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Un, due, tre… stella!

Creato il 01 giugno 2020 da Sabrinamasiero

di Luciana Ziino, Fondazione GAL Hassin 

L’idea che una stella non sia un oggetto immutabile ed eterno, ma abbia una nascita, un’evoluzione e una morte, è una conquista relativamente recente, che affonda le sue radici nella rivoluzione scientifica portata avanti da personaggi come Copernico, Keplero e Galileo. Oggi ci soffermeremo in particolare sui processi che portano alla formazione delle stelle, processi che gli astronomi hanno cominciato a comprendere solo agli inizi del novecento e che sono stati osservati a partire dagli anni sessanta grazie allo sviluppo dell’astronomia dell’infrarosso.

Le culle delle stelle
Oggi sappiamo che le culle delle stelle sono delle particolari nebulose chiamate nubi molecolari. Si tratta di regioni del mezzo interstellare dove l’idrogeno si trova prevalentemente nella forma molecolare H_2. Ma non è l’unica molecola presente in queste regioni. Infatti, le nubi molecolari sono popolate da monossido di carbonio (CO), acqua (H2O), ammoniaca (NH3), metano (CH4), ma anche da molecole più complesse come quelle dell’alcool etilico (CH3CH2OH) e del metanolo (CH3OH). La presenza di composti molecolari è resa possibile dall’azione di schermatura condotta dalla polvere che, nelle zone più esterne della nube, assorbe o diffonde i fotoni UV provenienti dalle stelle vicine, i quali distruggerebbero facilmente i legami molecolari.

La polvere favorisce la formazione di molecole anche agendo come catalizzatore: i grani di polvere, infatti, attirano i singoli atomi sulla loro superficie, facilitandone la combinazione. Ma che cosa intendiamo quando parliamo di polvere interstellare? Si tratta di minuscoli granuli (in genere di carbonio o silicati), le cui dimensioni possono andare dal nanometro al micron; in quest’ultimo caso, attorno al nucleo del granulo si è formato uno strato di ghiaccio.

Un, due, tre… stella!

Immagine della nube molecolare oscura Barnard 68: qui, un’alta concentrazione di polvere e gas molecolare assorbe praticamente tutta la luce visibile emessa dalle stelle di sfondo. Non si sa esattamente in che modo si formano le nubi molecolari come Barnard 68, ma è noto che queste nubi sono luoghi probabili per la nascita di nuove stelle. Crediti: FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO

Perché le stelle nascono proprio in queste nubi?

La ragione sta nel fatto che all’interno delle nubi molecolari la densità è molto più alta rispetto a quella del mezzo interstellare circostante, mentre la temperatura è molto più bassa. Parliamo di 102 – 10particelle per centimetro cubo e una temperatura di 10 -100 K. Per confronto, la densità del mezzo in cui le nubi molecolari sono immerse è dell’ordine di 1-2 atomi /cme la temperatura è di circa 10 000 K. Da notare che la maggiore densità di una nube molecolare è sempre piccolissima se paragonata alla densità dell’atmosfera terrestre. Anche nei laboratori in cui viene fatto il vuoto la densità di molecole è in genere di 109 cm-3  (sebbene in condizioni di vuoto estremo possa scendere fino a  104 cm-3 .

Nonostante ciò, la densità della nube molecolare, abbinata a una temperatura piuttosto bassa, è sufficiente da permettere in alcune zone il collasso gravitazionale. È necessario però che qualcosa inneschi questo meccanismo. Dei fenomeni responsabili delle variazioni di densità, che portano alla contrazione di alcune regioni della nube, parleremo più avanti.

Il criterio di Jeans

Intanto, soffermiamoci sul caso semplice di una nube sferica con una certa massa M. Supponiamo che la nube sia in equilibrio e che quindi non stia né collassando né espandendosi. Se qualcosa perturba il suo equilibrio, facendo variare la densità della nube, allora può succedere che la nube cominci a contrarsi. Esiste un limite superiore alla massa che una sfera di gas può avere affinché non collassi. Si chiama massa di Jeans e dipende dalla temperatura e dalla densità del gas. Una temperatura più alta significa una maggiore agitazione delle particelle e quindi una massa di Jeans più grande. Al contrario, una densità più alta rende più piccola la massa di Jeans. La massa di Jeans dipende anche dalla metallicità della nube, intendendo con questo termine la percentuale di atomi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio. Una maggiore quantità di metalli facilita la contrazione della nube e quindi riduce la massa di Jeans.
Supponiamo che la massa della nube di gas superi il valore limite di Jeans. Il nucleo allora comincia a collassare.
In una prima fase della contrazione, la nube non si riscalda, perché l’energia gravitazionale persa viene irradiata via. Si dice che la contrazione è isoterma. Se questa condizione si mantenesse nel tempo, il collasso non si arresterebbe. Tuttavia, man mano che la nube si contrae, la sua densità aumenta finché la radiazione non riesce più a passare e la temperatura incomincia ad aumentare. Si dice che la nube è diventata otticamente spessa e a questo punto l’aumento di temperatura rallenta il processo di contrazione, fino a fermarlo. In questa seconda fase, dato che lo scambio di energia con l’ambiente esterno è trascurabile, si parla di contrazione adiabatica.

Insieme alla contrazione, la nube è soggetta alla frammentazione, cioè alla formazione di nuclei più piccoli che vanno collassando. Infatti, secondo quanto detto prima, nella prima fase del collasso la temperatura rimane costante mentre la densità aumenta. Ciò comporta una riduzione della massa di Jeans che permette a nuclei più piccoli di cominciare a contrarsi. A causa della contrazione, la densità di ciascun nucleo aumenterà, la massa di Jeans si ridurrà ulteriormente e il singolo nucleo si frammenterà ancora, secondo un processo a catena che vede la formazione di frammenti sempre più piccoli. Tuttavia, il processo a un certo punto si arresta, perché il nucleo diventa opaco alla radiazione e la sua temperatura comincia ad aumentare. La massa di Jeans inizia a crescere e la frammentazione si ferma. Dunque, esiste un limite inferiore alla frammentazione, pari alla formazione di un nucleo con massa uguale a 0,01 masse solari. Una massa più piccola diverrebbe otticamente spessa (quindi opaca alla radiazione), prima di diventare gravitazionalmente instabile.

Un, due, tre… stella!

Grafico della massa di Jeans in funzione della densità. Dopo una prima fase, in cui la massa di jeans si riduce all’aumentare della densità, inizia una seconda fase, in cui la massa di Jeans cresce perché il nucleo che collassa comincia a riscaldarsi. Esiste dunque un valore minimo di massa di Jeans, che pone un limite alla frammentazione. Crediti: ned.ipac.caltech.edu

Il fenomeno della frammentazione spiega come da una nube molecolare con una massa dell’ordine di  masse solari si possano formare stelle molto meno massicce.

Meccanismi che inducono la formazione stellare

Ma quali sono i fenomeni che innescano questo meccanismo di contrazione della nube?

  • Una possibile causa è il passaggio della nube attraverso un braccio della spirale della Via Lattea, attraversamento che comprime la nube e dà inizio alla contrazione.
  • Il collasso può essere innescato anche dall’espansione di una regione all’interno della nube, cioè una bolla d’idrogeno che è stato ionizzato dalla radiazione ultravioletta di una stella giovane e calda (di classe spettrale O e B).
  • A volte la nascita di nuove stelle può essere la conseguenza della morte violenta di altre. Questo è il caso delle supernovae, le violentissime esplosioni che segnano la fine delle stelle più calde e massicce. L’onda d’urto provocata da una supernova si propaga nel mezzo interstellare e può produrre una variazione di densità in grado di innescare il processo di formazione delle stelle.
  • Un altro meccanismo possibile è la collisione tra due nubi molecolari.

Dal collasso della nube alla formazione del disco di accrescimento

Adesso trascuriamo il fatto che da una nube molecolare nascano più stelle e concentriamoci su un singolo nucleo che collassa all’interno della nube. Il nucleo, collassando, si riscalda, raggiungendo una temperatura di  e diventando una protostella. La stella in formazione è circondata da una nube di materiale (gas e polvere) che a volte si presenta come una macchia scura che si staglia su uno sfondo luminoso. In questo caso, la nube scura si chiama globulo di Bok: si tratta di un oggetto la cui massa media va da 10 a 50 masse solari, con un diametro di circa un anno luce. Durante questa fase, l’unico intervallo di frequenze in cui è possibile osservare la stella in formazione è quello dell’infrarosso.

La protostella inizia una fase di accrescimento, durante la quale il materiale che la circonda cade su di essa. Fino a d’ora abbiamo trascurato due elementi molto importanti di questo scenario: la rotazione della nube d’origine e il campo magnetico della protostella. Durante il collasso, per la conservazione del momento angolare, aumenta la velocità di rotazione del nucleo. Mentre, per la conservazione del flusso del campo magnetico, le linee di forza del campo si avvicinano e quindi l’intensità del campo aumenta. Entrambi i meccanismi si oppongono alla contrazione.

In particolare, se consideriamo un singolo volumetto di massa  della nube, su di esso, durante il collasso, agiranno due forze: la forza di gravità che tenderà ad attrarlo verso il centro della nube e la forza centrifuga dovuta al fatto che la nube è in rotazione. Quest’ultima sarà massima all’equatore e nulla ai poli: ecco perché la nube tenderà ad appiattirsi, assumendo una forma ellissoidale. Man mano che la nube si contrarrà, la forza centrifuga aumenterà finché all’equatore eguaglierà esattamente la forza gravitazionale, determinando una condizione di equilibrio instabile. È a questo punto che comincia, principalmente dalle regioni equatoriali, una perdita di materia che va a formare il cosiddetto disco protoplanetario o disco di accrescimento. La prima espressione indica che in questo disco si formeranno i pianeti. La seconda sta ad indicare che il materiale che costituisce il disco va ad accrescere la massa della protostella. Generalmente, però, il disco di accrescimento non arriva fino alla superficie della giovane stella, ma è troncato prima, a una distanza dell’ordine di pochi raggi stellari. A distruggerne la parte interna è il campo magnetico, che guida il materiale dal disco al corpo centrale: in altre parole, l’accrescimento della protostella avviene lungo le linee di forza del campo magnetico che ‘collegano’ il disco alla giovane stella.

Un, due, tre… stella!

Rappresentazione artistica di una protostella e del suo disco di accrescimento. Le linee gialle rappresentano le linee di forza campo magnetico stellare, lungo le quali avviene l’accrescimento. Image Credit: NASA/JPL-Caltech

Perché l’accrescimento possa continuare, però, è necessario rimuovere parte del momento angolare. Uno dei meccanismi con cui si ottiene questo risultato è la rotazione del disco, che dissipa il momento angolare della materia in caduta sul nucleo centrale. Se questo non avvenisse, la rotazione della protostella sarebbe sempre più veloce fino ad arrivare al punto di autodistruggersi. Ma tutto questo non basta. Infatti, esiste un altro meccanismo che rimuove momento angolare ed è la formazione di getti di gas che vengono espulsi ad altissima velocità dai poli della protostella. Sono le linee del campo magnetico a confinare il gas lungo l’asse di rotazione, anche se i meccanismi che determinano questi flussi bipolari e collimati non sono ancora pienamente compresi.

Le manifestazioni più spettacolari sono gli oggetti di Herbig-Haro, che si formano quando il gas ionizzato espulso dai poli della protostella va a scontrarsi con nubi più dense di gas e polveri. L’onda d’urto fa eccitare gli atomi del gas, che diventano luminescenti.

I getti espulsi dalle stelle giovani si estendono per distanze enormi, da  a 400 mila unità astronomiche. Per capire di cosa stiamo parlando, possiamo confrontare la lunghezza di questi getti con le dimensioni del sistema solare: Nettuno, il pianeta più lontano, dista dal Sole circa 30 unità astronomiche, mentre la nube di Oort, che segna i confini del nostro sistema, è posta tra 20 mila e 100 mila unità astronomiche dal Sole.

Anche le loro velocità sono grandissime, da 100 a più di 500 chilometri al secondo, arrivando dunque a valori supersonici.

Un, due, tre… stella!

Getto e disco nel sistema protostellare HH 212: (a) un’immagine del getto, prodotta combinando immagini da differenti telescopi; (b) immagine del centro del disco di polvere con una risoluzione di 8 unità astronomiche; (c) un modello del disco di accrescimento in grado di riprodurre l’emissione della polvere osservata nel disco. Crediti: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al.

Dalla fase di pre-sequenza alla nascita della stella

Quando la temperatura della protostella raggiunge un milione di gradi Kelvin, al suo interno inizia la fusione del deuterio (un isotopo dell’idrogeno più pesante rispetto a quello ‘normale’, in quanto ha un neutrone nel nucleo). La fusione del deuterio rallenta l’accrescimento, ma non lo ferma perché è un processo meno efficiente rispetto alla fusione dell’idrogeno.

Quando l’accrescimento si ferma e il disco circumstellare viene disperso, la protostella entra nell’ultima fase prima di diventare una stella a tutti gli effetti, la fase di pre-sequenza. L’oggetto continua a contrarsi e l’energia che emette è dovuta al collasso gravitazionale. La temperatura e la pressione nel nucleo della stella di pre-sequenza aumentano, fino a quando raggiungono i valori necessari per innescare la fusione dell’idrogeno in elio. Quando inizia la fusione, la stella è nata!

Da questo momento inizia la fase di sequenza principale, che rappresenta il 90% dell’esistenza di una stella e la cui durata dipende dalla massa iniziale dell’oggetto. Le stelle più massicce bruciano il loro carburante molto velocemente e rimangono in sequenza principale per decine o al massimo centinaia di milioni di anni. Le stelle simili al Sole hanno una vita più lunga, dell’ordine di 10 miliardi di anni. Infine, per stelle meno massicce del Sole, la permanenza nella sequenza principale dura ancora di più, dalle decine alle centinaia di miliardi di anni.

Un, due, tre… stella!

Il diagramma di Hertzsprung-Russell mette in relazione la temperatura superficiale (in ascissa) e la luminosità (in ordinata) delle stelle. Le stelle di sequenza principale sono quelle che si trovano nella banda diagonale: in questa fase, le stelle più calde sono anche quelle più luminose. Crediti: ESO


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