Nebulosa del granchio

Materia espulsa durante l’esplosione della supernova del 1054 che fu osservata dai Cinesi : sovrapposizione di un’immagine ai raggi X (rapresentata in blu) e nel visibile (rosso). La dimensione dell’anello è di circa un anno luce. Credito : raggi X: NASA/CXC/ASU/J. Hester e al.; visibile: NASA/HST/ASU/J. Hester e al.

La vita di una stella comincia con una fase agitata, detta T-Tauri, la cui durata è dell’ ordine di un milione d’anni. Durante questa fase, la stella, ancora nel suo bossolo di gas e di polvere, invierà delle ondate di radiazione e di particelle che perturberanno fortemente il disco circumstellare.

La stella entra sulla “Sequenza Principale”, dove passerà la maggior parte della sua esistenza (9 miliardi d’anni per una stella come il Sole). Quando l’idrogeno (H) è finito nel nucleo, la contrazione ricomincia e la temperatura al centro della stella aumenta. Il seguito dello scenario, che racconta la fine della vita della stella, dipenderà dalla sua massa :

• Per le stelle con una massa piccola ( ), la contrazione cessa e la stella si “spegne”.
• Per le stelle più massicce (), la maggior parte delle stelle, la temperatura al centro della stella raggiunge i K, e comincia la fusione di He (elio) nel nucleo. L’aumento della temperatura permette anche la ripresa della fusione dell’idrogeno (H) in elio (He) negli strati che avviluppano il nucleo. La luminosità aumenta cosi’ come la pressione di radiazione ed il raggio della stella,. Nello stesso tempo, gli strati esterni si espandono e si raffreddano mentre il nucleo diventa più denso. La stella diventa una gigante rossa. Nel nucleo, la combustione dell’ elio (He) in carbonio (C) e ossigeno (O) dura poco tempo. Quando finisce l’elio (He), è la seconda crisi energetica della stella. Ancora una volta la sua massa determinerà la sua evoluzione :

Se la massa è inferiore a , gli strati più esterni diluiti vengono soffiati via e si forma una “nebulosa planetaria” (esempio : Lyre). Il nucleo si “spegne” molto lentamente sotto forma di una nana bianca, molto piccola, R ~3000 km, tmolto densa ~kg/m³ e inizialmente molto calda, che si raffredderà lentamente fino a diventere una nana nera.

Per le stelle di massa superiore a 1.4 massi solari, la contrazione continua. La fusione di C (carbonio), O (ossigeno), Si (silicio), Mg (magnesio), Ne (neon)... Fe (ferro), è molto rapida e libera poca energia. Dopo il Fe (ferro) elemento più stabile rispetto alle reazioni termonucleari, non esistono più combustibili disponibili. La contrazione riprende; la temperatura al centro aumenta, provocando la fusione di elementi più pesanti del Fe (ferro). Ma queste reazioni di fusione consumano del energia (mentre gli elementi più legeri del Fe (ferro) liberano dell’ energia), e cio accelera ancora la contrazione !

Si arriva allora alla fusione degli elettroni e dei protoni in neutroni. Il nucleo della stella collassa in caduta libera, fino ad avere un raggio di ~10 km con una densità di kg/m³. Si produce un rimbalzo dall’interno e un’onda d’urto che genera una supernova. Dopo l’esplosione, rimane un oggetto centrale molto denso, che è una stella a neutroni, o un buco nero.