Morte

E dopo? Tutto dipende dalla massa della stella. Astri di massa inferiore a quella solare diventano instabili. Non riuscendo più a gestire l’intera massa, la stella espelle in uno sbuffo di gas gli strati superficiali, dando vita a una nebulosa planetaria. Si può dire che non esiste una nebulosa planetaria uguale all’altra: il gas espulso si colora di tante sfumature e prende le forme più varie, dando vita a uno degli spettacoli più affascinanti del cielo. Al centro della nebulosa rimane il cuore pulsante della vecchia stella non più grande della Terra, ma caldissima: una nana bianca. In questo tipo di stella la fusione nucleare non è più attiva; la gravità trova la sua rivale non più nella pressione di espansione del gas ad alta temperatura, ma nella pressione generata dal gas che si trova compresso in un volume molto piccolo. Su una nana bianca un cucchiaino di materia arriva a pesare quanto un’automobile! In questo stato l’oggetto perde lentamente l’energia residua, raffreddandosi e progressivamente spegnendosi fino a diventare opaco e scuro, corpo senza vita nei freddi spazi interstellari.
In stelle di massa paragonabile a quella solare il collasso del nucleo si arresta solo quando la temperatura centrale supera i 100 milioni di gradi, valore di soglia che permette la riaccensione delle fusioni nucleari. Questa volta sono gli atomi di elio che si fondono in atomi di carbonio e che, rilasciando energia, ripristinano l’equilibrio perduto; mentre però con la fusione dell’idrogeno la stabilità può durare decine di miliardi di anni, quella dell’elio è meno longeva e mantiene l’equilibrio per meno di un miliardo di anni. Quando si esaurisce anche l’elio, si rompe nuovamente l’equilibrio e la gravità riprende il sopravvento.  Il destino del Sole è comune a quello delle nane rosse: a parte il guizzo dell’elio, alla fase di gigante rossa segue quello di nana bianca circondata da una nebulosa planetaria.
Ben diversa invece è la sorte che tocca le stelle con una massa superiore alle 3-4 masse solari. In questi astri la rottura dell’equilibrio si ripropone diverse volte a ritmo sempre più sostenuto. Ogni volta che si esaurisce il carburante per la reazione nucleare si ripete il processo appena descritto con l’innesco di cicli di fusioni di elementi via via più pesanti e che mantengono l’equilibrio per tempi sempre più ridotti.  Quando la stella si ritrova con un nucleo di ferro, le reazioni di fusione nucleare si arrestano definitivamente. Non incontrando più alcuna resistenza la gravità fa collassare improvvisamente il nucleo che rilascia l’energia immagazzinata: la stella esplode e diventa una supernova, talmente luminosa da offuscare per un paio di mesi persino la galassia che la ospita. L’esplosione però non distrugge completamente la stella; ne rimane il nucleo, la cui sua sorte dipende ancora una volta dalla sua massa. Per nuclei fino a 2-3 masse solari si crea una stella di neutroni, un oggetto esclusivamente composto da particelle atomiche di questo tipo. Qui il collasso gravitazionale è ancora una volta arrestato dalla pressione generata dall’elevata densità della materia. Così su una stella di neutroni un cucchiaino di materia può pesare anche 100 milioni di automobili. E’ come se tutta la massa del Sole venisse compressa in una sfera di circa 10 km di raggio, poco più grande di una città di medie dimensioni.
A volte può accadere che le stelle di neutroni ruotino rapidamente intorno al proprio asse. In questo caso l’oggetto prende il nome di pulsar, perché la sua luce viene incanalata nella direzione del suo campo magnetico, 1000 miliardi di volte più potente di quello terrestre. Il fenomeno produce una pulsazione luminosa, come l’effetto del fascio luminoso di un faro, che vediamo solo quando intercetta la nostra linea di vista.  Recentemente è stata misurata la pulsar più rapida mai osservata, che ruota alla strabiliante frequenza di circa 1100 giri al secondo!
Se la stella è ancora più massiccia, si assiste al trionfo assoluto della gravità; il collasso genera, infatti, i famigerati buchi neri, oggetti così densi e compatti che neppure la luce riesce a sfuggire dalla loro superficie. Poiché in astronomia l’unica fonte di informazione è quella che ci trasporta la luce, i buchi neri sono stati per decenni frutto solo di calcoli teorici. La loro esistenza è stata dimostrata solo negli ultimi 50 anni e solo indirettamente per gli effetti gravitazionali che producono nelle loro immediate vicinanze.

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