Compendio di relatività - Liceo Scientifico Galilei

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ASTROFISICA Il Sole è l'unica stella della quale possiamo osservare la superficie, ma le conoscenze già acquisite sull'universo al di fuori del sistema solare sono ugualmente molto numerose: anzi, si può dire, ad esempio, che ne sappiamo di più sulle stelle che su Plutone, il pianeta più esterno del sistema solare. Tutto questo è possibile perché le stelle, ed anche i gas interstellari, irradiano energia nello spazio in tutte le direzioni; analizzando tali radiazioni, è possibile decifrare le informazioni che esse nascondono: è quello che sono riusciti a fare gli astronomi, che hanno messo a punto metodi e tecniche di ricerca veramente efficaci. NASCITA, EVOLUZIONE E MORTE DI UNA STELLA La formazione di una stella prende avvio all'interno delle nebulose, ammassi di fine materia interstellare, formate di polveri e gas freddi (soprattutto H ed He); al loro interno possono innestarsi moti turbolenti 2 dovuti a fenomeni contingenti (p.es. l'esplosione di una stella vicina), provocando un avvicinamento ed un inizio di aggregazione tra i corpuscoli della nube. Proseguendo l'addensamento e la contrazione aumenta l'energia cinetica, e di conseguenza la temperatura, del corpo gassoso, che prende il nome di protostella. Per la forza di gravità la contrazione prosegue finché il nucleo della protostella non raggiunge temperature dell'ordine di 15 milioni di K, sufficienti a far innescare il processo di fusione termonucleare dell'idrogeno in elio. L'energia termica liberata dalla fusione nel nucleo compensa la forza gravitazionale, giungendo così ad una fase di stabilità, durante la quale la stella adulta si trova sulla sequenza principale del diagramma di H-R (cfr. §3.2.). Quando l'idrogeno è prossimo all'esaurimento, la forza di gravità non è più bilanciata dall'energia termica; il materiale soprastante, non più sostenuto dal basso, torna a cadere verso il centro. La temperatura al suo interno sale fino a valori abbastanza alto da innescare le reazioni termonucleari. Viene così prodotta energia in un “guscio” interno che circonda la zona centrale (nucleo), dove l’idrogeno incombusto si trasforma in elio. L’energia così prodotta “spinge via” l’involucro gassoso esterno che si espande enormemente e si raffredda: si ha la gigante rossa. Se la massa iniziale della stella è sufficientemente elevata, si innescano altre reazioni termonucleari che producono nuovi elementi chimici; quando l’idrogeno tende ad esaurirsi, l’elio si trasforma in carbonio; successivamente si formano elementi sempre più complessi. Tuttavia neppure le stelle di dimensioni molto elevate riescono a mantenere indefinitamente le fusioni nucleari perché, giunti alla produzione del ferro la catena si interrompe: dal ferro in poi la fusione può essere ottenuta solo fornendo energia. Questa fase segna l’arresto definitivo della produzione di energia termonucleare all’interno della stella: è la fine. Il Sequenza principale materiale collassa rapidamente, liberando energia gravitazionale in quantità tale da far esplodere la stella. DIAGRAMMA DI HERTZSPRUNG-RUSSELL All'inizio di questo secolo gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Russell riportarono in un diagramma la relazione fra la luminosità e la temperatura superficiale delle stelle. La disposizione dei punti sul diagramma riflette le grandi linee dell'evoluzione stellare; le stelle sono in gran parte raggruppate sotto una stretta banda, detta Sequenza Principale. Questo stato corrisponde alla fase 12 12 12
stabile di combustione dell'idrogeno nel nucleo della stella. Un altro gruppo di stelle si estende orizzontalmente sopra la Sequenza Principale, ed è costituito di giganti e supergiganti rosse. Infine, occupano la regione situata al di sotto della Sequenza Principale delle nane bianche. EVOLUZIONE STELLARE IN BASE ALLA MASSA La massa di una stella ne condiziona il cammino dopo lo stadio di gigante rossa, indirizzandola verso lo stadio di nana bianca, nova, pulsar o buco nero. NANE BIANCHE Se la massa iniziale è di poco inferiore a quella del sole, la stella collassa per gravità fino a divenire un corpo delle dimensioni della Terra, con densità di milioni di g/cm 3 , e la materia che la compone si presenta in uno “stato degenere”; concentrata in una superficie talmente ridotta, la temperatura diviene così elevata che la stella è letteralmente scaldata al calor bianco: si stima superare i dieci milioni di gradi. Queste due caratteristiche, piccolissime dimensioni e temperatura superficiale elevata, le valgono il nome di nana bianca. E’ stato calcolato che possono vivere più di 2000 miliardi di anni in questo stato. Ma anche esse sono destinate a raffreddarsi lentamente ed a divenire corpi oscuri di materia inerte (nane nere). NOVÆ Stelle con massa iniziale prossima o di poco maggiore a quella del Sole (tra 0.8 e 8 volte), finiscono ugualmente come nane bianche, attraversando, però, prima una fase particolare. Durante lo stadio di giganti rosse, espellono i loro strati più esterni che trascinati dal vento stellare danno origine a nubi sferiche di gas in espansione dette nebulose planetarie. Con la perdita dell'involucro esterno la stella si trasforma in un nucleo rovente, che si contrae e si riscalda ulteriormente, la cui radiazione provoca la luminosità della nebulosa planetaria per un fenomeno di fluorescenza. Dopo alcune migliaia di anni la fusione si esaurisce, la stella inizia a raffreddarsi, perde luminosità e diventa una nana bianca. In alcuni casi si osservano improvvise esplosioni stellari, caratterizzate da un rapidissimo aumento di luminosità (fino a 150 000 volte): tali stelle sono dette novæ e si ritiene che si manifestino in un sistema binario, costituito da una gigante rossa molto vicina ad una nana bianca calda. La nana bianca attrarrebbe gas ricco di idrogeno strappandolo alla gigante rossa; tale materia viene riscaldata nel processo di avvicinamento tanto da giungere un valore prossimo al milione di gradi, sì da innescare una violenta reazione termonucleare. La nana bianca torna poi allo stato di riposo accumulando gas fino ad una nuova esplosione. PULSAR Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del Sole la teoria dell'evoluzione stellare indica che all'esaurirsi del combustibile nucleare, il collasso gravitazionale sarebbe così grande da provocare un'immane esplosione che disperde gran parte della stella nello spazio; tali stelle sono dette supernovæ. Il materiale residuo collassa per gravità ma la sua massa è ancora così grande che la contrazione fa assumere alla materia una densità fino ad un valore critico di 10 14 g/cm 3 . Basti pensare che 100 000 tonnellate di materia starebbero in un ditale da cucito! In queste condizioni la materia subisce un'ulteriore trasformazione: grazie ad un decadimento β inverso, un protone ed un 13 13 13
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