C’era una volta…. anzi, appena 8.000 anni fa, un battito di ciglia per la scala dei tempi dell’universo, un’anziana stella morente viveva gli ultimi istanti della sua vita.
Negli ultimi tempi, man mano che il suo combustibile andava esaurendosi per mezzo delle reazioni di fusione nucleare, aveva raggiunto dimensioni colossali e nel suo nucleo atomi leggeri come idrogeno ed elio avevano lasciato il posto ad elementi più pesanti quali il carbonio, l’ossigeno, il silicio e via via fino al cromo, al manganese e infine al ferro e al nickel. Oltre, non è possibile spingersi.
Nei nuclei stellari infatti, non sussistono le condizioni di temperatura e pressione necessarie per produrre a partire dagli isotopi dal ferro (a) elementi più pesanti quali cobalto, rame, zinco e così via. Non solo, la produzione di questi ultimi richiederebbe più energia di quanta ne viene rilasciata, pertanto, la nucleosintesi, pur proseguendo negli strati esterni al nucleo dove si continuano a sintetizzare elementi leggeri, giunta nel nucleo alla produzione del ferro si arresta e la stella si raffredda rapidamente determinando il venir meno di una delle due condizioni principali (b) necessarie ad indurre gli atomi a fondersi tra loro, ossia un elevata temperatura che equivale ad elevata velocità degli atomi, corrispondente a sua volta a scontri molto energetici propedeutici alla fusione atomica.
Se fino a quel momento l’equilibrio tra la forza di gravità che spinge verso il centro e le reazioni termonucleari che spingono verso l’esterno aveva garantito la stabilità della stella, con il venir meno nel nucleo di queste ultime la gravità prende il sopravvento e si verifica un evento dalle conseguenze catastrofiche che segna gli ultimi istanti di vita della stella.
Accade difatti che cessate le reazioni termonucleari, d’improvviso (c) agli strati esterni della stella viene letteralmente a mancare il terreno sotto i piedi e tutto precipita per milioni di km verso l’inerte nucleo ferroso.
Ora, provate a immaginare una quantità di materia pari o superiore a 10 masse solari accelerata a velocità relativistiche in un tempo brevissimo e la quantità di energia di moto (cinetica) che si genera in una tale situazione!! Come se non bastasse, la materia degli strati più interni cade naturalmente per prima e dopo esser rimbalzata sul nucleo si scontra con ciò che sta ancora precipitando come l’onda di risacca si scontra con l’onda successiva che giunge a riva.
La relatività generale ci dice che l’energia è uguale alla massa per la velocità al quadrato e qui parliamo di frazioni rilevanti della velocità della luce e di una massa di almeno 10 stelle come il Sole, dunque, la quantità di energia potenziale disponibile è inimmaginabile! Accade così che lo scontro tra la massa che rimbalza e quella ancora in caduta liberi una quantità di energia da radiazione tale che una singola stella può brillare all’improvviso e per giorni o settimane come un’intera galassia composta da centinaia di miliardi di stelle.
L’ordine di grandezza degli eventi è ahimè tale che la nostra mente non è in grado di comprenderne la portata. Tuttavia, a volte, sogno di osservare, in uno stato sospeso ed esterno agli accadimenti nel quale tutto ciò che avviene non ha ripercussioni su di me, gli ultimi spasmi della stella che si espande e si contrae rapidamente nella sua interezza prima di implodere in un istante come una lattina a migliaia di metri di profondità per poi esplodere come supernova in uno degli eventi più violenti dell’universo.
Ciò che resta della stella dopo questa immane catastrofe, è una stella di neutroni o altra stella degenere. Tutt’intorno, la neonata nebulosa è costituita dagli strati esterni della stella scagliati dall’esplosione nello spazio circostante ed è molto differente, per composizione chimica, dalla nube che aveva dato origine alla stella essendosi arricchita di elementi pesanti sintetizzati dalla stessa e che andranno a formare nuove generazioni di corpi celesti.
Il ferro che noi usiamo, l’ossigeno che respiriamo, il calcio delle nostre ossa e così via, sono stati sintetizzati nel nucleo delle stelle e si sono successivamente aggregati a formare tra i tanti mondi un piccolo pianeta blu dal quale un giorno qualcuno potesse osservare l’universo e capire da dove proviene.
note:
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Dal più leggero al più massivo, i 4 isotopi “stabili” del ferro hanno un peso atomico rispettivamente di 54, 56, 57 e 58. Mentre il “peso atomico” di un elemento è dato dalla somma del numero di protoni (fisso) e neutroni (variabile) presenti nel nucleo e ne individua l’isotopo, il “numero atomico” identifica l’elemento ed è dato dal solo numero dei protoni costituenti il nucleo, 26 nel caso del ferro. Il resto del peso atomico, dunque, è costituito da neutroni il cui numero, sempre nel caso del ferro e a seconda dell’isotopo, varia da 28 a 32.
- L’altra è l’esaurimento del combustibile nel nucleo.
- Man mano che si sintetizzano elementi più pesanti, la reazione diventa meno energetica e per contrastare la gravità il “carburante” viene consumato sempre più velocemente. Ad esempio, un nucleo stellare composto da silicio esaurisce il combustibile in un solo giorno.
appendice:
Le stelle di massa solare non sviluppano nel loro nucleo condizioni tali da consentire la sintesi del ferro e la produzione di elementi via via più pesanti a partire da idrogeno ed elio si arresta in corrispondenza dei ben più “leggeri” carbonio e in piccolissima ossigeno.
La chimica e la dinamica delle ultime fasi di vita di una stella, quelle che precedono la trasformazione in nana bianca o altra stella degenere, dipendono difatti dalla massa iniziale della stella stessa. Vediamo nel dettaglio:
- Le stelle da 0,08 a 0,5 masse solari sono in grado di fondere soltanto l’idrogeno in elio. Esaurito il combustibile, gli strati esterni della stella vengono gradualmente dispersi nello spazio dalla radiazione ultravioletta senza alcuna esplosione. Ciò che residua, il nucleo stellare, è una nana bianca costituita da soli atomi di elio.
- Nelle stelle da 0,5 a 8 masse solari, la nucleosintesi cessa giunti alla produzione del carbonio (numero atomico 6), dopodiché, il vento stellare espelle anche in questo caso gli strati esterni della stella e non si verifica nessuna esplosione. Ciò che resta dopo questa fase, è una nebulosa planetaria con al centro una nana bianca costituita dal nucleo di carbonio con tracce di ossigeno (numero atomico 8) ed altri elementi dal numero atomico simile.
- Le stelle con 8-9 masse solari, al limite tra la categoria delle stelle medie e quella delle stelle massicce, sono invece in grado di sintetizzare ossigeno, neon e magnesio, elementi dal numero atomico rispettivamente 8, 10, 12. Il prodotto finale è così una nana bianca costituita da questi tre elementi. Non sono ancora noti con precisione il limite preciso e/o le condizioni che determinano l’appartenenza ad una categoria piuttosto che all’altra e la questione non è da poco. Le stelle di massa media infatti, come abbiamo visto terminano la loro esistenza in modo abbastanza “tranquillo” e danno origine ad una nebulosa planetaria con al centro una nana bianca seppur di diversa composizione chimica a seconda della massa stellare. Le stelle massicce invece, terminano la loro esistenza con un esplosione catastrofica e ciò che resta è una stella di neutroni o un buco nero.
- Nelle stelle con almeno 10 masse solari infine, si producono il tanto prezioso silicio (numero atomico 14) e via via elementi più pesanti all’aumentare della massa stellare fino alla produzione del ferro nelle stelle con almeno 30 masse solari. Queste stelle, appartengono alla categoria delle stelle massicce e terminano la loro esistenza con un esplosione di supernova. Se la massa del nucleo che residua dall’esplosione è compresa tra 1,44 e 3 masse solari, avremo una stella di neutroniª. Superato questo limite, niente può arrestare la gravità e la stella collassa in un buco nero.
ª la densità minima di una stella di neutroni è di 198 milioni di tonnellate per centimetro cubo. In pratica, 1 cm³ della materia di una stella di neutroni pesa come un cubo di marmo con lato di 416m sulla Terra!
ringraziamenti:
Ringrazio Clementina Sasso, ricercatrice in fisica solare presso l’INAF Osservatorio Astronomico di Capodimonte nonché responsabile di parte della strumentazione della sonda Solar Orbiter dell’ESA/NASA per la disponibilità ed in particolare per i suggerimenti sulla nucleosintesi stellare