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Per vedere le stelle, bisogna guardare dove c’è buio.

Nel “vuoto” cosmico c’è qualche particella (un atomo in un cm³ – un dado, di solito di idrogeno, in generale sulla Terra in un cm³ ci sono 10 miliardi di miliardi di miliardi di particelle) detto mezzo interstellare. C’è anche della polvere (ghiaccio, silicati, carbonio) pochissima e sottilissima. È tutto freddissimo (-271° cioè vicino allo zero assoluto, che è -274°). Questo gas e questa polvere è in realtà uno dei principali problemi degli astronomi perché ci nasconde le stelle alla vista. Anche le zone scure della nostra galassia sono agglomerati di polvere e gas.

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Via Lattea, la nostra galassia, vista dallo spazio

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A volte questo gas si addensa diventando centinaia di migliaia di particelle per cm³.

In questo caso si hanno le nebulose, bellissimi e interessanti oggetti astronomici. È qui che si formano le stelle. All’inizio questo nome era dato agli oggetti celesti che emettevano luce ma non erano stelle, quindi spesso le galassie venivano chiamate così e così tutti gli oggetti misteriosi e non puntiformi, poi le cose vennero chiarite.

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Guarda per esempio, la nebulosa di Orione che è nella spada (si vede anche a occhio nudo, ma soprattutto con il telescopio). Si tratta di una specie di nuvola tempestata di puntini luminosi, incantevole. È tra le più studiate, anche dal 700. La sua dimensione è di oltre 2000 volte la distanza tra il Sole e Nettuno e contiene migliaia di volte la massa del Sole.

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Ci sono nebulose e anche galassie sempre più grandi nell’Universo, non se ne vede la fine e il limite.

Per esempio la famosa nebulosa dell’Aquila supera le 10000 masse solari (si utilizza la massa del sole in kg come unità di misura per evitare numeri grandissimi in Kg, ma ci vengono comunque molti zeri).

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Il primato va alla nebulosa della Tarantola, la cui massa risulta un milione di volte la massa del Sole.

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E chissà cosa si troverà in futuro. Le nebulose hanno nomi di fantasia, come le costellazioni, per esempio quella che sembra una testa di cavallo viene chiamata Pilastri della Creazione, nella nebulosa dell’Aquila.

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Nelle nebulose la temperatura è di poco sopra lo zero, anche decine di gradi, se un po’ più compresse. Sono composte prevalentemente da molecole di idrogeno,  elio e qualche sporadica molecola di ghiaccio e carbonio contenuta nella polvere.

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Parrebbe strano che nello spazio questo gas non si espanda, come di solito fanno tutti i gas, almeno all’interno di un contenitore. Qui il contenitore non c’è! La causa sta nella forza principe dell’universo, la forza gravitazionale, che governa  le leggi dello spazio. La sperimentiamo anche sulla Terra e ne sappiamo molto ma ancora troppo poco. Ma come fanno le particelle così piccole ad esercitare la forza di gravità? Ognuna infatti ha una forza infinitesima, ma tutte assieme, creano un ammasso, un oggetto con un’enorme forza di gravità: sono miliardi di miliardi di molecole che si attirano le une alle altre e nel complesso le forze si sommano.

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Intanto la forza continua a lavorare e la nebulosa comincia a diventare più piccola e più compatta e le molecole cominciano sempre di più a scontrarsi. Nella contrazione aumentano gli urti tra particelle ed esse si “ribellano”, cercando di spingersi nella direzione opposta. Questa forza che si oppone alla gravità è la seconda protagonista, la pressione.

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Questo tira e spingi continua fino a giungere al desiderato “equilibrio” il punto in cui gli scienziati riescono a capirci qualcosa e a fare i loro calcoli.  Ma nell’equilibrio tutto è fermo. E allora perché ci sono le stelle? La spinta infatti arriva da fuori di solito: campi magnetici, esplosioni di altre stelle, turbolenze… Allora o vince la pressione e la nube si disperde, o vince la gravità e la nube collassa, si restringe, aumenta la sua densità. Però è troppo grossa e densa e dunque si frammenta, formando dei noccioli particolarmente densi  (i Clump).

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Dentro a questi noccioli la gravità aumenta ma come pure la pressione e gli scontri tra particelle conseguentemente.  Questo continuo movimento e questi urti tra le particelle innalzano la temperatura, che non è altro che la velocità con cui si muovono le particelle dentro un gas (nei gas perfetti quando aumenta la pressione e diminuisce il volume deve aumentare la temperatura per compenso! È la legge).

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Il gas collassante, che andrà a formare la protostella, disperda l'energia gravitazionale accumulata (in nero) mediante l'irraggiamento (in rosso)

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Intorno alle centinaia di gradi la situazione rallenta (la pressione rallenta la forza di gravità), ma il gas troppo energetico per restare lì così stretto, comincia da emettere una radiazione radio e gli astronomi si accorgono che lì c’è qualcosa. Non si sa ancora bene cosa e lo stanno studiando.

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1. Gas della nube in caduta (trasparente) 2. Fotosfera infrarossa 3. Guscio di polveri in caduta 4. Fronte d'urto 5. Nucleo idrostatico protostellare

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Quando la struttura continuando a contrarsi , e ci vogliono migliaia e migliaia di anni, arriva oltre i 2000°, c’è di nuovo un equilibrio ma la struttura diventa visibile perché ha un colore rossastro, per via della temperatura. Si tratta ancora di una protostella.

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In questa fase la struttura assume la forma di disco e comincia ad accrescersi attirando a sé polveri e materia che spiraleggia verso il centro aumentando la massa.

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Questo disco può anche compattarsi e formare pianeti. Si tratta di materia, polvere planetaria, che non è riuscita a cadere sulla stella in formazione .

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La protostella si accresce sempre più, aumentando gravità, pressione e temperatura e a un certo punto comincia ad allontanare il gas che la circonda. Il disco si allontana e si consuma e la luce diviene sempre più simile a quella di una stella.

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Questo processo può durare qualche milione di anni, più degli altri. Nel nocciolo ci sono circa un milione di gradi e nella superficie migliaia, ma ancora non si tratta di una stella. Perché questa lo diventi, ci manca la fusione termonucleare. Di cosa si tratta?

Gli uomini sanno fare la fissione nucleare, cioè sanno dividere in due gli atomi più grandi come avviene nelle centrali nucleari. Qui invece ci sono due atomi di idrogeno che a causa dell’enorme temperatura e pressione si fondono tra loro dando vita ad un nuovo atomo, quello di elio, con una massa minore di quella dei due atomi di idrogeno. La massa che apparentemente sparisce diviene energia (ricorda la famosa equazione E=mc²)

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La fusione comincia ad avvenire nella protostella quando essa è oltre al milione di gradi e compare il deuterio, un atomo di idrogeno che ha anche un neutrone oltre il protone, nel suo nucleo.  Ma ce ne sono pochi e la principale fonte di energia rimane sempre la contrazione gravitazionale.

Basta comunque una prima reazione del deuterio per accendere, insieme alla gravità che aumenta la temperatura, la fusione termonucleare, che una volta innescata, continua a prodursi. Questo avviene a oltre dieci milioni di gradi. La reazione di fusione nucleare rilascia in un secondo, circa 700 volte l’energia che consuma Roma in un anno.

A questo punto la nube di gas intorno è completamente dispersa, avvengono continuamente fusioni termonucleari e si è formata la stella.

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Non tutti gli oggetti gassosi possono diventare stelle, solo quelli che hanno una massa minima, almeno circa un decimo di quella solare e non quelli più grandi di 100 masse solari, dove la pressione disperderebbe il gas.

L’idrogeno è l’elemento più comune nell’universo e l’elio è il primo gas nobile. Un grammo di idrogeno convertito in energia con la formula E=mc² dove c è la velocità della luce, cioè 300.000 Km al secondo, darebbe un’energia pari a 90.000 miliardi di joule (un’energia pazzesca). Il primo ciclo di reazione termonucleare che va da idrogeno ad elio viene chiamata catena protone-protone e costruisce un atomo di elio da 4 atomi di idrogeno. Questo accade principalmente nelle stelle grandi come il sole o poco più. In stelle più grandi si utilizzano catalizzatori, come ossigeno, carbonio o azoto, che non vengono consumati ma aiutano solo la reazione. Si tratta del ciclo CNO. L’atomo di elio è di 7 millesimi più leggero dei 4 atomi di idrogeno ed è questa la massa piccolissima che viene convertita in energia enorme.

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La scoperta della fusione nucleare nelle stelle ha allungato l’aspettativa di vita delle stelle stesse che, sottoposte alla sola forza gravitazionale sarebbero durate meno (il nostro sole solo qualche decina di milioni di anni, non giustificando la comparsa della vita sulla Terra, ecc.. ). Invece l’energia che proviene dalle fusioni dell’idrogeno, in grande disponibilità, ci assicura, per esempio, per il sole, una vita di miliardi di anni.

La differenza di massa nelle stelle dà però molte differenze a livello di reazioni ed energia. Sono molto diverse tra loro le stelle!

Nel sole la struttura al suo interno è radioattiva, cioè trasferisce energia tramite radiazioni, mentre all’esterno è convettiva (tipo riscaldamento di liquidi). Pensando ad una pesca noce, il sole ha un nocciolo, dove avvengono le reazioni, una polpa che irradia energia e una buccia che è convettiva, dove sacche di plasma caldo escono e rientrano.  Le stelle di massa superiore hanno il nocciolo con le reazioni, la prima metà della parte esterna  convettiva e l’ultima metà come una buccia- non buccia molto spessa e  radioattiva.  Solo il 10% della stella è coinvolta nelle reazioni nucleari, tutto il resto serve solo per smaltire energia.

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La temperatura altissima a milioni di gradi non basta per spiegare l’innescarsi delle reazioni nucleari. Serve anche la meccanica quantistica che tratta le particelle subatomiche e soprattutto l’incertezza usando la statistica e la probabilità. Non si possono avere tutte le informazioni soprattutto sulle particelle subatomiche e c’è sempre una qualche bassa probabilità che consente avvengano fenomeni come la trasformazione di idrogeno in elio che generalmente sarebbero impossibili a temperature più basse.

In generale sulla stella avvengono queste fusioni nucleari e la cosa continua così per un bel pezzo. Ma quali sono le differenze tra stelle e come sono state notate?

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Ai tempi dei Greci si poteva notare che alcune stelle hanno un colore diverso dalle altre oppure sono più luminose. Ad esempio Arturo è giallo rosso o Vega che è bianco azzurra. In effetti ogni stella ha il suo colore, per esempio il Sole è una stella gialla. È anche vero che noi, da animali diurni, di notte vediamo male e tendiamo a vedere in bianco e nero, per cui tutte le stelle ci sembrano bianche.

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Coi telescopi la nostra visione è migliorata e i colori delle stelle sono visibili. La luce ci dà informazioni sulla composizione di una stella. Essendo una radiazione elettromagnetica i suoi tipi di onda possono essere studiati. Conta la loro frequenza e la loro ampiezza, quanta energia portano, se sono fitte o hanno picchi molto alti. Si propagano alla velocità della luce, la loro lunghezza d’onda è la distanza tra una cresta e l’altra e la frequenza è il numero di creste al secondo. Ci interessano particolarmente le onde con una lunghezza d’onda piccolissima. In particolare, quando la frequenza è molto alta percepiamo la luce nel visibile come blu ed è molto energetica, mentre quando la frequenza è più bassa percepiamo la luce come gialla, poi rossa, rosso scuro, fino a scomparire, portando energie minori

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Lo spettro elettromagnetico fu studiato per primo da Newton osservando come la luce bianca che colpisce un prisma con un certo angolo si scompone in bande colorate dal viola al rossi.

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Attraverso lo spettro elettromagnetico della luce che ci arriva dalle stelle possiamo stabilire temperatura, energia, composizione chimica e movimento di un astro.

Quando si misura lo spettro elettromagnetico di una stella si vede che la stella emette a qualunque lunghezza d’onda, dalle onde radio ai raggi X e in qualche caso anche ai raggi Gamma, cioè nelle radiazioni più energetiche possibili. Il nostro sole però emette essenzialmente nella luce gialla e infatti di quel colore lo vediamo, così come Arturo emette essenzialmente nel rosso, cioè ad energie minori e Vega nel blu, cioè a energie maggiori. Questa emissione è collegata alla temperatura superficiale (Angelo Secchi), più è calda più il suo colore va verso il blu. Una stella abbastanza fredda (comunque 4000 gradi) emette nel rosso.

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Dunque in questa fase della vita della stella la radiazione è collegata alla massa, più sono grosse più sono luminose perché devono emettere più radiazione (la luminosità è proporzionale alla massa alla terza in masse grandi, mentre per quelle più piccole cresce come la massa alla quarta). Temperatura ed energia di una stella dipendono dalla sua massa, cioè dalla quantità di idrogeno disponibile per la reazione nucleare.  Le masse più grandi però consumano più velocemente (è come avere una Ferrari e una Punto) il loro carburante, le stelle grandi 100 masse solari lo consumano in circa 2 milioni di anni, mentre il sole ci metterà 10 miliardi di anni e una stellina di un decimo di masse solari ci impiegherà 1000 miliardi di anni.

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Dunque questa situazione di equilibrio per la stella è destinata a finire e la stella andrà verso la sua fine: ha consumato l’idrogeno e ci sarà solo elio nel suo nucleo.

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La stella ha qualche acciacco, una crisi di mezz’età. Gli atomi di elio sono molto più pesanti dell’idrogeno, quindi senza l’energia termonucleare la stella è soggetta a un’energia gravitazionale maggiore e si contrae e diventa sempre più piccola. Rimane comunque un po’ di energia che cerca di controbilanciare la forza gravitazionale e investe lo strato d’idrogeno superiore e ne alza la temperatura. Dopo un po’, fuori dal nucleo la temperatura arriva a 10 milioni di gradi e si accende anche il guscio esterno al nucleo (detto shell) cominciando a formare nuovo elio. Per smaltire l’energia termonucleare la stella si gonfia diventando 4 o 5 volte più grande. La stella entra quindi in un’altra fase. Le fasi si spiegano con il diagramma HR.

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Il diagramma di Hertzsprung-Russel (H-R) (1910) è un particolare grafico in cui si rappresenta la magnitudine assoluta  in funzione della temperatura. Facendo il grafico, si è trovata una certa relazione tra temperatura e luminosità, che racconta anche qualcosa sulla grandezza e sull’età delle stelle.   Esso permette quindi di rappresentare contemporaneamente in uno schema stelle di diversa dimensione, luminosità e temperatura e età.

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Sull’asse orizzontale possiamo trovare la temperatura assoluta superficiale, o la classe spettrale, la quale è legata al colore della stella. Come evidente dal disegno, le stelle più calde sono blu, mentre le più fredde sono rosse.
Sull’asse verticale c’è la magnitudine assoluta, che talvolta può essere sostituita con la luminosità. Scendendo nel grafico troveremo stelle sempre meno luminose. Le stelle inoltre sono posizionate in ordine crescente di dimensione dal basso verso l’alto, considerando la relazione di diretta proporzionalità fra la massa e la luminosità di una stella.

La maggior parte delle stelle si trovano sulla diagonale che parte da luminosità e temperature più elevate fino a temperature e luminosità più basse. Questa è la sequenza principale dove si brucia l’idrogeno, è la zona più importante e più lenta. All’interno si trovano la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole.

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Nel vertice inferiore troviamo stelle piccole e fredde, le stelle rosse, come Proxima Centauri, che ci mettono più tempo a bruciare. All’estremo superiore invece si trovano stelle azzurre, come Spica, che sono grandi e calde e bruciano velocemente. Le giganti rosse, fredde e grandi, e le nane bianche, piccole ma calde, si trovano al di fuori della sequenza principale, e sono alcune delle stelle che sfuggono alla relazione fra massa e luminosità.

Il diagramma H-R permette di capire l’evoluzione stellare, cioè quei cambiamenti che una stella subirà durante la sua vita, e di conseguenza di risalire all’età di una stella. Nel tempo, infatti, le stelle si trasformano, cambiando le loro caratteristiche, e di conseguenza sarà mutata la loro posizione nel grafico.
Le stelle nella sequenza principale sono le più stabili: per questo motivo “sostano” in questa zona per molto tempo. Le giganti rosse e le nane bianche sono infatti soltanto stadi evolutivi finali di stelle che si trovavano originariamente nella sequenza principale. Più il tempo avanza più le stelle abbandonano la sequenza principale.

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Eravamo alla stella di mezz’età, appena uscita dalla sequenza principale. La temperatura sta calando nel suo strato più esterno ed essa si presenta più rossa. La Shell continua a bruciare idrogeno ma il suo nucleo si presenta “degenere” cioè densissimo. Anche qui c’entra la quantistica ed in particolare il principio di esclusione di Pauli. Nella stretta massa di protoni, neutroni ed elettroni, due elettroni  per quanto vicini e con la stessa energia non possono trovarsi nella medesima situazione, la distanza dal nucleo deve essere diversa. Ora gli atomi sono sazi, pieni di elettroni. La massa del nucleo si accresce per il lavoro della Shell e si contrare ulteriormente per via della maggior forza gravitazionale, mandando più energia alla Shell che lavora sempre più alacremente:  è la fase delle Giganti Rosse (fase RGB, in astrofisica è tutta una sigla!). la loro temperatura superficiale è di circa 5000°, indipendentemente dalla loro massa.

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Se invece la massa è superiore a 2 masse solari, il nucleo non degenera e si comincia subito la combustione dell’elio, arrivando velocemente verso il gran finale, ma queste stelle così rapide sono difficili da osservare. Le stelle più piccole proseguono il loro cammino lentamente, nello strato più esterno ritorna la convezione che scava nella Shell. Si rimescola la composizione chimica e lo spettro stellare mostra una presenza maggiore di azoto, carbonio ed ossigeno. La stella cala di luminosità in più fasi, attraversando la stessa zona del grafico 3 volte nel riassestamento tra Shell e strato convettivo. Alla fine esce dalla fase RGB con un raggio 100 volte maggiore di prima e una temperatura di circa 3000°. Il Sole occuperà lo spazio fino all’orbita di Venere.

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Ora la stella è pronta ad innescare la reazione che da elio porta alla formazione del carbonio, la fase 3 alfa. Ma serve una temperatura che è centinaia di milioni di gradi perché avvenga la 3 alfa e ora il nucleo di solo elio è degenere. Esso si accende in maniera istantanea, creando un Flash talmente luminoso che si può paragonare a quello dell’intera galassia, ma non si vede all’esterno, esso viene utilizzato per espandere il nucleo e permettere la combustione dell’elio. Non basta un solo flash, ne avvengono circa una decina per interessare tutto il nucleo. Il nucleo si espande, la Shell d’idrogeno viene allontanata e la sua combustione rallenta per via della minore temperatura.  Di nuovo la stella si contrae per gravità non avendo più l’energia della Shell.

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La fase 3 alfa si accende con circa 0,5 masse solari e la luminosità di queste stelle è più o meno la stessa a prescindere dalla loro massa, con differenze importanti in temperatura. Le stelle più grandi saranno meno calde, ma quelle più piccole saranno più compatte e più calde (come il Sole).

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L’elio brucia molto velocemente ed si avvia una nuova fase, quella della Gigante asintotica. Il nucleo torna inerte e nel nucleo si trova il carbonio e ossigeno. Piccola pausa. Ma il nucleo si contrae ancora ed oltre la Shell d’idrogeno si accende un Shell di elio che produce carbonio e ossigeno. La stella simil-pesca aumenta i suoi strati.

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Ma la Shell di elio va molto veloce e molto velocemente si spegne  perché finisce il carburante. La stella si contrae, aumenta la temperatura del nucleo e permette ai rimasugli della Shell di idrogeno di riaccendersi. Formando elio si riaccende la Shell più interna e per una decina di migliaia di anni ricomincia la sua azione, rendendo più luminosa la stella per quel periodo (pulsi termici).

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La temperatura del nucleo non consente la fusione del carbonio e gli strati più esterni si espandono e si diffondono nella spazio dando vita alla cosiddetta nebulosa planetaria, che però non è quella che fa nascere i pianeti (si tratta di un nome antico) e che ha vita breve, si disperde in migliaia di anni.

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A questo punto le stelle con una massa solare inferiore a 8 masse solare hanno una morte tranquilla, diventano oggetti molto densi, poco luminosi e destinati a diventare enormi cristalli che vagano nello spazio. Il nucleo si contrae ma non raggiunge l’energia necessaria per far fondere il carbonio e arriva a dimensioni simili a  quella della Terra. Il nucleo torna degenere e arriva a temperature altissime, in superficie va da 4000 a 40,000°. La densità del nucleo è enorme 1 cucchiaino di questa materia pesa 1 tonnellata. È la Nana bianca e si sta raffreddando.

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Le Nane Bianche furono osservate per la prima volta nel 1910 in un sistema dove c’è anche il famoso pianeta roccioso Vulcan (quello di Spoc e dei Vulcaniani di Star Trek) a 16 anni luce dalla Terra. Le nane Bianche rilasciano energia nello spazio perché non riescono più a contrarsi e calano sempre più di temperatura e luminosità fino a diventare Nane Nere quasi impossibili da trovare

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A volte si vedono enormi palle di diamante perché l’energia residua viene utilizzata per cristallizzare il carbonio essendoci un rallentamento del raffreddamento (ad esempio Lucy nella costellazione del Serpente). Di nane bianche ce ne sono di diverso tipo, alcune sono di carbonio e ossigeno, ma altre si sono fermate prima e sono solo di elio, quelle più grandi hanno bruciato un po’ di carbonio e sono di neon e ossigeno.

Invece quelle più grandi hanno una morte spettacolare, diventano supernove.

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Siamo fatti di polvere di stelle. Ma finora abbiamo parlato di elementi leggeri, per formare i pianeti abbiamo bisogno di elementi molto più pesanti, come il silicio, il ferro, ecc… Questi elementi provengono dalla morte delle stelle superiori alle 8 masse solari. Vivono poco più di 100 milioni di anni, 1/100 della vita di una stella come il Sole.

Si comportano come le altre più o meno fino alle Giganti asintotiche con il nucleo e due Shell che bruciano alternativamente. Il loro nucleo è tanto grande che già cominciano a bruciare il carbonio producendo neon e azoto in contemporanea con la fusione dell’elio.

Quando cominciano queste reazioni la loro massa si ingrandisce notevolmente: una gigante di 10 masse solari quando si espande diventa qualche migliaia di volte la dimensione del nostro sole. Per esempio come Betelgeuse, una supergigante rossa. 4

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Oppure Mu Cephei, Supergigante Rossa detta stella Granata,  nella costellazione di Cefeo, ha un diametro di 1300 volte quello del sole, cioè se fosse nel sistema solare toccherebbe l’orbita di Saturno.

Queste stelle vivranno ancora centinaia di migliaia di anni ma praticamente sono alla fine.

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Abbiamo visto che nelle Giganti asintotiche, quando comincia la combustione del carbonio, la stella si trova divisa in 3 /4 strati: una Shell che brucia idrogeno più esterna, una Shell che brucia elio, un nucleo di carbonio  e lo strato più esterno che è costituito da idrogeno ed elio che non subisce reazioni.

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Per le stelle generalmente di massa superiore a 8 masse solari queste reazioni continuano, anche se qualche nana bianca di neon e azoto si trovano anche tra le stelle con massa compresa tra 8 e 10 masse solari.

Dunque le condizioni delle stelle grandissime consentono la sinterizzazione del carbonio negli elementi successivi e creano una struttura a cipolla, cioè aggiungono delle Shell dove avvengono reazioni che sintetizzano elementi via via più pesanti, fino al ferro nel nucleo della stella.

Il ferro è effettivamente l’ultima reazione effettuata termonuclearmente.

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Ricorda la Nucleosintesi stellare Montessoriana!

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Le prime due o 3 reazioni portano a cambiamenti visibili nella stella, mentre le ultime avvengono senza grossi sconvolgimenti, perché il materiale è sempre in quantità minore e le razioni sono sempre più veloci.  Dal silicio al ferro passano alcune centinaia di anni e la stella non riesce mai a raggiungere un temporaneo equilibrio e a risistemarsi.

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Le reazioni successive al ferro non sono esoenergetiche, cioè non rilasciano energia; dal ferro in poi le reazioni sono endoenergetiche cioè per avvenire usano più energia di quella che producono.  Infatti il ferro è un elemento molto stabile e potrebbe stare lì fermo per molto tempo, nella stella non c’è abbastanza energia per avviare una nuova reazione, tra l’altro poco conveniente.

Dunque il nucleo rimane inerte e collassa su se stesso per via della forza gravitazionale, la stella si contrae violentemente, il tempo di collasso dipende dalla densità e avendo densità altissime il nucleo della stella si contrae nel giro di centesimi di secondi. La Shell di silicio che lo circonda trova il vuoto sotto di sé ma risente dell’attrazione gravitazionale e collassa pure lei verso il nucleo. Si pensa che ci sia un rimbalzo, cioè che la Shell cada sul nucleo e poi rimbalzi all’esterno. Ma questo avviene anche per le altre Shell, che collassano e rimbalzano pure loro, il fenomeno avviene a cascata: la Shell di silicio è la prima che le respinge all’esterno.

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Si tratta di un esplosione che noi immaginiamo avvenga in qualche secondo come siamo abituati a vedere, ma questa esplosione, mentre il collasso dura qualche secondo, dura giorni, mesi, mentre gli strati si diffondono nello spazio. Queste sono le Supernove Core Collapse cioè quelle di tipo 2. Queste esplosioni raggiungono una luminosità pari a centinaia di milioni di volte quella del sole, tanto è vero che le vediamo.

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Sono state moltissime le supernove esplose nella nostra galassia, ma quelle che abbiamo visto molte meno. I testi degli astronomi cinesi e islamici riportano l’avvistamento di una stella molto luminosa nella costellazione del Lupo che dopo qualche mese non c’era più.

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Così un astronomo egizio racconta di una stella apparsa per un po’ 3 volte più grande di Venere,  e nel 1056 è descritta dai Cinesi una stella luminosissima che ora appare come una zona ellittica di un colore strano con filamenti azzurrognoli che ricorda la forma di un granchio.

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Nel 1592 fu osservata una supernova nella costellazione di Cassiopea dal famoso astronomo Ticho Brahe, che le diede il nome di Nova, invece l’appellativo Super fu aggiunto nel 1931 da due astronomi molto impostanti per cosmologia e astrofisica.

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Nel 1608 il giovane Keplero osservò una supernova nella costellazione dell’Ofiuco.

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Nel 1987 si ricorda una supernova molto famosa, la 1987a nella nebulosa di Magellano. È stata la prima ad essere osservata con grandi mezzi tecnologici da tuta la comunità astronomica e pure la prima extragalattica. Quando è accaduto, tutti erano avvisati e se ne è osservata tutta l’evoluzione, rilevando anche i neutrini, particelle subatomiche teorizzate da Pauli che si erano mai osservati solo in un esperimento e che vennero così inclusi nell’evoluzione stellare.

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Dopo qualche mese la Supernova diventa invisibile, anche se si espande per centinaia di migliaia di anni. La cosa straordinaria è che il materiale prodotto nel corso di una vita dalla stella viene scagliato nello spazio a migliaia di km al secondo. Il gas ionizzato si espande formando una serie di onde d’urto e una nube che si chiama Resto di Supernova.  Vengono quindi emessi tutti gli elementi fino al ferro, mentre nell’universo primordiale vi erano solo 3 elementi dal Big Bang: idrogeno, elio e una piccolissima traccia di Litio. Le stelle sono fabbriche di elementi ed essenzialmente sono le supernove a produrre tutti questi elementi  (nelle giganti rosse possono esserne prodotti pochissime quantità).

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Da dove vengono tutti gli elementi più pesanti del ferro? Il nucleo della stella prima dell’esplosione arriva a 10 miliardi di gradi, composto da nichel e ferro  ed è densissimo. Qui avviene la reazione ferro-elio: se un fotone lo colpisce si trasforma in 13 atomi di elio e 4 neutroni, più pesanti dell’atomo di ferro. Questa reazione richiede energia per avvenire che viene fornita dal nocciolo stesso, che cala la temperatura cedendo energia, al punto che bruscamente la sua temperatura diminuisce fino a 100 milioni di gradi.

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Dunque cala la pressione e prevale la forza gravitazionale, portando al collasso il nocciolo.

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Il nucleo allora cerca di reagire ed acquisire energia catturando elettroni : i protoni con gli elettroni formano neutroni e neutrini, i quali sono molto leggere e volatili e trasportano fuori l’energia del nucleo della stella. Dunque la condizione del nucleo peggiora e la forza gravitazionale comprime ancor più il nocciolo che cerca di catturare elettroni e così si forma un processo a catena, che si chiama URCA.

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Dopo l’esplosione rimane un oggetto densissimo formato solo da neutroni: le stelle di neutroni che si trovano al centro della Supernova e hanno una dimensione di una ventina di Km. Esse ruotano a velocità elevatissime dando luogo a campi magnetici ed emettendo flussi di particelle che corrono circa alla velocità della luce lungo le linee del campo magnetico.

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A volte asse di rotazione e asse magnetico sono disallineati, come sulla Terra, dove la differenza è minima. Si creano quindi come dei fari, cioè la luce che si vede solo quando il faro ruota verso di noi e dalla Terra si vedono i segnali luminosi che si ripetono in modo intermittente. Questo è stato rilevato nel 1967 osservando il mezzo interstellare con onde radio che regolarmente ogni notte riapparivano in modo intermittente. Si pensarono agli alieni. Una volta centrato il problema il ritardo nella ricezione di onde radio poteva far risalire alla distanza dalla sorgente (nel caso 210 anni luce).  L’asse magnetico da cui partono le particelle  gira come quello di un faro e noi siamo colpiti ogni intervallo di tempo che corrisponde alla rotazione della stella.

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Le stelle di neutroni che emettono queste radiazioni (radio) sono state chiamate Pulsar e se ne sono state trovate molte altre negli anni a venire.

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Una pulsar venne trovata nella nebulosa del Granchio, creando un collegamento tra Supernove e Pulsar.

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Non solo: due stelle di neutrone possono incontrarsi, in alcuni casi anche scontrarsi. In questo caso abbiamo l’esplosione finale e il formarsi di elementi fino al Plutonio. L’incontro di queste stelle di neutroni può portare alle Chilonove, si tratta di nuove esplosioni , meno luminose delle supernove, ma si ipotizza che siano proprio i neutroni a generare le reazioni più energetiche dell’universo, formando quindi tutti gli elementi che completano la tavola periodica.

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In realtà queste stelle di neutroni non sono le uniche responsabili: se il Core di una stella supera un certo limite e nemmeno i neutroni riescono a contrastare la forza gravitazionale si arriva ad un ulteriore collasso. In questa situazione si formano i cosiddetti Buchi Neri.

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L'immagine dell'orizzonte degli eventi del buco nero supermassiccio al centro della galassia Messier 87, proposta nel 2019 (Event Horizon Telescope) 

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Nel 1783 un pastore anglicano propose l’idea assolutamente ipotetica di velocità di fuga, cioè quella velocità che serve ad un oggetto che serve per fuggire dalla forza gravitazionale (quella che si utilizza per far partire i razzi e metterli in orbita). In questo modo posso ricostruire il raggio che deve avere un oggetto di massa pari al sole per non lasciar fuggire nemmeno la luce. Si tratta di un oggetto di circa 3 km di raggio (fu chiamata Stella Oscura).  Questa teoria venne abbandonata con Einstein e le distorsioni dello spazio tempo.  Secondo questa teoria esisterebbero regioni così dense da intrappolare qualunque oggetto (compresa la luce) al loro interno.

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Tutti questi oggetti: stelle di neuroni, nane bianche, buchi neri sono solo ciò che rimane dopo la morte della stella. Dalle esplosioni delle Supernove nascono altre stelle, all’inizio si ha una nube molecolare che si contrae e comincia la formazione stellare. Quello che dà il via al collasso della nube è ignoto, ma l’esplosione delle Supernove sembrano le ottime candidate a dar il via a questo processo. Si tratta quindi di un ciclo che si autoalimenta. Tutto è partito da elementi semplicissimi che hanno dato il via alle stelle che a loro volta hanno arricchito l’universo di nuovi elementi.

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Attorno ad una stella poi la nube di polvere si aggrega dando via ai sistemi planetari, corpi rocciosi e giganti gassosi. Su un pianeta, ricco di tutti gli elementi, compresi i più pesanti, si sviluppa la vita basata sul carbonio. È lì, attorno ad una stella chiamata Sole che si è sviluppato un organismo capace di sviluppare una tecnologia incredibile, anch’esso formato da polvere di stelle (Carl Sagan).