Nane brune, nane rosse, nane bianche

Dopo aver descritto, in un precedente articolo, il meccanismo di formazione delle stelle, vorrei ora affrontare alcuni aspetti riguardanti l’evoluzione delle stelle, la loro vita, la loro “morte”, cominciando dalle stelle di massa minore, comprese le “stelle mancate”.

Le nane brune

Quando una protostella non riesce ad accumulare una quantità di materia pari ad almeno 0,08 M¤(masse solari, corrispondenti a 75–80 MJ masse gioviane) non può diventare una vera stella, perché non riesce a raggiungere una temperatura e una pressione sufficienti ad innescare la fusione dell’idrogeno. L’oggetto celeste che ne risulta è una nana bruna, una “stella mancata”, che si raffredderà lentamente emettendo l’energia termica accumulata. Ma vediamo più in dettaglio che cosa succede alla protostella.

In generale la forza di gravità provoca la contrazione degli oggetti celesti nelle fasi iniziali della loro formazione, generando un aumento della loro densità e della temperatura. Nel caso delle nane brune l’aumento di densità e di pressione sono così forti che la materia viene completamente ionizzata, risulta cioè composta di nuclei privi di elettroni e di elettroni liberi che si muovono fra questi nuclei e non sono legati ad essi su orbite definite. In questa situazione la materia assume uno stato definito “degenere”, che non segue i modelli della fisica dei corpi gassosi, ma viene interpretato mediante la meccanica quantistica. Il fenomeno viene chiamato collasso gravitazionale.

La contrazione della nana bruna si ferma solo quando la pressione repulsiva degli elettroni degenerati contrasta la forza gravitazionale: viene così raggiunto uno stato di equilibrio. A questo punto, la nana bruna comincia a raffreddarsi lentamente. Inizialmente il processo può essere rallentato dalle reazioni di fusione del deuterio, se la protostella ha una massa di almeno 13 MJ, e del litio, se supera le 65 MJ. Il raffreddamento può durare anche qualche miliardo di anni per le nane brune più massicce.

Le dimensioni tipiche di una nana bruna sono confrontabili con quelle di Giove, mentre la temperatura superficiale, nelle fasi iniziali della loro vita, è di 2000-3000 K e il colore è rosso-bruno.

La nana bruna più vicina a noi è WISE 1049-5319, distante solo 6,5 anni luce dal Sole (figura 1). Si tratta in realtà di due nane brune legate gravitazionalmente, individuate nel 2013 dal Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) della NASA.

Le nane rosse

Le nane rosse sono stelle di piccole dimensioni: sono le più numerose e costituiscono, secondo alcune stime, almeno il 70% delle stelle della nostra galassia. Le nane rosse emettono una luce debole di colore giallo-arancione. La loro massa, compresa fra 0,08 e 0,5 M¤, è appena sufficiente ad innescare la fusione dell’idrogeno. La loro temperatura superficiale è inferiore a 3500 K, per cui si collocano in basso a destra sulla sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russell(classe spettrale M, figura 2). In questa posizione rimangono per molto tempo, in equilibrio stabile, perché la pressione termica dovuta alle reazioni di fusione nucleare bilancia la forza gravitazionale.

Come accade in generale a tutte le stelle, le nane rosse hanno una vita inversamente proporzionale alla loro massa: più piccola è la massa, tanto più lungo sarà il ciclo vitale, che per le nane rosse meno massicce può giungere a parecchi miliardi di anni. Ma alla fine anche loro si devono arrendere! 

Quando l’idrogeno è completamente esaurito, l’azione della forza di gravità non è più contrastata dalla pressione generata dalla fusione nucleare e inizia una fase di instabilità: la stella espelle gli strati più esterni, mentre il nucleo continua a contrarsi, finché la pressione degli elettroni degenerati bilancia la forza gravitazionale. La stella degenerata, a causa dell’elevata temperatura superficiale raggiunta, assume una colorazione biancastra: è nata così una nana bianca.

La nana rossa più vicina al sistema solare è Proxima Centauri, una stella di classe M e magnitudine apparente 11, posta a 4,24 anni luce in direzione della costellazione del Centauro.

Le nane bianche 

Una nana bianca è una stella “degenerata”, di dimensioni confrontabili con quelle della Terra, ma con una massa compresa, mediamente, fra 0,5 e 0,7 M¤. Le nane bianche, quindi, racchiudono una massa vicina a quella del Sole in un volume un milione di volte più piccolo: di conseguenza la loro densità è almeno un milione di volte quella del Sole!

Le nane bianche possiedono, al momento della loro formazione, una temperatura superficiale molto alta, compresa fra 8000 e 40000 K, ma una bassa luminosità a causa delle loro piccole dimensioni, per cui occupano la parte inferiore sinistra del diagramma Hertzsprung-Russell. La temperatura delle nane bianche diminuisce gradualmente a causa degli scambi termici con lo spazio circostante, per cui il colore col tempo tende al rosso, sino allo stadio terminale di nana nera, un oggetto ormai spento, che non emette radiazioni. Gli astronomi ritengono che il tempo necessario a formare una nana nera sia di gran lunga superiore all’attuale età dell’universo, per cui quella descritta è solo un’ipotesi ancora da verificare.

La prima nana bianca fu individuata da William Herschel nel 1783, ma la loro natura è stata spiegata solo molto dopo. Nel 1920 Eddington intuì che, per raggiungere densità così elevate, la materia che costituiva le nane bianche fosse formata da nuclei atomici completamente ionizzati e da elettroni liberi. Nel 1926 Fowler, usando la statistica di Fermi – Dirac per gli elettroni, identificò nella pressione degli elettroni degenerati il meccanismo che permetteva alla stella di non collassare completamente su se stessa.

Abbiamo detto che le nane bianche sono conseguenza del collasso gravitazionale delle nane rosse, ma non è questa l’unica modalità. Qualche affezionato lettore ricorderà che, in un precedente articolo sulle nebulose, avevamo descritto le nebulose planetarie, che al centro avevano una piccola stella molto brillante che le illuminava, e la stella era proprio una nana bianca! Ebbene la nebulosa e la nana bianca erano i restidi una stella di dimensioni fino a 3-5 volte quelle del Sole che, giunta a fine vita, aveva espulso materiale nello spazio circostante e il cui nucleo era collassato a formare proprio una nana bianca.

L’immagine di figura 3, ripresa dal Telescopio spaziale Hubble nel 2019, mostra la stella Sirio A, la più luminosa al centro, e; indicata dalla freccia, la nana bianca Sirio B, compagna di Sirio A. Sirio A è la stella piu luminosa del cielo e dista dal Sole solo 8,6 anni luce. Nel prossimo articolo esamineremo l’evoluzione delle stelle più massicce.

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