La nascita delle stelle

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LA NASCITA DELLE STELLE

Le stelle
Le stelle possono essere definite come sfere di gas caldo, autogravitanti, capaci di convertire materia in energia, tramite reazioni di fusione termonucleare al loro interno.
Le stelle sono gli oggetti più numerosi dell’Universo e ne concentrano la maggior parte della massa (98%); il resto è disperso nella materia interstellare.
Lo studio delle stelle riveste una particolare importanza, non solo perché esse costituiscono i fondamenti della struttura dell’Universo, ma anche perché la loro evoluzione è associata alla genesi di quasi tutti gli elementi chimici conosciuti.
Nella nostra Galassia, la Via Lattea, sono presenti stelle con età molto diverse. La grande maggioranza è formata da stelle vecchie, con età di qualche miliardo d’anni.
Alla fine di un ciclo evolutivo durato diversi miliardi d’anni, le stelle di massa piccola e media si trasformeranno in nane bianche, cioè stelle dalle minuscole dimensioni (paragonabili a quelle della Terra); le stelle di grande massa, invece, evolveranno molto più in fretta e avranno una fine più cruenta.
Prima di intraprendere lo studio dell’evoluzione stellare è necessario conoscere la materia da cui il processo di formazione ha inizio: la materia interstellare.

La materia interstellare
Lo spazio interstellare non è vuoto, ma è occupato da un miscuglio molto rarefatto di gas e polveri: la cosiddetta materia interstellare.
• Il gas interstellare ha come componente principale l’idrogeno (90%); sono inoltre presenti elio (9%), azoto, ossigeno, calcio, potassio, sodio, ferro, ossido di carbonio e cianogeno, nonché numerose molecole organiche pluriatomiche.
Le condizioni di rarefazione del gas sono estreme: in media è presente 1 particella per cm3. Si pensi che nella nostra atmosfera, in condizioni ordinarie di pressione e temperatura, si trovano 2,7 · 1019 molecole per cm3 e che nel vuoto più spinto ottenibile in laboratorio (alla pressione di 1,33 · 10 11 Pa e temperatura di 10 10 K), si trovano ancora 3000 molecole per cm3.
• Le polveri interstellari sono particelle solide mescolate al gas e rappresentano solo 1% della massa interstellare. Le teorie più recenti considerano i grani di polvere costituiti da particelle di grafite, minerali silicatici e polimeri della formaldeide, il cui diametro tipico è di 10p7 m.
Con ogni probabilità la maggior parte dei grani è stata emessa da esplosioni di supernovae.

I bracci a spirale della Via Lattea
Nello scenario attualmente proposto riguardo alla formazione stellare, i bracci a spirale della nostra Galassia rivestono un ruolo determinante.
La materia della Via Lattea non ruota come un corpo rigido, poiché quella più vicina al centro ruota più velocemente di quella posta alla periferia, seguendo la cosiddetta rotazione differenziale.
Dato che le stelle e il mezzo interstellare descrivono orbite ellittiche, la materia, durante le varie orbite, forma dei bracci a spirale, cioè zone di maggior densità in cui il mezzo interstellare viene compresso (teoria delle onde di densità).

Le nubi interstellari
Nei bracci a spirale la densità è abbastanza alta perché le collisioni di ioni e atomi neutri con i grani di polveri portino alla formazione d’idrogeno molecolare. Quest’ultimo a sua volta si concentra in nubi molecolari piccole o in nubi molecolari giganti.
Le nubi molecolari piccole hanno un diametro di pochi anni luce e densità comprese tra 1000 e 10 000 molecole/cm3.
Le nubi molecolari giganti hanno dimensioni comprese tra 60 e 300 anni luce e massa compresa tra 100 000 masse solari e 10 milioni di masse solari; ciò fa di loro le strutture più massicce dalla nostra Galassia.
Le nubi molecolari giganti hanno un’importanza particolare in astrofisica, poiché è in queste regioni che si verifica il processo di formazione stellare.

I nuclei densi
Il primo passo verso la formazione stellare avviene nelle dense nubi interstellari. Con il trascorrere del tempo e molto lentamente, la densità della materia aumenta finché, a causa di motivi non del tutto chiariti e in particolari condizioni, la gravità produce una frammentazione delle nubi giganti in numerosi corpi più piccoli, i cosiddetti nuclei densi (o globuli), che continuano a contrarsi più velocemente.
Una nube tipica può frammentarsi in decine, centinaia e a volte migliaia di frammenti, in un periodo che può durare alcuni milioni d’anni.
In funzione di determinate condizioni iniziali, una nube interstellare può quindi produrre alcune decine di stelle, più grandi del nostro Sole, oppure un ammasso di centinaia di stelle più piccole o simili al Sole.
Alcune stime indicano che l’efficienza di formazione dei gruppi di nuclei densi (la frazione di gas e polveri che si converte in stelle) sia di circa il 25%, con una forte predominanza della formazione di stelle di piccola massa (intorno a qualche massa solare), rispetto a quelle di grande massa (maggiore di 10 masse solari).

Le protostelle
Seguiamo ora le fasi che portano alla nascita di una stella di massa pari a una massa solare.
In un periodo compreso tra 100 000 e 1 milione di anni, al centro di un nucleo denso in fase di collasso, si accumula una quantità di materia pari a una massa solare.
La regione densa e opaca che si viene a formare al centro viene denominata protostella, un oggetto dal diametro pari a quello del nostro Sistema Solare (10 000 volte la dimensione del Sole).
La temperatura centrale della protostella passa dai 10 K iniziali della nube a 10 000 K, a spese del campo gravitazionale (teorema del viriale).
Durante l’evoluzione, la protostella esibisce una fase violenta, denominata “T Tauri”, dal nome della prima protostella osservata nella costellazione del Toro.
In questa fase la protostella subisce un repentino aumento di luminosità (sino a 6 magnitudini) seguita da un declino irregolare lentissimo (anche decine di anni).
Gli oggetti T Tauri sono circondate da un disco d’accrescimento, formato da gas e polveri, il cui materiale cade continuamente sulla protostella e a causa della forza gravitazionale si riscalda, per venire poi riespulso mediante due getti perpendicolari al piano del disco.
Anche il Sole attraversò presumibilmente la fase T Tauri, all’inizio della sua esistenza.

La fase della nascita
Man mano che il tempo passa la protostella continua a collassare e si riscalda sempre più.
Trascorsi 10 milioni di anni dalla sua formazione, la protostella è un po’ più grande del Sole e la sua temperatura centrale è salita a 10 milioni di kelvin.
A questo punto i nuclei degli atomi di idrogeno (i protoni) hanno velocità tali da superare la barriera elettrostatica che si oppone alla loro fusione e si iniziano a produrre nuclei di elio, emettendo una notevole quantità di energia. È questo il momento in cui si “accendono” le stelle.
Nei successivi 30 milioni di anni seguono dei piccoli processi di aggiustamento di raggio e un aumento di temperatura centrale, sino a 15 milioni di kelvin. La contrazione si arresta, poiché la gravità è ormai in equilibrio con la pressione di radiazione prodotta dalle reazioni nel nucleo; la stella diventa quindi stabile.
Dalla nube in quiete alla nascita di una stella di massa solare occorrono in totale 40 ÷ 50 milioni di anni, e questa è solo una piccola frazione (~ 0,5%) dell’intera vita della stella.
Le fasi di formazione sono le stesse per le stelle di tutte le masse, quello che cambia è la rapidità con cui avviene il processo.

Massa
(in masse solari)
Tempo necessario alla formazione di una stella
0,08
Non fonderà mai idrogeno
0,1
1 miliardo di anni
0,5
150 milioni di anni
1
40 ÷ 50 milioni di anni
3
2,5 milioni di anni
5
580 000 anni
15
60 000 anni

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