Le stelle: astri in continuo divenire
Una stella si può definire come un corpo celeste di natura gassosa in grado di emettere energia propria. Questa definizione ci permette di distinguere un pianeta come la Terra o Marte da una stella vera e propria come il nostro Sole. Esistono però anche corpi celesti ibridi che, per vari motivi, dopo il primissimo stadio di "protostella" non hanno raggiunto la fase matura. In questo caso gli scienziati parlano di "stelle mancate" o "aborti di stelle". Potrebbe essere il caso di un pianeta del nostro sistema solare, Giove.
Il Sole e le altre stelle. La stella a noi più nota è, come detto, il Sole. Forse però alcuni ignorano che la miriade di astri scintillanti visibili nel cielo notturno sono anch’essi stelle, ognuno con caratteristiche proprie e spesso sorprendenti. La grande distanza che ci separa da questi corpi celesti fa sì che essi ci appaiano puntiformi, ma l’osservazione al telescopio rivela la loro vera natura di masse talvolta gigantesche e di diversi colori. Le stelle sono aggregate in grandi strutture chiamate galassie.
Ogni galassia può essere composta da un numero variabile di stelle, generalmente qualche
miliardo, fino a centinaia di miliardi. Non è possibile osservare ad occhio nudo
dal nostro pianeta stelle di altre galassie: al massimo sono le galassie stesse che ci appaiono come dei fiocchetti bianchi, che con un semplice telescopio si risolve in un aggregato di una
moltitudine di stelle. Ovviamente l'uomo non dispone di immagini prese
dall'esterno della propria galassia, la Via Lattea. Non esiste infatti, né forse verrà mai
costruita, una sonda talmente veloce da poter uscire in tempi ragionevoli dai confini
della Via Lattea e fornirci le sue immagini. E' possibile quindi avanzare solo
una ricostruzione ipotetica, peraltro più che plausibile, della sua forma, che dovrebbe appartenere alla classe delle galassie a spirale,
le più comuni nell'universo. Essa dovrebbe contenere circa duecento miliardi di
stelle ed avere un diametro di centomila anni luce. La galassia più
vicina alla Via Lattea è Andromeda, a 2,3 milioni di anni luce dalla Terra.
La possibilità, peraltro verificata sperimentalmente,
che alcune stelle possiedano un sistema planetario, ovvero una coorte di pianeti che
ruota attorno ad essa, ci porta ad una interessante considerazione. Dato che le stime
degli scienziati parlano di miliardi di galassie presenti nel cosmo, anche
ammettendo che solo una piccola parte delle stelle di una galassia possieda un
sistema planetario, un semplice calcolo ci porta ad un enorme numero di mondi
più o meno simili alla Terra. Ed anche supponendo che solo una piccolissima
parte di essi offra condizioni favorevoli alla vita, si giunge alla conclusione
che è piuttosto difficile che l'uomo sia solo nell'universo...
Una lunga vita. La vita di una stella è quanto di più affascinante possa offrire la ricerca
scientifica. Esse si originano nelle nebulose, vere e proprie incubatrici cosmiche. Per gravità, il pulviscolo ed i gas (soprattutto idrogeno ed elio, i gas più semplici diffusi nell’universo) della nebulosa tendono ad aggregarsi, formando unità più grandi che tendono ad
attrarre ancor più materiale e ad acquistare una sempre maggiore velocità di rotazione.
Ad un certo punto nella nebulosa un centro di attrazione prevale su quelli vicini, creando un primo embrione della futura stella. Se il materiale è sufficiente, il processo continua per milioni di anni fino a formare corpi di dimensioni molto grandi; nel frattempo, la pressione all’interno aumenta (per una legge fisica, quando un gas viene compresso esso tende a scaldarsi), fino ad una temperatura che permette l’innesco della fusione nucleare (circa 15 milioni di gradi). Grazie a questo processo, quattro atomi di idrogeno fondono insieme
dando vita ad un atomo di elio; è importante il fatto che durante questo
processo viene liberata una grande quantità di energia.
Le stelle devono dunque la loro luce ed il loro calore al processo di fusione nucleare. In
sostanza, un sole non è altro che una bomba H di dimensioni mostruose in continua
esplosione! A questo punto la stella inizia a brillare; il vento solare che si origina dalla enorme emissione di energia “spazza” ciò che resta della nebulosa e la stella entra entra sua fase matura. Per un lunghissimo periodo di tempo, che può variare tra alcuni milioni ed alcuni miliardi di anni, le stelle rimangono in uno stato di equilibrio
(definito "idrostatico") tra la forza di gravità, che tenderebbe a stritolarne la struttura, e la pressione verso l’esterno esercitata dalle reazioni
nucleari, che di per sè sarebbe più che sufficiente per scagliare il materiale stellare nelle
profondità cosmiche. La durata di questa fase dipende dalle dimensioni della stella: più essa è grande, più le temperature al suo interno sono alte e più intensa è
di conseguenza l’attività nucleare che deve tenere testa alla forza di gravità. Si
viene così a bruciare una grande quantità di idrogeno per unità di tempo; la
stella, dunque, non rimarrà a lungo in questa fase di equilibrio. Va ribadito
che i lassi temporali qui considerati non hanno nulla a che vedere con la vita
di un un uomo. Le unità di misura in questo caso non sono gli anni, né i
secoli od i millenni: l'unità più piccola è, generalmente, il milione
di anni. 
Un classico
esempio di stelle "sprecone" è quello delle Pleiadi, un gruppo di
soli posti a circa 400 anni luce dalla Terra. Il loro colore bianco azzurro e la
grande luminosità tradiscono una attività nucleare frenetica, che le porterà
inevitabilmente ad una morte precoce... come detto, si parla comunque di
decine o centinaia di milioni
di anni!Giganti rosse. Nonostante vi siano stelle che possono condurre una vita più che tranquilla per miliardi di anni, prima o poi l'equilibrio tra gravità e fusione nucleare è comunque destinato a spezzarsi: quando la pressione nucleare viene meno, la gravità prende il sopravvento, tendendo a comprimere la stella verso il centro. La maggior pressione fa aumentare la temperatura interna, permettendo l'innesco di altre reazioni nucleari. A 100 milioni di gradi l’elio entra in fusione generando carbonio. La stella trova nella fusione dell'elio una nuova fase di equilibrio, che le permette di tornare a contrastare la gravità. Ma il declino, a questo punto, è già iniziato. L’aumentata temperatura fa si che anche l’idrogeno presente attorno all'astro, oltre la superficie vera e propria, entri in fusione: la stella diviene così dieci, cinquanta, cento volte più grande, inglobando gli eventuali pianeti che ruotano nelle sue vicinanze. Gli strati più esterni, via via più rarefatti dal centro verso la periferia, assumono una colorazione rossastra per la forte perdita di temperatura a contatto con lo spazio circostante, la cui temperatura è di pochissimo superiore allo zero assoluto. Siamo nella fase di gigante rossa. Per un osservatore esterno, nonostante la temperatura sulla superficie sia di decine di migliaia di gradi, lo spettacolo è quello di un corpo rosso ed evanescente. La morte del Sole. Va detto che questo nuovo tipo di fusione innescatosi richiede molto “carburante” ma produce poca energia: la stella, dunque, non può rimanere in questo stadio per molto tempo. In base alla sua massa, essa avrà destini diversi. Nel caso di astri con dimensioni paragonabili al nostro Sole, si stima che la fusione dell’elio possa mantenere una condizione di stabilità per circa 100 milioni di anni. Come già accennato, in questa fase gran parte del sistema solare sarà già andato distrutto. Il nostro Sole, giunto allo stadio di gigante rossa, sarà infatti in grado di inglobare con gli strati più esterni non solo l'orbita della Terra, ma forse anche quella del pianeta Marte. Quando anche la fusione dell'elio è terminata, la gravità riprende il sopravvento, portando la stella al collasso finale. La densità arriva a migliaia, milioni di grammi per centimetro cubo. Giunti ad uno stadio in cui la stella è stata compressa fino ad un corpo delle dimensioni della Terra, anche l'edificio atomico cede. Dallo stato di materia "ordinaria", così come noi la conosciamo, si passa ad un fluido che gli studiosi definiscono "degenere", un mare di particelle atomiche senza più una struttura organizzata, la cui densità arriva a livelli inimmaginabili: un cucchiaino di materiale peserebbe sulla Terra diverse tonnellate. La forza di repulsione elettrostatica che ancora agisce tra le particelle nucleari (protoni, neutroni ed elettroni) evita ulteriori compressioni, contrastando la morsa gravitazionale. E' l'equilibrio finale. Si giunge all'ultimo atto, lo stadio di nana bianca.
Nella fase di
passaggio da gigante rossa a nana bianca, caratterizzato da una rapidissima fase
di contrazione, il contraccolpo è talmente violento che gli strati più esterni della stella vengono espulsi verso lo spazio
con liberazione di una grande quantità di luce e calore. Agli occhi di un
astronomo di un remoto pianeta il fenomeno verrebbe annotato come una "nova".
La materia stellare, espulsa a velocità di migliaia di chilometri il secondo,
darà gradualmente vita ad una nebulosa planetaria, un suggestivo anello
multicolore che va gradualmente allargandosi nel cosmo. Per
milioni di anni la nana bianca continuerà a brillare grazie al calore residuo delle passate attività di fusione,
nonostante le dimensioni l'abbiano ormai ridotta al rango di flebile lampadina
cosmica. Poi, gradualmente, anche l'ultimo raggio di luce si spegnerà, e
l'astro scivolerà silenziosamente allo stadio di nana nera per il resto della
storia dell'universo.
Supernove e stelle di neutroni. Il destino più spettacolare è
riservato alle stelle con massa più del
triplo di quella solare. Dopo la sintesi del carbonio, nel nucleo si raggiungono temperature talmente elevate da dare origine ad elementi via via più pesanti, dall’ossigeno al magnesio, fino a 600 milioni di gradi,
valore al quale avviene la produzione tramite fusione nucleare del ferro. Nel
frattempo la densità è andata progressivamente aumentando: a questo punto un cucchiaino di questo materiale peserebbe sulla Terra un miliardo di tonnellate.
La fusione del ferro segna un punto di svolta, dato che questo processo assorbe
energia invece di emetterne. L’equilibrio è rotto: nulla può più
contrastare la gravità, che causa un collasso praticamente istantaneo di ciò che rimane della stella.
In un solo decimo di secondo viene liberata in una tremenda esplosione l’energia di una intera galassia!
E' la supernova. La temperatura raggiunta, stimabile in un miliardo di gradi,
induce la produzione dei restanti elementi della tavola periodica. Noi tutti
siamo dunque, in un certo senso, figli delle stelle... Ma, oltre ai germi della
vita, la supernova può essere anche portatrice di morte. Raggi X, raggi
gamma ed altre radiazioni elettromagnetiche ad altissima frequenza vengono
irradiate nello spazio circostante. Un pianeta che si trovasse sul loro cammino
subirebbe una sorta di "sterilizzazione" in grado di cancellare le eventuali forme di vita presenti.
Questa eventualità è considerata
talmente plausibile da spingere alcuni scienziati ad avanzare l'ipotesi che
talune estinzioni di massa verificatesi sul pianeta Terra altro non siano che la
conseguenza di supernove manifestatesi nei "dintorni" (alcuni anni
luce) del nostro pianeta. I Dinosauri, quindi, potrebbero essere scomparsi a
causa di una stella morente, piuttosto che per la caduta di un meteorite.
Torniamo a ciò che rimane della stella. A seconda della massa rimanente, il
destino a cui si va incontro è diverso: il collasso gravitazionale si può fermare quando protoni ed elettroni collidono, formando
un mare indistinto di neutroni, la cui densità è un milione di volte maggiore di una nana bianca.
In questo caso la forza repulsiva tra queste particelle è sufficiente per
contrastare la gravità. Si forma una stella di neutroni, un corpo celeste
davvero singolare, dal diametro di pochi chilometri, che nelle prime fasi di
vita ruota ad un ritmo frenetico attorno al proprio asse, per poi rallentare nel
corso del tempo. Gli astronomi considerano le stelle di neutroni veri e propri
"fari cosmici" per la capacità di emettere fasci di onde radio dai
loro poli, tanto da risultare veri e propri riferimenti per l'osservazione
radioastronomica. Nel 1054 vi fu il primo e più famoso avvistamento di una
supernova nel cielo terrestre. Va dato merito agli astronomi cinesi di aver
riportato nelle loro cronache, fortunosamente giunte fino ai nostri tempi, tale avvenimento. L'astro rimase visibile nel cielo
diurno per diverse settimane. Testimonianza attuale di quella immane esplosione è la bellissima nebulosa del Granchio, distante 6300 anni luce dalla
Terra. Al centro di questa suggestiva nube di gas incandescente, il cui diametro
misura circa 10 anni luce, una piccola stella di neutroni ruota su se stessa 30 volte ogni
secondo emettendo una energia
pari a quella di 100 mila soli. Un altro dato sconcertante: la nebulosa si
espande ancor oggi con una velocità di 1800 chilometri il secondo! Le stelle di
neutroni, per il caratteristico moto frenetico che le contraddistingue, sono
chiamate anche "pulsar". Ecco dunque che anche in questo caso, sia pur
con modalità ben più catastrofiche, l'ormai ex stella raggiunge uno stato di
equilibrio definitivo. Nel corso del tempo la rotazione si farà via via meno
rapida, fino a che l'energia a disposizione terminerà. Ciò che rimarrà a
ricordo di una potente stelle sarà un corpo freddo, densissimo e quasi invisibile.
Buchi neri. In caso di masse ancora più grandi, nemmeno la forza repulsiva tra
i singoli neutroni riesce a controbilanciare la forza di gravità. Questa volta
il collasso non ha motivo di arrestarsi. La stella viene stritolata dalla gravità e ridotta
alle non-dimensioni di un punto geometrico, svanisce creando uno strappo nel tessuto del nostro universo:
si crea una singolarità spazio-temporale, più nota come buco nero. Come si
può definire un buco nero? Si può certo pensare ad un pozzo senza fondo
in cui la materia viene risucchiata e distrutta, anche se si tratta di una
grossolana approssimazione. Il solo fatto che l'intera massa di una stella sia
compressa in un punto geometrico basta a rendere ogni tentativo di spiegazione a
dir poco imbarazzante. Preconcetti ed errate deduzioni ispirate dai nostri sensi
imperfetti ci portano a ritenere tempo e spazio come grandezze assolute ed
immutabili. Nel "regno" di un buco nero, quella fascia concentrica ad
esso delimitata dall'orizzonte degli eventi, le leggi della fisica classica non
valgono. Tempo e spazio vengono deformati, si scambiano i ruoli, perdono il
significato che siamo abituati a dare loro. Varcato l'orizzonte degli eventi,
nulla può portare in salvo un incauto esploratore cosmico, nemmeno una navetta
che viaggiasse alla velocità della luce. Ma prima di essere stirato fino a
diventare una stringa di spessore nullo, egli assisterebbe ad eventi davvero
sconcertanti. La storia di tutto l'universo, passata e futura, per lui non
avrebbe più segreti. Muoversi da un momento ad un altro nel tempo, anche
all'indietro, gli risulterebbe semplice come muoversi nello spazio. Ma tutto
ciò, come detto, non potrebbe mai essere raccontato a nessuno. Un buco nero è
un vero e proprio strappo nel tessuto del nostro universo. E' un
"non-luogo" da cui non vi è ritorno.
Stelle gialle, rosse, blu... La nostra vista, alquanto limitata, potrebbe farci pensare che tutte le stelle del cosmo siano di colore bianco, o al massimo bianco-giallo, come il nostro Sole, né
può farci immaginare quanto diverse possano essere le loro dimensioni. Ma con il progredire dell’osservazione astronomica, prima con i telescopi e poi con gli
spettroscopi, si è scoperto che esistono varie classi di stelle, contraddistinte da diverse temperature, composizioni e brillantezza.
Il colore di una stella è determinata dalla sua temperatura, che a sua volta dipende
dalla massa (come detto, una grande massa permette una maggiore attività
nucleare). Stelle più grandi, e dunque più calde, tenderanno ad assumere tonalità
bianche od azzurre. A temperature via via meno elevate corrispondono invece
colori che vanno da giallo all'arancione, al rosso. Temperatura e dimensioni determinano
inoltre la magnitudo della stella, ovvero la sua brillantezza. Esistono due tipi
di magnitudo: quella relativa che va da 1 (alta) a 6 (bassa), che rappresenta la brillantezza apparente valutata dalla Terra,
e quella assoluta, che è la brillantezza che una stella avrebbe ad una distanza predefinita (1 parsec, 3,26 anni luce).
Anche in questo caso numeri piccoli indicano elevata luminosità. Per quanto è
stato detto riguardo all'evoluzione di una stella, non sorprenderà inoltre il
fatto che allo spettroscopio (strumento che scompone la luce emessa dall'astro
nei suoi costituenti) questi corpi celesti rivelano diversa costituzione
(idrogeno, elio, carbonio, ossigeno...). Si vengono così a definire alcune
"classi spettrografiche", indicate con le lettere O-B-A-F-G-K-M. Se creiamo un diagramma in cui sull’asse x compare la classe spettroscopica e sull’asse y la magnitudine assoluta (ovvero la brillantezza reale della stella) otteniamo un comodo espediente per poter rappresentare tutte le stelle presenti nell’universo. Ognuna di esse avrà una sua posizione all’interno del diagramma che viene chiamato di Hertzsprung-Russel: noteremo che gran parte di esse si addenserà in una fascia (chiamata sequenza principale) che
raggruppa tutti quegli astri che stanno attraversando la lunghissima fase di
stabilità dovuta alla fusione dell'idrogeno di cui si parlava prima. Sul
diagramma H-R è possibile anche rappresentare le fasi cruciali di vita di una
stella "ordinaria". Dalla fase bianco-gialla "calda", che si
trova in alto a sinistra, l'astro "scende" lungo la sequenza
principale assumendo tonalità tendenti all'arancio, per poi "saltare"
alle fasi di gigante rossa e nana bianca.
Il diagramma di Hertzsprung-Russel
Confronto tra il Sole ed alcune stelle del cosmo
Analisi del Sole. Osservando il diagramma H-R notiamo che il nostro Sole è in una fase intermedia della sua vita, appartiene alla classe spettrografica G ed ha una bassa magnitudo assoluta, circa 3. Come tutte le altre stelle, il Sole presenta una struttura ad involucri concentrici. Il diametro della nostra stella è di circa 1,3 milioni di chilometri, e dunque si può dedurre che il suo volume è più di un milione di volte di quello terrestre. Eppure la sua massa è solamente 333 mila volte quella del nostro pianeta. Questo significa che la densità del Sole non è elevata: un ipotetico astronauta, atterrando su di esso, sprofonderebbe, e non solo perché a causa della gravità peserebbe 2 tonnellate, ma anche per la scarsa densità della superficie. Quest'ultima è chiamata fotosfera, ha una temperatura di circa 5500 gradi, e su di essa compaiono con un ciclo di 11 anni le famose macchie solari, zone meno calde che sono ritenute capaci di influenzare il clima terrestre. Sulla superficie si manifestano inoltre le protuberanze, filamenti di gas incandescente (20-25 mila gradi) che si innalzano nella cromosfera, ed i brillamenti, vere e proprie scariche elettriche associate alla liberazione di enormi quantità di energia. Durante le eclissi è possibile osservare facilmente, oltre alla corona solare ed alle protuberanze, la cromosfera, in cui si misurano temperature estremamente elevate. La zona in cui avvengono le reazioni nucleari è il nucleo, del diametro di soli 150 mila km, e dove la temperatura è di circa 15 milioni di gradi e la pressione di circa 200 miliardi di atmosfere. Il Sole dista circa 150 milioni di km dalla Terra (misura assunta come "unità astronomica") e l’inclinazione dell’asse terrestre rispetto al piano dell’orbita intorno alla stella determina l’alternarsi delle stagioni. Unità di misura in astronomia. A parte le già citate unità di misura, l'unità astronomica ed il parsec, fondamentale in astronomia è l'anno luce, ovvero la distanza coperta dalla luce in un anno alla velocità di 299.998 km/sec. Tale misura risulta essere di oltre 9000 miliardi di chilometri. Considerato il fatto che la distanza delle stelle è valutabile in decine, centinaia o addirittura migliaia di anni luce, è facile dedurre che l'immagine delle stelle che vediamo dalla Terra non rappresenta il loro stato attuale. Se per esempio un corpo celeste dista mille anni luce dal nostro pianeta, oggi possiamo vedere l'aspetto dell'astro così com'era mille anni fa. Dovremmo attendere mille anni, prima che i raggi di luce appena partiti da essa ci permettano di vedere quello che sta succedendo ora. Ma le implicazioni di queste enormi distanze non finiscono qui. Supponiamo di poterci materializzare istantaneamente, con la sola forza del pensiero, su di un pianeta distante un milione di anni luce dalla Terra. Supponiamo inoltre di possedere un telescopio potentissimo, che ci permetta di addentrarci agevolmente nelle profondità del cosmo, regolando l'ingrandimento a nostro piacimento. Puntiamo il telescopio verso la Terra: vedremo un pianeta di un milione di anni più giovane, su cui si aggirano i progenitori dell'uomo moderno tra forme animali e vegetali ora scomparse. Supponiamo ora di cominciare a muoverci a grande velocità verso la Terra, "andando incontro" ai raggi di luce provenienti da essa. Come in un filmato accelerato, avremmo la possibilità di assistere all'ultimo milione di anni della nostra storia. Dalle grandi glaciazioni alla diffusione dell'homo sapiens, dai fasti delle antiche civiltà all'espansione dell'impero romano, dal periodo comunale alle guerre mondiali, tutto scorrerebbe magicamente sotto i nostri occhi, nonostante i protagonisti di quegli eventi siano scomparsi ormai da tempo! Stelle doppie, triple, multiple... La moderna osservazione scientifica ha permesso di constatare che gran parte delle stelle hanno una o più "compagne". Si vengono così a creare sistemi stellari binari, tripli, multipli, nei quali i singoli componenti ruotano attorno ad un baricentro comune. Forse nemmeno il Sole è una stella solitaria. Secondo alcuni astronomi anch'esso ha una compagna, quasi invisibile, una nana bruna che ruota a grande distanza e che è stata battezzata Nemesis. Ma nel cosmo esistono esempi ben più eclatanti. E' il caso di Beta Lyrae, un sistema di due stelle facenti parte della costellazione della Lira. Esse, come si vede in figura, risultano essere talmente ravvicinate da provocare un reciproco effetto deformante. Un getto di materia infuocata, sottratto dalla stella più piccola per le enormi forze gravitazionali in gioco, si disperde nello spazio, creando un fantasmagorico vortice cosmico del diametro di decine di milioni di chilometri. Altre mirabolanti ricostruzioni riportate nelle immagini sottostanti sono quelle di Zeta Aurigae, in cui ad una enorme supergigante rossa, giunta nelle fasi finale della sua vita, si affianca una stella azzurra, ben più grande del nostro Sole e lo straordinario sistema triplo di Zeta Cancri, dove una enorme gigante arancione riesce ad offuscare la potenza di altri due corpi enormi e luminosissimi. Va ricordato che queste descrizioni non sono il parto di una mente troppo fantasiosa. Questi sistemi esistono, ed un eventuale, futuro sbarco su di un pianeta ruotante attorno ad uno di questi sistemi regalerebbe al fortunato esploratore cosmico spettacoli di ineguagliabile bellezza: albe e tramonti contemporanei, giorni di luce multicolore, suggestive eclissi, ombre multiformi...
Le stelle variabili. Esistono stelle che presentano una variazione periodica nella loro luminosità. Se per alcune di esse le variazioni di luminosità si spiegano con il parziale occultamento dell'astro da parte di altri corpi celesti, in alcuni casi, come quello classico delle Cefeidi, le variazioni di dimensioni e luminosità ad intervalli costanti sono intrinseche, ovvero dipendono da fattori endogeni, che tradiscono generalmente una situazione di instabilità nei processi di fusione nucleare all'interno del nucleo. Decisamente interessante sarebbe la ricostruzione delle condizioni ambientali di un pianeta che si trovasse ad orbitare attorno ad una siffatta stella. Esso si troverebbe a passare da condizioni di luce e calore molto intensi ad un freddo crepuscolo rischiarato solo da una vivida palla rossastra visibile a fatica nel cielo del pianeta. Un organismo che si trovasse a sopravvivere in tali condizioni dovrebbe essere dotato di eccezionali doti di adattamento.
Marco Bonatti
