Grazie a perdita di massa, quindi, le stelle con masse di partenza fino ad almeno 8 MSun (e forse anche di più), probabilmente alla fine della loro vita, come le nane bianche. Ma sappiamo che le stelle possono avere masse fino a 150 (o più) MSun. Hanno un diverso tipo di morte in serbo per loro. Come vedremo, queste stelle muoiono con il botto.

Fusione nucleare di elementi pesanti

Dopo che l’elio nel suo nucleo è esaurito (vedi L’evoluzione di stelle più massicce), l’evoluzione di una stella massiccia prende un corso significativamente diverso da quello delle stelle di massa inferiore. In una stella massiccia, il peso degli strati esterni è sufficiente a costringere il nucleo di carbonio a contrarsi fino a quando non diventa abbastanza caldo da fondere il carbonio in ossigeno, neon e magnesio. Questo ciclo di contrazione, riscaldamento e accensione di un altro combustibile nucleare si ripete più volte. Dopo che ciascuno dei possibili combustibili nucleari è esaurito, il nucleo si contrae di nuovo fino a raggiungere una nuova temperatura abbastanza alta da fondere nuclei ancora più pesanti. I prodotti della fusione del carbonio possono essere ulteriormente convertiti in silicio, zolfo, calcio e argon. E questi elementi, quando riscaldati a una temperatura ancora più alta, possono combinarsi per produrre ferro. Le stelle massicce attraversano queste fasi molto, molto rapidamente. In stelle davvero massicce, alcune fasi di fusione verso la fine possono richiedere solo mesi o addirittura giorni! Questo è ben lontano dai milioni di anni che trascorrono nella fase di sequenza principale.

In questa fase della sua evoluzione, una stella massiccia assomiglia a una cipolla con un nucleo di ferro. Man mano che ci allontaniamo dal centro, troviamo gusci di temperatura decrescente in cui le reazioni nucleari coinvolgono nuclei di massa progressivamente inferiore—silicio e zolfo, ossigeno, neon, carbonio, elio e infine idrogeno (Figura 1).

Figura 1: Struttura di una vecchia stella massiccia. Poco prima del suo collasso gravitazionale finale, il nucleo di una stella massiccia assomiglia a una cipolla. Il nucleo di ferro è circondato da strati di silicio e zolfo, ossigeno, neon, carbonio mescolato con un po ‘ di ossigeno, elio e infine idrogeno. Al di fuori del nucleo, la composizione è principalmente idrogeno ed elio. (Si noti che questo diagramma non è precisamente in scala, ma è solo pensato per trasmettere l’idea generale di come sarebbe una stella del genere.) (credit: modification of work by ESO, Digitized Sky Survey)

Ma c’è un limite a quanto tempo questo processo di costruzione di elementi per fusione può andare avanti. La fusione del silicio in ferro risulta essere l’ultimo passo nella sequenza di produzione di elementi non espansi. Fino a questo punto, ogni reazione di fusione ha prodotto energia perché il nucleo di ciascun prodotto di fusione è stato un po ‘ più stabile dei nuclei che lo hanno formato. Come discusso nel Sole: Una centrale nucleare, i nuclei leggeri rinunciano a parte della loro energia di legame nel processo di fusione in nuclei più strettamente legati e più pesanti. È questa energia rilasciata che mantiene la pressione esterna nel nucleo in modo che la stella non collassi. Ma di tutti i nuclei conosciuti, il ferro è il più strettamente legato e quindi il più stabile.

Potresti pensare alla situazione in questo modo: tutti i nuclei più piccoli vogliono “crescere” per essere come il ferro, e sono disposti a pagare (produrre energia) per spostarsi verso quell’obiettivo. Ma il ferro è un nucleo maturo con una buona autostima, perfettamente contento di essere ferro; richiede il pagamento (deve assorbire energia) per cambiare la sua struttura nucleare stabile. Questo è l’esatto opposto di ciò che è accaduto in ogni reazione nucleare finora: invece di fornire energia per bilanciare l’attrazione interna della gravità, qualsiasi reazione nucleare che coinvolga il ferro rimuoverebbe dell’energia dal nucleo della stella.

Incapace di generare energia, la stella ora affronta la catastrofe.

Collassare in una sfera di neutroni

Quando le reazioni nucleari si fermano, il nucleo di una stella massiccia è supportato da elettroni degenerati, proprio come lo è una nana bianca. Per le stelle che iniziano la loro evoluzione con masse di almeno 10 MSun, questo nucleo è probabilmente fatto principalmente di ferro. (Per le stelle con masse iniziali nell’intervallo da 8 a 10 MSun, il nucleo è probabilmente fatto di ossigeno, neon e magnesio, perché la stella non diventa mai abbastanza calda da formare elementi pesanti come il ferro. L’esatta composizione dei nuclei delle stelle in questo intervallo di massa è molto difficile da determinare a causa delle complesse caratteristiche fisiche nei nuclei, in particolare alle densità e alle temperature molto elevate coinvolte.) Ci concentreremo sui nuclei di ferro più massicci nella nostra discussione.

Mentre nessuna energia viene generata all’interno del nucleo della nana bianca della stella, la fusione avviene ancora nei gusci che circondano il nucleo. Mentre i gusci terminano le loro reazioni di fusione e smettono di produrre energia, le ceneri dell’ultima reazione cadono sul nucleo della nana bianca, aumentando la sua massa. Come mostra la morte delle stelle a bassa massa, una massa più alta significa un nucleo più piccolo. Il nucleo può contrarsi perché anche un gas degenerato è ancora per lo più spazio vuoto. Elettroni e nuclei atomici sono, dopo tutto, estremamente piccoli. Gli elettroni e i nuclei in un nucleo stellare possono essere affollati rispetto all’aria nella tua stanza, ma c’è ancora molto spazio tra di loro.

Gli elettroni in un primo momento resistono ad essere affollati più vicini, e quindi il nucleo si restringe solo di una piccola quantità. In definitiva, tuttavia, il nucleo di ferro raggiunge una massa così grande che anche gli elettroni degenerati non possono più supportarlo. Quando la densità raggiunge 4 × 1011 g / cm3 (400 miliardi di volte la densità dell’acqua), alcuni elettroni vengono effettivamente schiacciati nei nuclei atomici, dove si combinano con i protoni per formare neutroni e neutrini. Questa trasformazione non è qualcosa che è familiare dalla vita di tutti i giorni, ma diventa molto importante in quanto un nucleo stellare così massiccio crolla.

Alcuni degli elettroni sono ormai scomparsi, quindi il nucleo non può più resistere alla massa schiacciante degli strati sovrastanti della stella. Il nucleo inizia a ridursi rapidamente. Sempre più elettroni sono ora spinti nei nuclei atomici, che alla fine diventano così saturi di neutroni che non possono trattenerli.

A questo punto, i neutroni vengono schiacciati dai nuclei e possono esercitare una nuova forza. Come è vero per gli elettroni, si scopre che i neutroni resistono fortemente ad essere nello stesso posto e muoversi nello stesso modo. La forza che può essere esercitata da tali neutroni degenerati è molto maggiore di quella prodotta dagli elettroni degenerati, quindi a meno che il nucleo non sia troppo massiccio, possono alla fine fermare il collasso.

Ciò significa che il nucleo collassante può raggiungere uno stato stabile come una palla schiacciata fatta principalmente di neutroni, che gli astronomi chiamano una stella di neutroni. Non abbiamo un numero esatto (un” limite di Chandrasekhar”) per la massa massima di una stella di neutroni, ma i calcoli ci dicono che il limite di massa superiore di un corpo fatto di neutroni potrebbe essere solo di circa 3 MSun. Quindi se la massa del nucleo fosse maggiore di questa, anche la degenerazione dei neutroni non sarebbe in grado di impedire al nucleo di collassare ulteriormente. La stella morente deve finire come qualcosa di ancora più estremamente compresso, che fino a poco tempo fa si credeva essere solo un possibile tipo di oggetto—lo stato di compattazione finale noto come un buco nero (che è l’argomento del nostro prossimo capitolo). Questo perché non si credeva esistesse alcuna forza che potesse fermare un collasso oltre lo stadio della stella di neutroni.

Collasso ed esplosione

Quando il collasso del nucleo di una stella ad alta massa viene fermato da neutroni degenerati, il nucleo viene salvato da ulteriori distruzioni, ma si scopre che il resto della stella viene letteralmente fatto saltare in aria. Ecco come succede.

Il collasso che avviene quando gli elettroni vengono assorbiti nei nuclei è molto rapido. In meno di un secondo, un nucleo con una massa di circa 1 MSun, che in origine era approssimativamente la dimensione della Terra, crolla ad un diametro inferiore a 20 chilometri. La velocità con cui il materiale cade verso l’interno raggiunge un quarto della velocità della luce. Il collasso si ferma solo quando la densità del nucleo supera la densità di un nucleo atomico (che è la forma più densa di materia che conosciamo). Una tipica stella di neutroni è così compressa che per duplicare la sua densità, dovremmo spremere tutte le persone del mondo in una singola zolletta di zucchero! Questo ci darebbe il valore di una zolletta di zucchero (vale un centimetro cubo) di una stella di neutroni.

Il nucleo degenerato di neutroni resiste fortemente all’ulteriore compressione, arrestando bruscamente il collasso. Lo shock della scossa improvvisa avvia un’onda d’urto che inizia a propagarsi verso l’esterno. Tuttavia, questo shock da solo non è sufficiente per creare un’esplosione stellare. L’energia prodotta dalla materia in uscita viene rapidamente assorbita dai nuclei atomici negli strati densi e sovrastanti del gas, dove rompe i nuclei in singoli neutroni e protoni.

La nostra comprensione dei processi nucleari indica (come abbiamo detto sopra) che ogni volta che un elettrone e un protone nel nucleo della stella si fondono per formare un neutrone, la fusione rilascia un neutrino. Queste particelle subatomiche spettrali, introdotte nel Sole: una centrale nucleare, portano via parte dell’energia nucleare. È la loro presenza che lancia la disastrosa esplosione finale della stella. L’energia totale contenuta nei neutrini è enorme. Nel secondo iniziale dell’esplosione della stella, la potenza trasportata dai neutrini (1046 watt) è maggiore della potenza emessa da tutte le stelle in oltre un miliardo di galassie.

Mentre i neutrini normalmente non interagiscono molto con la materia ordinaria (prima li abbiamo accusati di essere decisamente antisociali), la materia vicino al centro di una stella collassante è così densa che i neutrini interagiscono con essa in una certa misura. Depositano parte di questa energia negli strati della stella appena fuori dal nucleo. Questo enorme, improvviso apporto di energia inverte l’infallimento di questi strati e li spinge in modo esplosivo verso l’esterno. La maggior parte della massa della stella (a parte quella che è entrata nella stella di neutroni nel nucleo) viene quindi espulsa verso l’esterno nello spazio. Come abbiamo visto in precedenza, una tale esplosione richiede una stella di almeno 8 MSun e la stella di neutroni può avere una massa al massimo di 3 MSun. Di conseguenza, almeno cinque volte la massa del nostro Sole viene espulsa nello spazio in ogni evento esplosivo!

L’esplosione risultante è chiamata supernova (Figura 2). Quando queste esplosioni avvengono nelle vicinanze, possono essere tra gli eventi celesti più spettacolari, come discuteremo nella prossima sezione. (In realtà, ci sono almeno due diversi tipi di esplosioni di supernova: il tipo che abbiamo descritto, che è il collasso di una stella massiccia, è chiamato, per ragioni storiche, una supernova di tipo II. Descriveremo come i tipi differiscono più avanti in questo capitolo).

Figura 2: Cinque esplosioni di supernova in altre galassie. Le frecce nella riga superiore delle immagini indicano le supernove. La riga inferiore mostra le galassie ospiti prima o dopo l’esplosione delle stelle. Ognuna di queste supernove è esplosa tra 3,5 e 10 miliardi di anni fa. Si noti che le supernove quando esplodono per la prima volta possono essere luminose come un’intera galassia. (credit: modification of work by NASA, ESA, and A. Riess (STScI))

La Tabella 1 riassume la discussione finora su ciò che accade alle stelle e agli oggetti substellari di diverse masse iniziali alla fine della loro vita. Come gran parte della nostra comprensione scientifica, questo elenco rappresenta un rapporto sui progressi: è il meglio che possiamo fare con i nostri modelli e osservazioni attuali. I limiti di massa corrispondenti a vari risultati possono cambiare leggermente man mano che i modelli vengono migliorati. C’è molto che non capiamo ancora sui dettagli di ciò che accade quando le stelle muoiono.

Supernova Dà e la Supernova Toglie

Dopo l’esplosione di supernova, la vita di una stella massiccia è la fine. Ma la morte di ogni stella massiccia è un evento importante nella storia della sua galassia. Gli elementi costruiti dalla fusione durante la vita della stella sono ora “riciclati” nello spazio dall’esplosione, rendendoli disponibili per arricchire il gas e la polvere che formano nuove stelle e pianeti. Poiché questi elementi pesanti espulsi dalle supernove sono fondamentali per la formazione dei pianeti e l’origine della vita, è giusto dire che senza la perdita di massa da supernove e nebulose planetarie, né gli autori né i lettori di questo libro esisterebbero.

Ma l’esplosione di supernova ha un altro contributo creativo da dare, quello a cui abbiamo accennato nelle Stelle dall’adolescenza alla vecchiaia quando abbiamo chiesto da dove provenissero gli atomi dei tuoi gioielli. L’esplosione di supernova produce una marea di neutroni energetici che barrel attraverso il materiale in espansione. Questi neutroni possono essere assorbiti dal ferro e da altri nuclei dove possono trasformarsi in protoni. Così, costruiscono elementi che sono più massicci del ferro, compresi i preferiti terrestri come l’oro e l’argento. Questo è l’unico posto che sappiamo dove tali atomi più pesanti come piombo o uranio possono essere fatti. La prossima volta che indossi dei gioielli d’oro (o ne dai alcuni ai tuoi cari), tieni presente che quegli atomi d’oro erano una volta parte di una stella che esplode!

Quando le supernove esplodono, questi elementi (così come quelli che la stella ha fatto durante tempi più stabili) vengono espulsi nel gas esistente tra le stelle e mescolati con esso. Pertanto, le supernove svolgono un ruolo cruciale nell’arricchire la loro galassia con elementi più pesanti, consentendo, tra le altre cose, agli elementi chimici che compongono i pianeti simili alla terra e gli elementi costitutivi della vita di diventare più comuni col passare del tempo (Figura 3).

Figura 3: Kepler Supernova Remant. Questa immagine mostra i resti in espansione di un’esplosione di supernova, che fu vista per la prima volta circa 400 anni fa dagli osservatori del cielo, tra cui il famoso astronomo Johannes Kepler. Il sudario a forma di bolla di gas e polvere è ora largo 14 anni luce e si sta espandendo a 2.000 chilometri al secondo (4 milioni di miglia all’ora). Il residuo emette energia alle lunghezze d’onda dai raggi X (mostrati in blu e verde) alla luce visibile (gialla) e nell’infrarosso (rosso). Il guscio in espansione è ricco di ferro, che è stato prodotto nella stella che è esplosa. L’immagine principale combina le singole immagini a colori viste in basso in un’unica immagine a più lunghezze d’onda. (credito: modifica del lavoro di NASA, ESA, R. Sankrit e W. Blair (Johns Hopkins University))

Le supernove sono anche pensate per essere la fonte di molte delle particelle di raggi cosmici ad alta energia discusse nei Raggi cosmici. Intrappolate dal campo magnetico della Galassia, le particelle delle stelle esplose continuano a circolare intorno alla vasta spirale della Via Lattea. Gli scienziati ipotizzano che i raggi cosmici ad alta velocità che colpiscono il materiale genetico degli organismi terrestri per miliardi di anni possano aver contribuito alle mutazioni costanti—sottili cambiamenti nel codice genetico—che guidano l’evoluzione della vita sul nostro pianeta. In tutti i modi che abbiamo menzionato, le supernove hanno avuto un ruolo nello sviluppo di nuove generazioni di stelle, pianeti e vita.

Ma le supernove hanno anche un lato oscuro. Supponiamo che una forma di vita abbia la sfortuna di svilupparsi attorno a una stella che si trova vicino a una stella massiccia destinata a diventare una supernova. Tali forme di vita possono trovarsi spente quando la radiazione dura e le particelle ad alta energia dall’esplosione della stella vicina raggiungono il loro mondo. Se, come ipotizzano alcuni astronomi, la vita può svilupparsi su molti pianeti attorno a stelle di lunga durata (di massa inferiore), allora l’idoneità della stella e del pianeta di quella vita potrebbe non essere tutto ciò che conta per la sua evoluzione e sopravvivenza a lungo termine. La vita potrebbe essersi formata attorno a un certo numero di stelle piacevolmente stabili solo per essere spazzata via perché una massiccia stella vicina improvvisamente è diventata supernova. Proprio come i bambini nati in una zona di guerra possono trovarsi vittime ingiuste del loro quartiere violento, la vita troppo vicina a una stella che diventa supernova può cadere preda di essere nata nel posto sbagliato al momento sbagliato.

Qual è la distanza di sicurezza da un’esplosione di supernova? Molto dipende dalla violenza della particolare esplosione, dal tipo di supernova che è (vedi L’evoluzione dei Sistemi stellari binari) e dal livello di distruzione che siamo disposti ad accettare. I calcoli suggeriscono che una supernova a meno di 50 anni luce da noi porrebbe certamente fine a tutta la vita sulla Terra, e che anche una supernova a 100 anni luce di distanza avrebbe conseguenze drastiche per i livelli di radiazione qui. Una piccola estinzione di creature marine circa 2 milioni di anni fa sulla Terra potrebbe essere stata causata da una supernova ad una distanza di circa 120 anni luce.

La buona notizia è che al momento non ci sono stelle massicce che promettono di diventare supernove entro 50 anni luce dal Sole. (Questo è in parte perché i tipi di stelle massicce che diventano supernove sono nel complesso piuttosto rari.) La stella massiccia più vicina a noi, Spica (nella costellazione della Vergine), dista circa 260 anni luce, probabilmente una distanza di sicurezza, anche se dovesse esplodere come supernova nel prossimo futuro.

Glossario

stella di neutroni: un oggetto compatto ad altissima densità composto quasi interamente da neutroni

supernova di tipo II: un’esplosione stellare prodotta all’estremità dell’evoluzione di stelle la cui massa supera circa 10 volte la massa del Sole