nucleo di Fe
Novae - Nane Bianche in sistemi binari che mostrano un improvviso e notevole aumento di luminosità che dura poche ore, causato dall'esplosione nucleare solo degli strati superficiali della Nana
Supernovae Ia - Nane bianche in sistemi binari che accrescono la loro massa oltre il limite instabile del 40% in più della massa solare, provocando un'esplosione catastrofica in cui la stella viene  completamente smembrata (a differenza delle Novae)
Cattura di neutroni: stella di neutroni, la potenza del collasso è troppo grande anche per la degenerazione degli elettroni (per vincere tale resistenza, la gravità combina e- e H+ producendo “n”), quindi si forma un oggetto composto quasi interamente di neutroni, il quale rimpicciolisce ulteriormente (ma ad un certo punto si ferma anche lui, perché neanche i “n” si piacciono)
Nane bianche, nere, Stelle di neutroni, Buchi Neri - stadi finali della vita di una stella
Nana bruna – stella mancata, stella mai nata
Nana bianca – stella in pensione (1,4 masse solari in un corpo grande come la Terra)
Nana nera – stella morta, invisibile ad occhio nudo
Nana gialla – stella di massa piccola
Nana rossa – stella di massa molto piccola
Stella di Neutroni - cadavere stellare (8-25 masse solari iniziali in 30 km di diametro)
Buco Nero -  nucleo invisibile di stella collassata, che inghiotte tutto (oltre 25 masse solari iniziali in un oggetto di dimensioni da qualche km fino ad ore/Luce o giorni/Luce e con massa da poche unità fino a milioni o miliardi di volte il Sole)
Collapsar - stella supermassiccia (Wolf-Rayet) che collassa direttamente in Buco Nero
Sistemi Binari o Multipli - due o più oggetti astronomici (Nane, Stelle neutroni e Buchi Neri) convivono per un certo periodo dando luogo al fenomeno del "cannibalismo" cosmico con tutta una serie di conseguenti manifestazioni più o meno esplosive e titaniche.




nota linguistico etimologica 
lo Spazio e le stelle sono presenti in alcune parole della lingua italiana, ad esempio:











Ecco qualche link consigliato

"Giallina Stella Bambina": una simpaticissima sequenza di slide per le famiglie con bambini piccoli, per spiegare ai bambini in modo semplice come crescono le stelle, di Daniele Gardiol, Osservatorio Astronomico di Torino
http://slideplayer.it/slide/2288741/

Per chi è più avido di informazioni sull'evoluzione in particolare del Sole, e si ritiene pronto per assistere ad una preziosa lezione universitaria, propongo questa del Prof. Busso Maurizio Maria dell'Università degli Studi di Perugia, maggio 2014, durata 1 ora circa
https://www.youtube.com/watch?v=qYZGGc4jJec

Una simpatica breve video-lezione di Bignami sulla polvere di stelle di cui siamo fatti
https://youtu.be/tTDcD_aS6Fg



Libro
“ Living With the Stars: 
How the Human Body Is Connected to the Life Cycles of the Earth, the Planets, and the Stars”

Due scienziati, l’astrofisico Karel Schrijver, del Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory, e la moglie Iris Schrijver, docente di patologia alla Stanford University, decidono di iniziare delle ricerche su cosa accomuna i loro due campi di indagine, basandosi su studi approfonditi e documentazioni.

"...i nostri corpi erano fatti di resti di stelle massicce e delle esplosioni nelle galassie. Tutto il materiale del nostro corpo ha origine in quella polvere residua, e trova la sua strada nelle piante, e da lì nelle sostanze nutrienti di cui abbiamo bisogno per tutto ciò che facciamo, pensare, spostarci, crescere. Tutto questo non è storia remota: il nostro corpo umano è inseparabile dalla natura intorno a noi e si intreccia con la storia dell’Universo

“Tutto ciò che siamo e tutto nell’Universo e sulla Terra proviene dalla polvere di stelle e galleggia continuamente dentro di noi anche oggi. 
Ci si collega direttamente all’Universo, ricostruendo i nostri corpi più e più volte nel corso della nostra vita”.

I nostri corpi, secondo i due astrofisici, sono in un costante stato di degrado e rigenerazione.

La nostra massa corporea cambia giorno per giorno. E lo fa mescolandosi con ciò che la circonda. Un corpo sempre in evoluzione. Le nostre cellule muoiono e vengono sostituite da quelle nuove a un ritmo incalzante.

Ci ricostruiamo continuamente utilizzando elementi catturati dal nostro ambiente. Non solo, siamo collegati ad animali, piante e batteri che ci vivono attorno. Ma soprattutto siamo profondamente legati alla fornace nucleare del Sole e al vento solare, alle collisioni con asteroidi, ai cicli della nascita delle stelle, e anche al Big Bang.

Se davvero noi siamo fatti di polvere di stelle, sapere che nel nostro corpo circola un’infinitesima parte di una supernova, ci stupisce, e non poco!
L’infinità dell’Universo ci riserva così grandi sorprese che non si finirà mai di studiarlo.

Una delle più importanti citazioni di Lawrence Maxwell Krauss, ci porta a pensare che la poesia non sia solo frasi scritte:


<< Ogni atomo nel tuo corpo viene da una stella che è esplosa. 
E gli atomi nella tua mano sinistra vengono probabilmente da una stella differente 
da quella corrispondente alla tua mano destra. 
Tu sei polvere di stelle. >>




Per concludere, una spiritosa slide trovata sul web, che con ironia rende bene il nostro stato.
Il testo recita 

"Sei uno scheletro ricoperto 
di carne,
composto da polvere di stelle,
che viaggia
nello spazio
a bordo di una roccia.

Di che hai paura?"









Un mega Grazie a chi mi ha seguito fino a qui.
Arrivederci a presto con nuove affascinanti avventure insieme tra le stelle e i pianeti.


"Siamo polvere di stelle" 1/4 - gli elementi del corpo umano e della Terra
"Siamo polvere di stelle" 2/4 - approfondimento sugli elementi del corpo umano
"Siamo polvere di stelle" 3/4_A - l'ABC dell'Atomo 
"Siamo polvere di stelle" 3/4_B - Tavola Periodica degli Elementi




Ringrazio Maurizio Cabibbo di Astroinfinity per aver gentilmente concesso il suo materiale fotografico

Associazione Marchigiana Astrofili di Ancona, file "gli ingredienti dell'universo" di Francesco Battistelli
http://www.amastrofili.org/Doc/Articoli/2009/ingredienti09.htm
sulle nubi molecolari
http://www.amastrofili.org/Doc/Articoli/2009/ingredienti08.htm
https://articolarticolando.wordpress.com/2015/03/19/il-nostro-corpo-e-davvero-fatto-di-polvere-di-stelle/
"Evoluzione Stellare" in power point 2011-12
Associazione Astronomica del Rubicone, corso di Astronomia di base
http://slideplayer.it/slide/2617931/
Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio di Brera, Gabriele Ghisellini
http://slideplayer.it/slide/9447465/
I diagrammi HR e l'Evoluzione delle Stelle, di Rosaria Tantalo, Dipartimento Astronomia Pd
http://slideplayer.it/slide/986629/
http://www.astro.unipd.it/progettoeducativo/index.html
L'origine degli elementi nelle stelle, rielaborazione e sintesi Prof. Mariantonia Resnati
http://www.liceomeda.it/cms1.1/upload/resnati/origine_degli_elementi.pdf
Portale dell'European Southern Observatory ovvero ESO
https://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/uk_aldebaran_1/
temperature delle Nane Brune
https://www.space.com/11204-coldest-star-discovered-brown-dwarf.html
Eccezionale Nova classica del 2009
https://www.theverge.com/2016/8/17/12515230/white-dwarf-star-nova-explosion-astronomers-space
fabbriche di Be e Li
http://www.media.inaf.it/2016/09/26/la-super-fabbrica-di-berillio-e-litio/
ciclo di vita delle stelle, Astrofili di Milano
http://www.astrofilimilano.org/neofiti/dispense/il_ciclo_di_vita_delle_stelle.pdf
Globuli di Bok e le incubatrici stellari
https://gaetaniumberto.wordpress.com/2013/05/23/una-spettacolare-incubatrice-stellare/
Buco Nero senza Supernova?
http://tachyonbeam.com/2017/05/28/una-possibile-stella-collassata-in-un-buco-nero-senza-esplodere-in-una-supernova/
catena H-H nel Sole, lezione a slide di Tano Cavattoni
http://slideplayer.it/slide/521968/



2 commenti:

orooro ha detto...

Pagina molto interessante con molte informazioni e bellissime illustrazioni-complimenti !

Matteo Raffaelli ha detto...

Grazie Orooro, gentilissimo. Mi devi perdonare se rispondo solo ora, ma onestamente ricevo pochi messaggi (in effetti sui blog gli utenti più che altro navigano e basta), quindi non sono abituato ad andare nella sezione messaggi, che tra l'altro blogger non mi segnala con la giusta evidenza. Il tuo l'ho visto solo ora ma l'ho prontamente pubblicato. E' stato un lavoro enorme quindi gradisco gli apprezzamenti. Grazie di cuore

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Ciao, ogni tuo commento che possa incoraggiarmi o aiutarmi a migliorare il mio lavoro è tanto gradito. Grazie per il sostegno.

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