Stella gigante rossa

L’inizio dell’età giantesca

Eventi durante l’età giantesca

Risorse

Il diagramma di Hertzsprung-Russell, che mostra le relazioni tra le stelle in astronomia, afferma che una stella gigante rossa è qualsiasi grande stella non di sequenza principale che ha una classificazione stellare di K o M. Una stella gigante rossa è un tipo di stella che ha esaurito la fornitura primaria di combustibile idrogeno nel suo nucleo e ora sta usando un altro elemento come l’elio come combustibile per le sue reazioni di fusione termonucleare che producono energia. La stella Aldebaran (l’occhio di bue) nella costellazione del Toro è un esempio di una stella gigante rossa. La fusione dell’idrogeno continua all’esterno del nucleo e fa sì che la stella si espanda drammaticamente, rendendola una gigante. L’espansione raffredda anche la superficie della stella, il che la fa apparire rossa. Le stelle giganti rosse sono vicine alla fine della loro vita e muoiono in un’esplosione di supernova o, più tranquillamente, in una nebulosa planetaria. Entrambi i destini comportano l’espulsione degli strati esterni della stella, che lasciano dietro di sé il piccolo nucleo esposto.

L’inizio della gigantia

Le stelle sono oggetti autogravitanti, il che significa che sono tenute insieme dalla loro stessa gravità. Il campo gravitazionale di una stella cerca di comprimere la materia della stella verso il suo centro, proprio come la gravità della Terra tira le persone e gli oggetti materiali verso il suo centro. Poiché le stelle sono gassose, si ridurrebbero drasticamente se non fosse per le reazioni di fusione termonucleare che avvengono nei loro nuclei. Queste reazioni, che nelle stelle sane comportano la conversione di quattro nuclei di idrogeno in un nucleo di elio, producono energia che riscalda il gas della stella e le permette di resistere alla forza di gravità che cerca di comprimerlo.

La maggior parte delle stelle, compreso il sole, usa l’idrogeno come combustibile termonucleare per due motivi: Primo, le stelle sono fatte principalmente di idrogeno, quindi è abbondante; secondo, l’idrogeno è l’elemento più leggero e più semplice, e si fonde a una temperatura più bassa degli altri elementi. La reazione idrogeno-elio, che avviene in tutte le stelle, è la più facile da avviare per una stella. Il tempo necessario perché questo accada dipende dalla massa della stella. Stelle come il sole impiegano circa 10 miliardi di anni per esaurire l’idrogeno nel loro nucleo, mentre le stelle più massicce possono impiegare solo pochi milioni di anni. Quando la stella comincia ad esaurire l’idrogeno, il tasso di reazioni di fusione nel suo nucleo diminuisce. Poiché non viene prodotta molta energia, la gravità comincia a vincere la pressione del gas riscaldato e il nucleo comincia a restringersi. Quando un gas viene compresso, però, diventa più caldo, quindi quando il nucleo diventa più piccolo, si riscalda anche. Questo è un punto critico nella vita della stella, perché se il nucleo può riscaldarsi fino a circa 100 milioni di Kelvin, allora sarà abbastanza caldo per la fusione dell’elio. L’elio, la cenere delle precedenti reazioni di fusione nel nucleo della stella, diventerà la nuova fonte di energia.

Una stella sull’orlo dell’accensione dell’elio è mostrata nella figura 1. Stelle molto più piccole del sole non sono in grado di accendere il loro elio. Non solo la loro gravità è troppo

debole perché i loro nuclei raggiungano la temperatura necessaria, ma i loro interni sono più profondamente mescolati di quelli delle stelle più massicce. La cenere di elio nelle stelle di bassa massa non ha mai la possibilità di raccogliersi nel nucleo, dove potrebbe essere usata come nuova fonte di combustibile.

Stelle come il sole, tuttavia, sviluppano un nucleo ricco di elio. Quando i loro nuclei diventano abbastanza caldi (circa 100 milioni di Kelvin), l’elio si incendia, iniziando a fondersi in carbonio e ossigeno.

Eventi durante la giantità

Le stelle che fondono l’elio hanno trovato un modo per mantenersi contro la loro stessa gravità, ma c’è un problema. La quantità di energia che una stella ottiene da una particolare reazione di fusione dipende dall’energia di legame degli elementi coinvolti (Figura 2).

Quando l’elio è esaurito, il ciclo appena descritto inizia di nuovo. Il nucleo si contrae e si riscalda, e se la temperatura sale a 600 milioni di Kelvin, il carbonio inizierà a reagire, producendo ancora più energia della fase di combustione dell’elio. Questo, tuttavia, non accadrà nel sole. Il suo nucleo non diventerà abbastanza caldo, e alla fine della sua fase di gigante rossa, il sole si libererà dei suoi strati esterni, che si espanderanno nello spazio come una nebulosa planetaria. Alcune di queste nebulose assomigliano a giganteschi anelli di fumo. Tutto ciò che rimarrà sarà il minuscolo nucleo, fatto di carbonio e ossigeno, le ceneri dei processi di fusione finali.

Che sia destinato a diventare una nebulosa planetaria o una supernova, una gigante rossa perde materia espellendo un forte vento stellare. Molte giganti rosse sono circondate da nubi di gas e polvere create da questo materiale espulso

. La perdita di massa creata da questi venti può influenzare l’evoluzione e lo stato finale della stella, e il materiale espulso ha una profonda importanza per l’evoluzione della galassia, fornendo materiale interstellare grezzo per la formazione delle future generazioni di stelle.

Termini chiave

Energia di legame- La quantità di energia richiesta per rompere un nucleo atomico a parte.

Fusione- La conversione di nuclei di due o più elementi più leggeri in un nucleo di un elemento più pesante. La fusione è il processo che le stelle usano per produrre energia per sostenersi contro la loro stessa gravità.

Nebulosa planetaria- Una nube di gas che è lo strato esterno espulso di una stella gigante di media massa (da 0,5 a 3 masse solari circa).

Combustione a guscio- La fusione di elementi più leggeri in elementi più pesanti in un “guscio” approssimativamente sferico fuori dal nucleo della stella. La combustione a guscio avviene dopo che l’elemento di fusione si è esaurito nel nucleo. Le reazioni di fusione che coinvolgono quell’elemento si allontanano dal nucleo come un anello di fiamma che si allontana da un falò.

Supernova- Lo stadio finale di collasso di una stella supergigante.

Le stelle massicce, tuttavia, possono riscaldare i loro nuclei abbastanza da trovare diverse nuove fonti di energia, come carbonio, ossigeno, neon e silicio. Queste stelle possono avere diversi gusci di fusione (figura 3). Si può pensare all’intero stadio di gigante rossa come ad un atto di autoconservazione. La stella, in un continuo sforzo per evitare che la sua stessa gravità la schiacci, trova nuove fonti di combustibile per prolungare la sua vita fino a quando è in grado di farlo. Il rapido cambiamento della situazione nel suo nucleo può causare la sua instabilità, e molte giganti rosse mostrano una marcata variabilità. Un campo interessante della ricerca moderna riguarda la creazione di modelli al computer di stelle giganti che riproducano accuratamente i livelli e le variazioni osservate della produzione di energia delle giganti.

Risorse

Libri

Arny, Thomas. Esplorazioni: An Introduction to Astronomy. Boston, MA: McGraw-Hill, 2006.

Chaisson, Eric. Astronomia: A Beginner’s Guide to the Universe. Upper Saddle River, NJ: Pearson/Prentice Hall, 2004.

Freedman, Roger A. Universe, Stars, and Galaxies. New York: W.H. Freeman, 2005.

Krumenaker, Larry, ed. Le caratteristiche e il ciclo di vita delle stelle: An Anthology of Current Thought. New York: Rosen Publishing Group, 2006.

Zelik, Michael. Astronomia: The Evolving Universe. Cambridge e New York: Cambridge University Press, 2002.

Jeffrey C. Hall