Evoluzione stellare


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Misure sulla composizione media stellare e stime effettuate con il modello standard, compatibili anche con differenti modelli cosmologici, concordano sulla composizione di equilibrio delle nubi di materia primordiale: 25% He + 75% H
Questo rapporto percentuale determina le condizioni necessarie per lo sviluppo nelle stelle degli elementi necessari alla vita biologica nell’Universo.
Disomogeneità iniziali nella distribuzione spaziale degli atomi, hanno nel passato e continuano nel presente a dare origine  per effetto dell’attrazione gravitazionale a lievi addensamenti di materia allo stato gassoso. Questi vengono chiamati col nome di globuli di Bok. Col tempo, la materia della nube continua ad addensarsi per contrazione gravitazionale riscaldandosi e originando globuli di materia opaca alla luce emessa da altri corpi, questo stato precede quello di protostella. Le nubi hanno masse fino ad un milione di volte quella del Sole e temperature molto basse, da circa una decina a poche centinaia di gradi sopra lo zero assoluto (cioè da -263°C a pochi gradi centigradi sotto zero). La loro struttura è in equilibrio, infatti la forza di gravità che tenderebbe a farle collassare è controbilanciata dalla pressione creata dal moto delle particelle di materia al loro interno.

A volte l’equilibrio della nube viene casualmente a mancare e in certi punti la densità aumenta. La nube si contrae spontaneamente e lentamente.  Attraverso questo meccanismo si formano all’interno di nubi molto dense e oscure stelle di piccola massa. Stelle più massicce si formano invece nel collasso di nubi meno dense, causato da fattori come la compressione del gas della nube da parte di materiale espulso ad alta velocità da stelle evolute o per effetto di onde d’urto. L’energia potenziale gravitazionale si trasforma in energia cinetica e la massa inizia a scaldarsi. L’aumento della temperatura porta la massa a espandersi e a contrastare le forze di contrazione. L’aumento di temperatura interna ionizza il gas iniziando a rendere il globulo sempre più opaco. Durante la contrazione del gas, il 50% del lavoro svolto dalla gravità finisce in riscaldamento del nucleo. In questa fase la protostella è ancora immersa nella nube di gas e polvere dalla quale è originata; la temperatura superficiale di 2-3.000 gradi.
Si inizia a formare un disco di gas ruotante. La protostella nelle prime fasi della sua vita emette getti di materia dalle regioni polari lungo l'asse di simmetria del disco. In questa fase la protostella è oscurata dal materiale circostante ed è perciò poco luminosa.

La contrazione della protostella continua fino all’innesco delle fase termonucleare; la protostella diventa  una stella. Il vento stellare soffia via lo strato di polveri che la circondano e la neostella emette luce propria. L’energia è prodotta a spese della massa, secondo la relazione di Einstein: nella fusione di più nuclei, la massa finale è leggermente minore rispetto alla somma delle masse di partenza.
Si arriva alla formazione della stella quando, a seguito dell’inizio delle reazioni di fusione termonucleare viene raggiunto un equilibrio tra le forze di contrazione e le forze di espansione.
Per valori di massa inferiori alle 0,08 masse solari la stella non si forma perché non si innescano le reazioni di fusione termonucleare. Per masse superiori a 110 masse solari la stella è gravitazionalmente instabile perché l’energia prodotta non è sufficiente a sostenerne la contrazione gravitazionale.
La struttura stellare è stratificata. Ogni strato possiede un valore di temperatura, di densità e di pressione. I valori aumentano andando dalla superficie verso il centro. Ogni strato della stella si trova in equilibrio tra forza di gravità,  degli strati esterni e pressione di radiazione prodotta nel nucleo della stella.  Durante la vita, l’equilibrio è mantenuto attraverso meccanismi di autoregolazione. 

La fusione di due nuclei di 1H avviene quando l’energia è abbastanza alta perché possano vincere la loro mutua repulsione elettromagnetica.
Le reazioni di fusione nucleare richiedono:  una sufficiente abbondanza dell'elemento combustibile,  una temperatura abbastanza alta per vincere la repulsione dei nuclei.  Ogni nucleo di elemento chimico richiede una diversa temperatura per la fusione: tanto più pesante è il nucleo quanto più alta deve essere la temperatura richiesta.Le reazioni di fusione termonucleare costituiscono il cuore vitale di tutte le stelle, in esse risiede il segreto dell’enorme energia che illumina il nostro universo. Quando la densità aumenta per l’avanzamento del collasso gravitazionale, gli strati più esterni che avvolgono il nucleo stellare diventano “opachi” alla radiazione cominciando a trattenerla in modo tale da incrementare enormemente la temperatura del nucleo. Il processo va avanti fino a quando il nucleo raggiunge densità e temperature tali da innescare le reazioni di fusione termonucleare. La temperatura necessaria per innescare il ciclo PP (protone-protone) si aggira intorno ai 14-15 milioni di gradi Kelvin.
Da questo momento in poi la stella vive convertendo ogni secondo centinaia di milioni di tonnellate di idrogeno in elio secondo la reazione di fusione nucleare denominata “catena Protone-Protone” (o PP) attraverso tre fasi:
1H + 1H → 2H + e+ + v
Nella prima fase due atomi di idrogeno si fondono generando un atomo di deuterio e liberando un positrone, un neutrino ed ovviamente energia.  Questa prima fase è estremamente lenta poiché il protone deve aspettare circa 109 anni prima di fondersi in deuterio.
2H + 1H → 3He + γ
Nella seconda fase l’atomo di deuterio appena formatosi si combina con un nuovo atomo di idrogeno generando un atomo di elio-3 (isotopo dell’elio) e un raggio gamma.
La terza fase può seguire tre vie diverse che, alla fine, portano comunque al medesimo risultato, ovvero alla formazione dell’elio-4.
3He +3He → 4He + 1H + 1H + v
Nella terza fase due atomi di elio-3 precedentemente formati si fondono generando un atomo di elio-4, due atomi di idrogeni e ovviamente energia. I due atomi di idrogeno rilasciati si renderanno disponibili per un nuovo ciclo di fusione.
Questo processo manterrà la stella nella fase principale della propria vita e quindi nella sequenza principale del Diagramma HR per circa 10 miliardi di anni, fin quando una parte dell’idrogeno nel nucleo sarà consumata e il rimanente non sarà in grado di assicurare urti efficaci a sufficienza per permettere il mantenimento dell’equilibrio nella stella che si avvierà verso una nuova contrazione violenta.