mercoledì 22 gennaio 2014

Dalle stelle alle stalle

Potrebbe essere un triste annuncio la fine di una stella (da qui il titolo di questo post), ma se il risultato è una supernova allora diventa un fenomeno interessantissimo da osservare.

A proposito di questo, in questi giorni è stata scoperta una supernova nella galassia M82. Come potete vedere dall'animazione qui sotto, nella galassia è apparso un punto abbastanza luminoso che prima non c'era (l'animazione mette a confronto due immagini della galassia prima e dopo la supernova):


Quella appena scoperta in M82 è stata classificata come una supernova di tipo Ia (vedi qui).
Dunque, iniziamo con il dire che non tutte le stelle diventano supernovae e inoltre esistono diversi tipi di supernovae. Delle supernovae di tipo Ia come quella scoperta in M82 ne abbiamo già parlato in un post precedente ( http://www.quantizzando.org/2013/04/chandrasekhar.html) dunque oggi faremo un breve accenno alle supernovae di tipo II (per "par condicio", diciamo).

Per esempio il nostro Sole è una di quelle stelle che finiranno la loro "vita" in una nebulosa planetaria, ovvero le parti centrali del Sole resteranno compatte a dar vita a quel tipo di oggetto che si chiama nana bianca mentre gli strati più esterni verranno espulsi nello spazio circostante.
Come facciamo a dire con certezza che il Sole non diventerà una supernova? Qui entra in gioco l'astrofisica teorica.
In pratica il destino di una stella è legato ad una sola caratteristica della stella stessa: la sua massa.
Solo le stelle molto grosse, diciamo una decina di volte più massive del Sole, danno vita ad una supernova.
Immagino che probabilmente questa cosa vi fosse già nota e quindi (probabilmente) fin qui la lettura di questo post è risultata noiosa, se non scontata (magari a parte l'immagine della supernova recentemente scoperta, dai!).

Allora proviamo a capire perché dipende dalla massa.
Le stelle sono fatte di idrogeno per la maggior parte. Ad esempio nelle parti centrali del Sole l'idrogeno si trasforma in elio grazie al processo di fusione nucleare il quale prende quattro protoni (un protone è essenzialmente un nucleo di idrogeno) e li mette insieme dando vita ad un nucleo di elio (il quale ha due protoni e due neutroni). Anche questo forse lo sapevate già. Ma non è tutto. Infatti i quattro protoni separati hanno una massa maggiore di quando si stringono insieme per abbracciarsi e formare un nucleo di elio. Dove finisce la massa? Si trasforma in energia, come insegna Einstein con la sua famosa equazione. Quale equazione? In questo blog non possiamo scrivere equazioni direttamente, allora ecco un'immagine:



Insomma la massa diventa energia. Cioè? Fotoni! Luce! In ultima analisi potrei dire anche abbronzatura, se volete. Comunque ci siamo capiti.
Questo è il motivo per cui è importante il processo di fusione nucleare al centro delle stelle. Ma anche per un altro motivo davvero importante.

ATTENZIONE AL PROSSIMO RIGO!

La stella ha una massa. Quindi tende a collassare su se stessa per effetto della propria forza di gravità. Perché non collassa? A causa del fatto che la pressione esercitata dal gas caldo (a causa delle reazioni nucleari) stesso della stella bilancia il possibile collasso. Questo significa che "No reazioni nucleari, No stella in equilibrio".

ORA POTETE RILASSARVI!

Comunque ad un certo punto l'idrogeno al centro finisce e rimane un bel nucleo pieno zeppo di elio.
Che si fa, si brucia l'elio? Non nel Sole. Quello che accade sono vari meccanismi che non stiamo a raccontare ma che portano al risultato finale che il Sole diventerà una gigante rossa enorme che ad un certo punto, come già detto, finirà in una nebulosa planetaria. Ma le reazioni nucleari non si fermano perché altrimenti avverrebbe il collasso. Infatti avviene che l'idrogeno che circonda il nucleo stellare inizia a trasformarsi in elio e per questo la situazione rimane stabile.

E le stelle più massicce? Loro non si fermano. Come dei lavoratori instancabili bruciano anche l'elio e lo fanno diventare carbonio. E continuano, fanno anche gli straordinari (non sapendo che fine le aspetta, ovvio!). E inoltre, come nel caso del Sole, pian piano anche nei gusci che circondano il nucleo iniziano ad avvenire le reazioni nucleari.
Insomma le stelle massicce bruciano, bruciano fin quando non arrivano a produrre ferro, quando la situazione è più o meno la seguente:




Quando si arriva al ferro i motori si spengono. Niente più reazioni nucleari perché il ferro è un elemento molto stabile e non sente il bisogno di "abbracciare" altri protoni per dar vita a nuovi elementi. A questo punto, inevitabilmente, avviene il collasso: ecco la supernova di tipo II.

(Rigo di silenzio per commemorare la stella appena defunta)

Ma non fermiamoci a piangere e andiamo avanti con la vita. Ora avete una panoramica del mondo delle supernovae. Era da tempo che volevo parlarne e la supernova scoperta in M82, pur essendo una supernova di tipo Ia, ci ha dato l'opportunità di chiacchierare dell'altro tipo di supernovae, quelle IIa.

Tutto questo ci dice anche che dire al vostro partner (che è un assiduo lettore di questo blog) "Tu sei la mia stella" potrebbe essere molto, ma molto sconveniente!