Il cosmo by Sconosciuto

autore:Sconosciuto
La lingua: ita
Format: epub
editore: Hoepli
pubblicato: 2020-06-18T22:00:00+00:00

Figura 3.4Le tappe dell’evoluzione stellare. Il parametro fondamentale che determina il destino di una stella è la sua massa iniziale, qui indicata in masse solari (M0).

Il ciclo della vita stellare

Per vivere abbiamo bisogno di respirare. Tutti noi convertiamo continuamente ossigeno in anidride carbonica, che espelliamo come prodotto di scarto. Allo stesso modo, la vita di una stella consiste nella conversione di nuclei atomici in altri nuclei atomici. I nuclei di carbonio, ossigeno, azoto e degli altri elementi prodotti nel cuore delle stelle sono i prodotti delle reazioni che mantengono in vita una stella. Lo stesso vale per la luce da loro emessa. Sono proprio questi due prodotti a rendere possibile la vita. I nuclei atomici forniscono la materia prima per forgiare gli organismi viventi e il loro ambiente, mentre la luce è la fonte primaria di energia per mantenere in vita gli organismi. Senza le stelle ci sarebbero solo l’idrogeno, l’elio e un pizzico di litio: l’Universo sarebbe un posto davvero poco interessante. Idrogeno ed elio costituiscono insieme il 98% della massa della materia ordinaria nell’Universo visibile. È quel 2% a fare tutta la differenza.

Non tutti gli elementi però sono prodotti durante la vita delle stelle. Anzi, questi sono sostanzialmente una piccola minoranza che si ferma al ferro. Come vengono prodotti quindi gli altri elementi, in particolare quelli più pesanti del ferro? Durante la morte delle stelle.

Una stella di massa intermedia, per esempio, libera gli elementi chimici prodotti durante la fase di nebulosa planetaria. Appena prima che gli strati esterni della stella vengano espulsi, i nuclei degli elementi pesanti assorbono neutroni, i quali decadono in protoni producendo di fatto il nucleo di un elemento chimico più pesante. Questo si chiama processo s (“s” sta per slow, perché la cattura dei neutroni avviene a temperature relativamente basse). Durante questa breve fase vengono prodotti gli elementi dallo stronzio fino al piombo, che vengono poi dispersi. È la fine della stella ad arricchire chimicamente l’ambiente circostante.

Come sappiamo, le stelle di massa elevata diventano supernovae di tipo II e durante questi eventi catastrofici le energie in gioco sono così enormi da innescare la cattura dei neutroni nel cosiddetto processo r, dove r sta per rapid. Questo processo genera sostanzialmente i nuclei dall’ossigeno al rubidio.

Esistono però altri tipi di supernova, tra cui le cosiddette supernovae di tipo Ia. Queste sono le supernovae più energetiche in assoluto. La loro origine non coinvolge una stella ma due. Tutto comincia con un sistema binario di stelle, di cui una di massa intermedia. Quando questa diventa una nana bianca, la sua intensa gravità la porta a “succhiare” materiale dalla seconda. Quando la nana bianca supera le 1,44 masse solari, la struttura dell’astro non può più sostenere la sua stessa gravità e la stella esplode come supernova Ia. L’immensa energia liberata produce gli elementi dal silicio allo zinco.

Un altro scenario di produzione dei nuclei atomici vede come protagoniste due stelle di neutroni che si fondono. Vista l’enorme gravità dei due oggetti, anche questo è un evento altamente energetico ed è

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