Le stelle, proprio come gli esseri viventi, nascono, invecchiano e muoiono. La loro nascita è un processo affascinante che si svolge nell'arco di milioni di anni, dando vita agli astri che ammiriamo nel vasto cosmo. Ma come avviene, scientificamente, la nascita di una stella?
Le Nebulose: Culle Stellari
I luoghi di nascita delle stelle sono le nebulose, enormi nubi di gas freddi e polveri che fluttuano nello spazio. Queste sono ammassi molto rarefatti di gas, soprattutto idrogeno, e polveri. Esistono due tipi principali di nebulose: quelle luminose, che emettono la luce delle stelle che si stanno formando o che sono già nate, e quelle oscure, che non trasmettono luce.
Gli osservatori a infrarossi, come l'osservatorio spaziale Herschel dell'ESA lanciato nel maggio 2009, sono in grado di rilevare il calore proveniente dalle stelle invisibili che si formano all'interno di queste dense nubi, fornendoci preziose informazioni.
Il Collasso Gravitazionale e la Formazione della Protostella
La storia di una stella inizia con una nube densa di materia, costituita principalmente da idrogeno, che inizia a collassare sotto l'azione della propria gravità. Ciò che innesca questo meccanismo non è ancora esattamente noto. Potrebbe essere causato da una perturbazione di densità, un raffreddamento del gas che ne favorisce l'addensamento, o la compressione provocata da un'onda d'urto prodotta dalla deflagrazione di una stella nelle vicinanze.
Man mano che la nube si contrae a causa della forza di gravità, essa si divide in ammassi. Nella contrazione, l'energia liberata riscalda la nube sempre più, finché la temperatura centrale non diviene abbastanza alta da iniziare a ionizzare il gas, ovvero a strappare gli elettroni più esterni dagli atomi. Il gas, che prima lasciava passare la radiazione come una bolla trasparente, diviene sempre più opaco, iniziando ad intrappolare la radiazione proveniente dalla nube stessa. Superata una certa massa critica, nota come massa di Jeans, i materiali collassano e si forma una protostella.
La protostella si trova al centro della nube e la sua forza gravitazionale le permette di trattenere materiali, accrescendo la sua massa e densità e raggiungendo temperature elevatissime. Al crescere delle dimensioni del nucleo, la temperatura "superficiale" della protostella aumenta. Dopo la nascita, la maggior parte delle giovani stelle si trova al centro di un disco piatto di gas e polveri, la maggior parte del quale viene prima o poi espulsa dalle radiazioni stellari.
Al momento della sua formazione, una stella emette getti di gas ai poli che le permettono di non ingrandirsi eccessivamente. I getti ostacolano l’afflusso di gas verso la stella, soffiando via i gas che altrimenti sarebbero stati inglobati nell’astro, aumentandone la massa.
Webb osserva una giovane protostella
L'Accensione e la Sequenza Principale
Poiché al suo interno non c'è ancora alcun tipo di reazione nucleare in grado di liberare energia, la protostella continua a ridurre le proprie dimensioni. Questo processo prosegue fino a quando il nucleo raggiunge la temperatura critica di circa 10 milioni di kelvin. Superata questa soglia, la protostella diviene una stella vera e propria.
Nel nucleo della stella, chiamato anche nocciolo, la temperatura e la pressione sono talmente alte da trasformare la materia in uno stato di plasma. Proprio in questa zona avvengono le reazioni di fusione nucleare, che permettono di liberare raggi gamma e fotoni dalla trasformazione di atomi di idrogeno in atomi di elio.
Grazie all'energia liberatasi, la stella è in grado di sorreggere gli strati più esterni, evitando il collasso completo. In questa fase, la stella è stabile e può essere collocata nella Sequenza Principale del diagramma H-R, con una posizione diversa a seconda della massa.
Già dopo alcune decine di migliaia di anni dall'inizio del collasso, si accendono le primissime reazioni nucleari, sebbene non ancora molto efficienti, che iniziano a dare il loro contributo in energia per sorreggere la stella. Dal momento in cui la composizione chimica dell’interno della stella raggiunge un equilibrio per garantire l’efficienza delle reazioni, la stella si trova con un surplus di energia che deve smaltire raffreddandosi leggermente per diminuire il ritmo di produzione dell’energia stessa. Questo periodo intermedio può durare decine di milioni di anni. Soltanto successivamente la combustione dell'idrogeno entra a regime, facendo entrare la stella nella Sequenza Principale.
La Sequenza Principale (SP) è una linea immaginaria nel diagramma evolutivo di Hertzsprung-Russel (HR), che correla Temperatura e Luminosità. Le stelle tipicamente percorrono questa linea finché bruciano il loro combustibile nel loro nucleo.
La vita di una stella è, dunque, definita dalla costante ricerca di un equilibrio tra l'energia persa, principalmente irradiata nello spazio, e quella prodotta dalle reazioni di fusione. La massa è l'elemento che permette di prevedere per quanto tempo la stella si troverà in questa situazione di equilibrio. La stabilità è legata alla disponibilità di idrogeno all'interno del nocciolo: quando esso finisce, il nucleo non è più in grado di sostenere gli strati esterni. Una stella di massa maggiore consumerà più velocemente i suoi atomi di idrogeno e, per questo motivo, "sosterà" meno tempo nella Sequenza Principale, diventando presto instabile.
L'Evoluzione Stellare e la Morte delle Stelle
Quando l'idrogeno nel nucleo finisce, una stella inizia una nuova fase della sua vita, caratterizzata da profonde trasformazioni. Il destino finale di una stella dipende in larga misura dalla sua massa iniziale.
Stelle di Massa Solare (fino a circa 8 masse solari)
Durante la fase di Sequenza Principale, l'idrogeno presente nel nucleo viene convertito gradualmente in elio. Nel caso del Sole, ciò continuerà ad avvenire per i prossimi 4.5-5 miliardi di anni. Dopodiché, l'idrogeno nel nucleo si esaurirà e, con ciò, terminerà la parte più stabile della vita della stella. Inizierà una fase di trasformazioni.
Per prima cosa, l'aumento di temperatura all'interno del Sole renderà ancora più efficienti le reazioni di fusione dell'idrogeno laddove questo è ancora abbondante, ossia in un guscio molto sottile attorno al nucleo di elio. Entrando a regime queste reazioni in shell, la temperatura diminuirà, portando alla fase di Gigante Rossa, in cui il Sole si espanderà fino ad inglobare i pianeti interni del sistema solare, probabilmente compresa la Terra. Questa fase durerà per circa un miliardo di anni.
Successivamente, anche l'elio, proprio come l'idrogeno, brucerà producendo elementi più pesanti come carbonio e ossigeno mediante reazioni termonucleari, sebbene meno efficienti. Con la produzione di questi elementi più pesanti, il Sole si contrarrà nuovamente sotto la propria gravità. Questa volta, però, la contrazione non genererà abbastanza energia da innescare nuove reazioni nucleari. La fornace stellare sarà interrotta, e il Sole espellerà la sua parte più esterna sotto forma di nebulosa planetaria, stabilizzandosi in una configurazione fisica nota come Nana Bianca.
Nella sua configurazione di Nana Bianca, il Sole avrà una massa circa la metà dell'attuale, tutta concentrata in un corpo celeste di carbonio e ossigeno di dimensioni simili a quelle della Terra. La contrazione da Gigante Rossa a Nana Bianca riscalderà la nostra stella facendola passare da circa 3000 a circa 20000 gradi. Per cui, contrariamente all'immaginario comune, il Sole sarà ben più caldo di quello attuale, nonostante apparirà come un minuscolo puntino bianco. Nell'arco di circa 14 miliardi di anni, pressappoco l'età attuale dell'Universo, il nostro Sole si raffredderà di appena qualche decina di gradi! Soltanto dopo centinaia di migliaia di miliardi di anni e oltre, il Sole sarà tanto freddo (pochi gradi sopra lo zero assoluto) da diventare, di fatto, invisibile, in uno stato di cosiddetta Nana Nera.
Stelle Massive (oltre 8 masse solari)
Nelle stelle più grandi (almeno 8 volte la massa del Sole), le fasi iniziali di formazione e la Sequenza Principale sono simili. Tuttavia, la loro evoluzione successiva è molto più drammatica. Quando anche l'elio nel nucleo finisce, la temperatura raggiunge valori tali da innescare la fusione del carbonio, e questo ciclo continua con la fusione di elementi sempre più pesanti (neon, ossigeno, silicio), finché non si arriva alla formazione del ferro.
A differenza degli altri elementi, la fusione del ferro non produce energia, bensì la consuma. Così, la stella implode su se stessa, le temperature raggiungono valori elevatissimi finché la stella non esplode del tutto, generando una spettacolare supernova. In questo stato di estrema energia, si formano gli elementi più pesanti del ferro.
A seconda della quantità di materia residua dopo l'esplosione, il nucleo collassato può dare origine a oggetti diversi:
- Stella di Neutroni: Se la massa residua è sufficiente, ma non eccessiva, si forma una stella di neutroni, in cui le temperature sono talmente elevate da fondere protoni ed elettroni in neutroni. Probabilmente, molte stelle di neutroni sono degli oggetti detti pulsar, stelle pulsanti in rapida rotazione su sé stesse che emettono radiazioni in una sola direzione.
- Buco Nero: Nei casi in cui la quantità di materia che rimane è ancora maggiore, si forma un buco nero. Questi sono corpi in cui la densità assume valori enormi, generando un campo gravitazionale così intenso che persino la luce rimane intrappolata, ragion per cui non sono visibili. Nei buchi neri, inoltre, non valgono le leggi della fisica ordinaria e tempo e spazio sono profondamente diversi.
Come Studiamo le Stelle
Tutte le informazioni sulle stelle ci arrivano grazie agli spettri di assorbimento. Dagli spettri si ricava la composizione chimica della stella e si può anche conoscere la temperatura superficiale. A seconda di quest'ultima, le stelle vengono classificate in 8 classi principali (dalla temperatura più elevata): O, B, A, F, G, K, M, N. Ogni classe è poi divisa in 10 sottoclassi indicate dai numeri da 0 a 9.
Dagli spettri si capisce, inoltre, se le stelle sono in avvicinamento o in allontanamento tramite l'effetto Doppler: se un oggetto celeste si avvicina, la lunghezza d'onda della luce diminuisce, prevalgono le radiazioni nel blu e si ha un "blue shift"; se la stella si sta allontanando, la lunghezza d'onda aumenta, prevalgono le radiazioni nel rosso e si ha un "red shift".
La Ricerca Moderna: Il Progetto STARFORGE
La modalità di formazione delle stelle è una questione centrale per l’astrofisica, un campo molto complesso da esplorare data la serie di processi fisici coinvolti. Il progetto STARFORGE rappresenta in modo accurato ciò che accade davvero in queste massicce aggregazioni gassose presenti nello spazio, all’origine dei pianeti e delle stelle.
«Ormai da un paio di decenni si effettuano simulazioni della formazione delle stelle, ma STARFORGE compie un gigantesco passo in avanti per tale tecnologia», ha commentato Michael Grudić, primo autore dello studio e astrofisico teorico presso l’Università Northwestern negli Stati Uniti. «Altri modelli sono solo riusciti a simulare una piccola porzione della nuvola in cui si formano gli astri, ma non l’intera nebulosa ad alta risoluzione.»
Secondo i risultati della ricerca, i getti emessi dalle stelle di nuova formazione aiutano a controllare quanto materiale viene accumulato dall’astro, impedendo che le stelle si ingrandiscano eccessivamente. «I getti ostacolano l’afflusso di gas verso la stella», ha spiegato Grudić. «In sostanza, soffiano via i gas che altrimenti sarebbero stati inglobati nell’astro, aumentandone la massa.» Una migliore comprensione delle stelle ci porterà a conoscere meglio l'universo e il nostro posto al suo interno, offrendo nuovi indizi sulla composizione delle galassie.