Alla fine del precedente articolo ci siamo lasciati con una domanda: che cosa succede quando una stella ha esaurito l’idrogeno? In prima approssimazione potremmo dire che dipende dalla massa della stella. Se gli affezionati lettori hanno ancora un po’ di pazienza, vediamo di esaminare la situazione un po’ più da vicino.

Da stelle di sequenza principale a giganti rosse

Le reazioni di fusione nel nucleo centrale della stella cessano quando l’idrogeno (H) del nucleo, trasformato in elio (He), si è esaurito. In realtà l’idrogeno continua a essere ancora abbondante negli strati esterni della stella, dove, però, non esistono le condizioni di temperatura e pressione necessarie per innescare la fusione nucleare. Spente le reazioni nucleari, non sussistono più le condizioni che garantivano l’equilibrio della stella e il nucleo riprende a contrarsi per effetto della gravitazione. Quello che succede in seguito dipende dalla massa iniziale (Mi), cioè dalla massa che la stella aveva all’inizio della propria vita, quando era iniziata la fusione dell’idrogeno. Cominciamo ad esaminare il caso di stelle con Mi compresa fra 0,5 e 5/8 M¤ (masse solari).

La contrazione del nucleo della stella ha come conseguenza l’aumento della temperatura e della pressione, anche negli strati esterni al nucleo. Di conseguenza la fusione dell’idrogeno, cessata nel nucleo, prosegue in strati via via più esterni. Si viene così a creare la situazione descritta nella figura 1: il nucleo centrale, costituito da elio inerte, che si contrae per effetto della gravità, è circondato da un guscio (shell) in cui continua la fusione dell’H. L’energia prodotta dalla fusione in shell viene trasferita agli strati più esterni, che si riscaldano, per cui la stella comincia ad espandersi. L’aumento delle dimensioni ha come conseguenza la diminuzione della temperatura superficiale. Infatti, sappiamo che l’energia emessa da una stella dipende dalla sua superficie (4πR²) e dalla temperatura superficiale T (precisamente da T⁴): quindi, poiché la superficie aumenta, la temperatura superficiale diminuisce.

La stella lascia la sequenza principale del diagramma-HR e si sposta verso le regioni più fredde, diventando una gigante rossa, una stella di dimensioni enormi e con temperature superficiali attorno ai 3000 K. (figura 2).

Nel caso del Sole questa fase evolutiva durerà circa 1 miliardo di anni. Alla fine il Sole avrà un raggio prossimo alla distanza Terra-Sole e una luminosità circa 2.500 volte quella attuale, mentre la temperatura della superficie sarà di 3.000 K circa. Mercurio e Venere verranno inghiottiti e forse il Sole giungerà a lambire la Terra (figura 3). I miei pazienti lettori non si allarmino: noi non ci saremo e il Sole ci riscalderà per almeno altri 5 miliardi di anni! 

Intanto, il nucleo della stella continua a contrarsi, riscaldandosi: quando raggiunge temperature superiori a 100 milioni di gradi, s’innesca la fusione dell’elio in carbonio, con liberazione di energia. Questa fase è decisamente più rapida e violenta della precedente. 

Ma non è finita: aquesto punto il destino della stella dipende dalla massa del suo nucleo, secondo la teoria del fisico indiano Chandrasekhar, più noto come Chandra.

Le nebulose planetarie

Ecco che cosa ha scoperto Chandra nel 1935. Una stella è destinata a collassare in una nana bianca se la massa del nucleo, al momento del collasso gravitazionale finale, è inferiore a 1,4 masse solari, valore che prende il nome di limite di Chandrasekhar. Se, invece, la massa del nucleo supera tale limite, la stella collasserà formando una stella di neutroni o un buco nero. Ma di questi ultimi oggetti celesti ci occuperemo nel prossimo articolo.

Il caso che stiamo esaminando si riferisce proprio a stelle il cui nucleo, al momento del collasso gravitazionale, ha massa inferiore al limite di Chandrasekhar. La relazione tra la massa del nucleo e la massa iniziale non è rigorosa, perché dipende dalla quantità di materia che la stella ha espulso nello spazio: per questo il valore massimo di Mi non è ben definibile e si ipotizza che sia compreso fra 5 e 8 M¤, supponendo che stelle con questa Mi lascino, alla fine del collasso, nuclei di massa inferiore a 1,44 M¤.

Vediamo dunque, in modo schematico, quello che succede. Quando l’He si è esaurito, il nucleo, formato da carbonio, riprende a contrarsi: la temperatura e la pressione aumentano, ma non abbastanza da innescare la fusione del carbonio. Nello strato attiguo al nucleo,grazie all’incremento della temperatura, inizia a fondere l’elio in carbonio, mentre nello strato ancora sovrastante continua a fondere in elio parte dell’idrogeno restante.

La stella aumenta la propria luminosità, mentre perde gran parte del materiale esterno, che va a formare una nebulosa, detta nebulosa planetaria. Il nome di questi oggetti fu coniato da William Herschel, che pensò fossero stelle circondate da materiale che si stava condensando in pianeti.

Il nucleo si contrae molto lentamente e si sposta nel diagramma-HR verso temperature molto alte e luminosità basse, dando origine ad una nana bianca, una stella degenere che già conosciamo. Questa fase è molto rapida e dura solo qualche migliaio di anni.

La figura 4 mostra la nebulosa Occhio di Gattoripresa nel visibile dal Telescopio HST e nei raggi X dalla sonda spaziale Chandra nel 1995. Al centro della nebulosa troviamo il resto della stella che l’ha originata: una nana bianca con temperatura superficiale intorno agli 80.000 K; all’esterno, lamateria espulsa dalla stella dopo la fase digigante rossa.

Nel prossimo articolo concluderemo la descrizione dell’evoluzione delle stelle, esaminando il caso delle stelle più massicce.