Champagne supernova

Ho sempre avuto un interesse per l’astronomia e mi ritengo fortunato perché nel tempo ho potuto leggere sempre di più di quest’argomento che non solo t’insegna a scrutare il cielo ma ogni volta ti riempie il cuore e la mente di meraviglia e stupore. Vi posso assicurare che l’eclisse di Sole dell’11 agosto 1999 resta per me un ricordo incancellabile, anche se non fu un’eclisse totale (lo fu in Austria e Germania).

Digressione: si dice eclisse o eclissi? In realtà si può dire, al singolare, in entrambi i modi. Tanta mobilità nella pronuncia, nella scrittura e nella forma dipende dal fatto che eclissi (o eclisse) ha l’identità tipica di una parola rara e difficile: è un termine scientifico di origine dotta, passato dal latino all’italiano attraverso i libri. Il suo ascendente è il latino eclīpsis, che a sua volta è l’adattamento del greco έκλειψης, ékleipsis, nome derivato dal verbo έκλειπην, ekléipein, cioè “lasciare, abbandonare”. La doppia uscita italiana eclisse/eclissi continua quella dell’accusativo latino eclīpse(m)/eclīpsi(n). Fine digressione.

Nel ’99 abitavo a Forlì e la finestra dell’appartamento in cui vivevo aveva il cornicione di marmo, che in genere, di giorno, diventava calda. Ebbene, quella mattina, intorno alle 11.00, pur essendo il Sole ben visibile in cielo (proprio perchè si trattava di un eclisse parziale), toccai il marmo e con meraviglia costatai che era freddo! Ora non parlerò di eclisse (probabilmente lo farò in futuro, in previsione delle prossime), ma di come il Sole, che per noi è fonte di luce e calore, non è altro che una stella di medie dimensioni nel gotha (dal nome della città tedesca di Gotha, dove si pubblicò, dal 1763 al 1944, un annuario genealogico di sovrani e famiglie aristocratiche d’Europa, per estensione la parte più nobile ed importante di qualcosa o di un gruppo) dell’Universo e di come parlando delle stelle arriveremo a capire come sono fatti i buchi neri e perché sono neri.

Sono già al quinto appuntamento sulla strada che porta all’obiettivo; in “Che forza!“, ho parlato delle interazioni nucleare ed elettromagnetica tra particelle, atomi e molecole; in “Attrazione fatale” della gravitazione e della densità dei pianeti; in “Fuga per la vittoria” della velocità di fuga; in “Unbroken” della pressione, della compressione e della formazione dei pianeti. Qui, come ho già accennato, parlerò delle stelle e di come sono fatte. Mi scuso fin d’ora se a volte mi ripeterò nell’esposizione, ma, come si dice, “repetita iuvant” (locuzione latina che significa “le cose ripetute aiutano”).

Abbiamo visto che in un pianeta l’attrazione verso l’interno prodotta dalla gravitazione ha come conseguenza la compressione degli atomi, la quale determina a sua volta una spinta equilibratrice verso l’esterno prodotta dalla forza elettromagnetica. Nel Sole l’attrazione gravitazionale, molto maggiore, non può essere contrastata dalla resistenza degli atomi alla compressione e gli atomi si frantumano, per così dire, sotto l’effetto di tale pressione. La pressione gravitazionale è invece controbilanciata dalla spinta espansiva prodotta da fusioni nucleari che non sono possibili alle temperature e pressioni vigenti all’interno dei pianeti.

Fra i pianeti e le stelle c’è una differenza che in definitiva risulta più determinante del fatto che i pianeti hanno massa minore delle stelle o dal fatto che i pianeti sono freddi e opachi mentre le stelle sono caldissime e luminose. Questa luminosità è causata dalle reazioni nucleari le quali consumano idrogeno e producono elio. Il Sole conserva la sua stabilità solo a spese della costante conversione di 600 milioni di chilogrammi di idrogeno in 595,8 milioni di chilogrammi di elio ogni secondo.

Fortunatamente la quantità di idrogeno presente nel Sole è cosi grande che, anche a questo ritmo di conversione, non abbiamo ragione di temere che nel prossimo futuro possa accadere qualche drastico mutamento. Il Sole ha consumato idrogeno nella sua fornace nucleare per circa cinque miliardi di anni: eppure ne rimane abbastanza per almeno altri 5-8 miliardi di anni. Ma 5-8 miliardi di anni non sono un’eternità. Che cosa succederà quando l’idrogeno sarà esaurito?

Man mano che il Sole consuma idrogeno e accumula elio nelle sue regioni centrali, il nucleo solare si contrae ancor più, in quanto i nuclei atomici più pesanti aggiungono concentrazione alla parte interna del campo gravitazionale. Il nucleo solare diventerà sempre più denso e sempre più caldo. Infine il calore delle regioni interne del Sole comincerà ad aumentare piuttosto rapidamente e il calore addizionale costringerà le regioni esterne a espandersi enormemente. Anche se il calore totale delle regioni esterne del Sole sarà allora considerevolmente maggiore di quanto non sia oggi, esso si distribuirà anche su una superficie molto più estesa, con la conseguenza che la nuova superficie avrà una temperatura inferiore a quella dell’attuale: a quella temperatura il Sole emetterà solo una debole luce rossa. Questa combinazione di grandi dimensioni e di splendore rosseggiante ha fatto dare a questo stadio della vita di una stella il nome di gigante rossa.

Una volta raggiunta la fase di massima espansione, la gigante rossa sarà abbastanza grande da inghiottire l’orbita di Mercurio o forse anche quella di Venere e la Terra sarà allora del tutto inabitabile. Quando il Sole raggiungerà la sua massima estensione come gigante rossa, il suo idrogeno sarà ormai ridotto alle ultime briciole. Il centro del Sole sarà pero diventato abbastanza caldo da consentire ai nuclei di elio, formatisi per fusione da nuclei di idrogeno, di fondersi in nuclei ancora maggiori, arrivando alla fine del processo alla formazione di nuclei di ferro. Arrivati a questo punto, il processo si trova in un vicolo cieco. Non è più disponibile altra energia prodotta da reazioni nucleari. La gravitazione è rimasta in attesa, attraendo pazientemente e instancabilmente per miliardi di anni, e infine la resistenza a quella attrazione ha ceduto ed il Sole gonfiato, o qualsiasi gigante rossa, non può evitare di contrarsi.

L’attrazione gravitazionale, non più contrastata da un sufficiente effetto di espansione da parte del calore, comincerà a determinare la contrazione della stella. Questa contrazione procederà fino al punto in cui qualcosa di diverso dal calore sarà in grado di opporsi alla gravitazione. E questo qualcosa di diverso si riconduce alla forza elettromagnetica. Infatti, la contrazione cesserà soltanto quando tutti gli elettroni presenti, ormai liberi di muoversi a causa della forte compressione che ha sfondato le loro orbite, si accumuleranno nel nucleo formando il cosiddetto fluido elettronico. Continuando a procedere verso l’interno gli elettroni entreranno in contatto tra loro e cominceranno a resistere all’ulteriore compressione. Quanto più saranno compressi e costretti ad addensarsi, tanto più fortemente resisteranno all’ulteriore compressione, ed è proprio questa resistenza che ad un certo punto arresterà la contrazione della stella allo stadio di nana bianca. Il nome deriva dalla combinazione tra grande luminosità e volume estremamente piccolo, e di conseguenza una densità elevatissima.

Questa trasformazione, da stella a gigante rossa e da gigante rossa a nana bianca, non è comune a tutte le stelle. C’è una branca dell’astronomia che si occupa proprio dell’evoluzione stellare (o ciclo vitale stellare). Durante il suo ciclo evolutivo una stella subisce variazioni di luminosità, raggio e temperatura fotosferica e nucleare anche molto pronunciate. Tuttavia, dato che il ciclo vitale di una stella si estende per un tempo molto lungo su scala umana (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire passo passo l’intero ciclo di vita di una stella; pertanto, per comprendere come esse evolvono si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita, e si costruiscono modelli fisico-matematici che permettono di riprodurre le proprietà osservate.

Uno strumento fondamentale per gli astronomi, al fine di comprendere i meccanismi evolutivi, è il “diagramma Hertzsprung-Russell” (dal nome dell’astronomo danese Ejnar Hertzsprung (1873-1967) e dell’astronomo statunitense Henry Norris Russell (1877-1957), che verso il 1910 lo idearono indipendentemente e che in genere si abbrevia in “diagramma H-R”) che, riportando temperatura e luminosità (che variano insieme al raggio in funzione dell’età, della massa e della composizione chimica della stella) permette di sapere in che fase della vita si trova una stella. A seconda della massa, dell’età e della composizione chimica, i processi fisici in atto in una stella sono differenti e queste differenze portano stelle con caratteristiche diverse a seguire differenti percorsi evolutivi sul diagramma H-R.

Dgrhr

Diagramma Hertzsprung-Russell

Da un primo esame del diagramma H-R si osserva immediatamente come le stelle tendano a posizionarsi in regioni ben distinte: la struttura evolutiva predominante è la diagonale che parte dall’angolo in alto a sinistra (dove si trovano le stelle più massicce, calde e luminose) verso l’angolo in basso a destra (dove si posizionano le stelle meno massicce, più fredde e meno luminose), chiamata la sequenza principale. In basso a sinistra si trova la sequenza delle nane bianche, mentre sopra la sequenza principale, verso destra, si dispongono le giganti rosse e le supergiganti.

Uno schema perfezionato di classificazione stellare fu pubblicato nel 1943 dagli astronomi statunitensi W. W. Morgan (1906-1944) e P. C. Keenan (1908-2000). La classificazione MK assegna a ogni stella una classe spettrale (basata sullo schema di Harvard) e una classe di luminosità. Lo schema di Harvard assegnava a ogni stella una lettera dell’alfabeto sulla base della forza delle linee spettrali dell’idrogeno che lo spettro della stella presentava. Ciò era stato fatto quando ancora la relazione fra lo spettro e la temperatura non era nota. Quando le stelle furono ordinate per temperatura e quando alcuni doppioni fra le classi furono rimossi, le classi spettrali furono ordinate secondo una temperatura decrescente a formare la sequenza O, B, A, F, G, K e M (In lingua inglese è stata coniata una frase per ricordarsi facilmente questa scala: “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me”; Oh, sii una ragazza gentile, baciami). Il nostro Sole è una stella di classe G.

 Abbiamo visto come la sequenza principale termini non appena l’idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell’oggetto celeste.

Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,8 masse solari, dette nane rosse, si riscaldano mano a mano che l’idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità delle reazioni nucleari e divenendo per breve tempo delle stelle azzurre; quando tutto l’idrogeno negli strati interni è stato convertito in elio, esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio. Tuttavia, poiché la durata della sequenza principale per una stella di questo tipo è stata stimata tra gli ottanta e i mille miliardi di anni e l’attuale età dell’universo si aggira sui 13,7 miliardi di anni, pare logico dedurne che nessuna nana rossa abbia ancora avuto il tempo di giungere al termine della sequenza principale.

Abbiamo visto invece cosa accade qualora la massa sia equivalente all’incirca a quella del nostro Sole.

Invece, quando nelle stelle massicce (con massa superiore a otto volte il Sole) termina il processo di fusione dell’idrogeno in elio e inizia la conversione di quest’ultimo in carbonio, esse si espandono raggiungendo lo stadio di supergigante rossa. Non appena si esaurisce anche la fusione dell’elio, i processi nucleari non si arrestano ma, complice una serie di successivi collassi del nucleo e aumenti di temperatura e pressione, proseguono con la sintesi di altri elementi più pesanti: ossigeno, neon, silicio e zolfo.

In tali stelle, poco prima della loro fine, può svolgersi in contemporanea la sintesi di più elementi all’interno di un nucleo che appare stratificato; tale struttura è paragonata da molti astrofisici agli strati concentrici di una cipolla. In ciascun guscio avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dalla pressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso. Il prodotto finale della sintesi è il nichel-56, risultato della fusione del silicio, che è completata nel giro di pochi giorni.

Il nichel-56 decade rapidamente in ferro-56. Poiché i nuclei del ferro possiedono un’energia di legame nettamente superiore a quella di qualunque altro elemento, la loro fusione, anziché essere un processo esotermico (che produce ed emette energia), è fortemente endotermica (cioè richiede e consuma energia). La supergigante rossa può anche attraversare uno stadio alternativo, che prende il nome di supergigante blu. Durante questa fase la fusione nucleare avviene in maniera più lenta; per via di tale rallentamento, l’astro si contrae e, poiché una grande quantità di energia è emessa da una superficie fotosferica più piccola, la temperatura superficiale aumenta, donde il colore blu; l’astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di supergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi. Una supergigante rossa può in qualunque momento, a patto che rallentino le reazioni nucleari, trasformarsi in una supergigante blu.

Nelle stelle con masse superiori a otto masse solari, la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore al limite di Chandrasekhar. Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 – 1995) è stato un fisico, astrofisico e matematico indiano naturalizzato statunitense. Era nipote del fisico Chandrasekhara Venkata Raman, vincitore del Premio Nobel per la fisica nel 1930. Uno dei maggiori contributi da lui forniti all’astrofisica è il “Limite di Chandrasekhar”, con cui vinse il Premio Nobel nel 1983. Esso costituisce un valore critico nelle scale di grandezza delle stelle nane bianche. In particolare il “Limite di Chandrasekhar” (pari a circa 1,44 volte la massa solare) segna il limite superiore della massa di una nana bianca.

Una stella, al termine della propria permanenza nella sequenza principale, della fase cioè di bilanciamento tra forza gravitazionale ed energia termonucleare sprigionata dalla fusione degli atomi di idrogeno, è destinata a collassare in una nana bianca se la massa del nucleo, al momento del collasso gravitazionale, è al di sotto del “Limite di Chandrasekhar”.

E cosa accade qualora la massa sia superiore?

Oltrepassato questo limite, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro a un improvviso e irreversibile collasso. Gli elettroni urtano contro i protoni dando origine a neutroni e neutrini assieme ad un forte decadimento beta e a fenomeni di cattura elettronica. L’onda d’urto generata da questo improvviso collasso provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima supernova. Il termine nova deriva dal latino e significa “nuova”. Questo tipo di processo, dalla potenza inimmaginabile, fa si che una stella, normalmente invisibile a occhio nudo a causa della grande lontananza, sia improvvisamente visibile ed anche molto luminosa. Ed è proprio per questo che è chiamata “stella nuova”, anche se non è proprio il termine appropriato, giacché la stella, anche se in principio invisibile, già esisteva. Ma vediamo che cosa succede.

Quando la massa di una stella è enorme, e quindi le temperature vigenti sono elevatissime, durante le reazioni nucleari vengono create due tipi di particelle: i fotoni e i neutrini. Entrambe viaggiano alla velocità della luce ma mentre i fotoni sono subito riassorbiti dalla materia, i neutrini no. I neutrini impiegano circa tre secondi per percorrere la distanza tra il centro del Sole e la superficie, per poi disperdersi nello spazio. Essi possono impiegare al più 12 secondi per andare dal centro alla superficie delle stelle più grandi. Così tutta l’energia prodotta sotto forma di neutrini lascia l’astro che la produce quasi istantaneamente. Nelle stelle comuni la percentuale di energia sotto forma di neutrini è però molto piccola.

A temperature di circa 6 miliardi di gradi, quindi in stelle di grandi dimensioni, la formazione di neutrini è elevatissima: questi abbandonano la stella in pochi secondi, trasportando con sé energia e sottraendo alla regione centrale quella di cui ha bisogno per opporsi all’attrazione gravitazionale determinandone così il collasso. La stella si raffredda bruscamente, a volte nell’arco di pochi minuti, subendo un collasso gravitazionale molto rapido.

In queste stelle gli strati esterni sono ancora relativamente freddi e composti di nuclei minori, a causa della minore attrazione che produce la stella su di essi. Più andiamo verso l’esterno, più troviamo quantità sempre maggiori di nuclei più semplici fino ad arrivare anche alla presenza di idrogeno, che a causa della bassa temperatura non partecipa alle fusioni nucleari.

Con l’improvvisa e travolgente implosione della stella, la temperatura complessiva sale a valori enormi in conseguenza della conversione di energia gravitazionale in calore, e tutto il combustibile nucleare rimasto all’esterno, partecipa a una serie di reazioni nucleari in maniera istantanea. Avviene così l’esplosione della supernova che consente a questa di eguagliare per qualche tempo la luminosità dell’intera galassia di cui fa parte.

Dopo l’esplosione sono liberati nello spazio circa 9/10 della massa iniziale che potranno a loro volta creare in seguito altre stelle di seconda generazione. Non è difficile supporre che una supernova lasci sempre un residuo di massa inferiore al limite di Chandrasekar cosicché, per quanto sia grande la sua massa iniziale, essa potrà sempre contrarsi dando origine a una nana bianca. A questo punto si potrebbe avere l’impressione di avere ottenuto un quadro abbastanza chiaro della fase finale della vita delle stelle e che l’ultimo momento sia sempre quello del raffreddamento della nana bianca e della sua trasformazione in una nana nera. In realtà non siamo ancora arrivati alla fine…

Sono state scoperte stelle dalla massa cinquanta o forse settanta volte maggiore di quella del nostro Sole. Quando una stella del genere subisce il collasso gravitazionale, il fenomeno assume una violenza inimmaginabile. Nel corso di tale fenomeno, inoltre, la stella dovrà sbarazzarsi del 97 o 98 per cento della sua massa, se ciò che ne rimane non deve superare il limite di 1.4 masse solari, per potersi contrarre tranquillamente fino a raggiungere la fase di nane bianca.

Gli astronomi sanno che le supernove si sbarazzano di gran parte della loro massa ma, a quanto ne sappiamo, nel processo non c’è nulla che prescriva che una supernova debba liberarsi di una quantità di massa sufficiente per rimanere al di sotto del limite di Chandrasekar e per evolversi quindi in una nana bianca. Che cosa succede dunque se, dopo l’esplosione di una supernova, la parte restante della stella ha una massa doppia di quella del Sole, e questa massa subisce il collasso gravitazionale?

Si formerà il fluido elettronico, il quale si contrarrà e continuerà a contrarsi fino a cedere di schianto. L’attrazione gravitazionale sarà semplicemente troppo intensa perché sia controbilanciata dal fluido elettronico, anche se sottoposto alla massima contrazione alla quale esso possa resistere.

Gli elettroni saranno allora compressi verso l’interno a densità alle quali non possono più esistere. All’interno del fluido elettronico, sottoposto a pressioni inferiori a quella critica, protoni e neutroni potevano muoversi liberamente; ora gli elettroni si combineranno con i protoni per formare altri neutroni. Elettroni e protoni sono presenti in qualsiasi oggetto materiale, da un frammento di polvere a una stella, in quantità quasi esattamente uguali, cosicché il risultato di questa combinazione di protoni ed elettroni sarà che la stella sottoposto a questo collasso gravitazionale particolarmente energetico consterà quasi per intero di neutroni.

Questi neutroni saranno compressi dal collasso gravitazionale fino a trovarsi in contatto. Allora, e solo allora, il collasso si fermerà. La forza nucleare, che governa le interazioni fra particelle di grande massa, impedisce ai neutroni di stringersi ulteriormente. Ora la forza gravitazionale non è più controbilanciata, come nei pianeti, nelle stelle comuni e addirittura nelle nane bianche, dalla forza elettromagnetica, bensì dalla molto più intensa forza nucleare.

Una stella formata da neutroni in contatto fra loro è nota come stella di neutroni. Esse hanno una massa simile a quella del Sole, sebbene il loro raggio sia di qualche decina di chilometri, vale a dire diversi ordini di grandezza inferiore.

La loro massa è impacchettata in un volume di 7 × 1013 m3, circa 1014 volte più piccolo e la densità media è quindi 1014 volte più alta. Tali valori di densità sono i più alti conosciuti e impossibili da riprodurre in laboratorio (a titolo esemplificativo, per riprodurre una densità pari a quella dell’oggetto in questione occorrerebbe comprimere una portaerei nello spazio occupato da un granello di sabbia).

Per fare un esempio concreto, consideriamo una stella di neutroni con raggio di 15 km e massa pari a 1,4 volte quella del Sole; essa avrà una densità di 1,98 x 1011 Kg/cm3, vale a dire 198 milioni di tonnellate per centimetro cubo. Volendo immaginare una quantità equivalente in peso della “nostra” materia, per eguagliare la massa di un cm3 di materia della suddetta stella di neutroni sarebbe necessario un volume di 72 milioni di metri cubi di marmo (assumendo per esso una densità di 2,75 g/cm3), pari a un cubo di marmo con lato di 416 metri. Si tratta di una densità simile a quella dei nuclei atomici, ma estesa per decine di chilometri. In effetti, le stelle di neutroni possono essere considerate nuclei atomici giganti tenuti insieme dalla forza gravitazionale.

A causa dell’altissima densità e delle piccole dimensioni una stella di neutroni possiede un campo gravitazionale superficiale cento miliardi (1011) di volte più intenso di quello della Terra. Avevamo visto come una delle misure di un campo gravitazionale è la sua velocità di fuga, cioè la velocità che un oggetto deve avere per potergli sfuggire; sulla superficie terrestre essa è di circa 11,2 km/s, mentre su quella di una stella di neutroni si aggira intorno ai 100.000 km/s, cioè un terzo della velocità della luce.

Con la prossima parte si concluderà il viaggio che dagli oggetti meno massicci, le particelle, ci porterà agli oggetti più massicci, cioè i buchi neri…

Fonte: Il collasso dell’Universo, Isaac Asimov, Mondadori 1986

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