NASA Science Mission Directorate (Italiano)

Potente eruzione stellare
Le osservazioni dell’eco di luce di Eta Carinae stanno fornendo nuove informazioni sul comportamento di potenti stelle massicce sull’orlo della detonazione.
Credit: NOAO, AURA, NSF e N. Smith (University of Arizona)

Mentre la nube collassa, un nucleo denso e caldo si forma e inizia a raccogliere polvere e gas. Non tutto questo materiale finisce come parte di una stella – la polvere rimanente può diventare pianeti, asteroidi o comete o può rimanere come polvere.,

In alcuni casi, il cloud potrebbe non collassare a un ritmo costante. Nel gennaio 2004, un astronomo dilettante, James McNeil, scoprì una piccola nebulosa che apparve inaspettatamente vicino alla nebulosa Messier 78, nella costellazione di Orione. Quando gli osservatori di tutto il mondo hanno puntato i loro strumenti sulla Nebulosa di McNeil, hanno trovato qualcosa di interessante: la sua luminosità sembra variare. Le osservazioni con il Chandra X-ray Observatory della NASA hanno fornito una probabile spiegazione: l’interazione tra il campo magnetico della giovane stella e il gas circostante causa aumenti episodici della luminosità.,

Stelle di sequenza principale

Una stella delle dimensioni del nostro Sole richiede circa 50 milioni di anni per maturare dall’inizio del collasso all’età adulta. Il nostro Sole rimarrà in questa fase matura (sulla sequenza principale come mostrato nel diagramma di Hertzsprung-Russell) per circa 10 miliardi di anni.

Le stelle sono alimentate dalla fusione nucleare dell’idrogeno per formare elio in profondità nei loro interni. Il deflusso di energia dalle regioni centrali della stella fornisce la pressione necessaria per impedire alla stella di collassare sotto il proprio peso e l’energia con cui brilla.,
Come mostrato nel diagramma di Hertzsprung-Russell, le stelle di sequenza principale coprono una vasta gamma di luminosità e colori e possono essere classificate in base a tali caratteristiche. Le stelle più piccole, note come nane rosse, possono contenere fino al 10% della massa del Sole ed emettere solo lo 0,01% di energia, incandescente debolmente a temperature tra 3000-4000K. Nonostante la loro natura diminutiva, le nane rosse sono di gran lunga le stelle più numerose dell’Universo e hanno una durata di vita di decine di miliardi di anni.,
D’altra parte, le stelle più massicce, note come ipergiganti, possono essere 100 o più volte più massicce del Sole e avere temperature superficiali di oltre 30.000 K. Le ipergiganti emettono centinaia di migliaia di volte più energia del Sole, ma hanno una vita di pochi milioni di anni. Anche se si ritiene che stelle estreme come queste siano state comuni nell’Universo primordiale, oggi sono estremamente rare: l’intera galassia della Via Lattea contiene solo una manciata di ipergiganti.,

Stelle e loro destini

In generale, più grande è una stella, più breve è la sua vita, anche se tutte le stelle tranne le più massicce vivono per miliardi di anni. Quando una stella ha fuso tutto l’idrogeno nel suo nucleo, le reazioni nucleari cessano. Privato della produzione di energia necessaria per sostenerlo, il nucleo inizia a collassare in se stesso e diventa molto più caldo. L’idrogeno è ancora disponibile al di fuori del nucleo, quindi la fusione dell’idrogeno continua in un guscio che circonda il nucleo., Il nucleo sempre più caldo spinge anche gli strati esterni della stella verso l’esterno, facendoli espandere e raffreddare, trasformando la stella in una gigante rossa.
Se la stella è sufficientemente massiccia, il nucleo collassante può diventare abbastanza caldo da supportare reazioni nucleari più esotiche che consumano elio e producono una varietà di elementi più pesanti fino al ferro. Tuttavia, tali reazioni offrono solo una tregua temporanea. A poco a poco, gli incendi nucleari interni della stella diventano sempre più instabili, a volte bruciando furiosamente, altre volte morendo., Queste variazioni fanno pulsare la stella e gettano via i suoi strati esterni, avvolgendosi in un bozzolo di gas e polvere. Quello che succede dopo dipende dalla dimensione del nucleo.

	Media Stelle Diventano Nane Bianche Per i media a stelle come il Sole, il processo di espulsione dei suoi strati più esterni continua fino al nucleo stellare è esposto. Questa cenere stellare morta, ma ancora ferocemente calda, è chiamata nana bianca., Le nane bianche, che hanno all’incirca le dimensioni della nostra Terra nonostante contengano la massa di una stella, una volta sconcertarono gli astronomi: perché non collassarono ulteriormente? Quale forza ha sostenuto la massa del nucleo? La meccanica quantistica ha fornito la spiegazione. La pressione degli elettroni in rapido movimento impedisce a queste stelle di collassare. Più massiccio è il nucleo, più densa è la nana bianca che si forma. Quindi, più piccola è una nana bianca di diametro, più grande è in massa! Queste stelle paradossali sono molto comuni-il nostro Sole sarà una nana bianca miliardi di anni da oggi., Le nane bianche sono intrinsecamente molto deboli perché sono così piccole e, mancando una fonte di produzione di energia, svaniscono nell’oblio man mano che si raffreddano gradualmente. Questo destino attende solo quelle stelle con una massa fino a circa 1,4 volte la massa del nostro Sole. Al di sopra di quella massa, la pressione degli elettroni non può sostenere il nucleo contro un ulteriore collasso. Tali stelle subiscono un destino diverso come descritto di seguito.,
	Nane Bianche Possono Diventare Novae Se una nana bianca si forma in un binario o un sistema stellare multiplo, si può sperimentare una più intensa scomparsa come una nova. Nova è latino per” nuovo ” – novae erano una volta pensato per essere nuove stelle. Oggi, ci rendiamo conto che sono in realtà, molto vecchie stelle – nane bianche. Se una nana bianca è abbastanza vicina a una stella compagna, la sua gravità può trascinare la materia-per lo più idrogeno-dagli strati esterni di quella stella su se stessa, accumulando il suo strato superficiale., Quando abbastanza idrogeno si è accumulato sulla superficie, si verifica una raffica di fusione nucleare, causando la nana bianca per illuminare sostanzialmente ed espellere il materiale rimanente. Nel giro di pochi giorni, il bagliore si attenua e il ciclo ricomincia. A volte, nane bianche particolarmente massicce (quelle vicine al limite di massa solare 1.4 menzionato sopra) possono accumulare così tanta massa nel modo in cui collassano ed esplodono completamente, diventando ciò che è noto come una supernova.,
	Supernovae di Lasciare Dietro di Stelle di Neutroni o Buchi Neri le stelle di sequenza Principale di oltre otto masse solari sono destinati a morire in una gigantesca esplosione chiamato supernova. Una supernova non è semplicemente una nova più grande. In una nova, solo la superficie della stella esplode. In una supernova, il nucleo della stella collassa e poi esplode. Nelle stelle massicce, una serie complessa di reazioni nucleari porta alla produzione di ferro nel nucleo., Avendo raggiunto il ferro, la stella ha strizzato tutta l’energia che può dalla fusione nucleare – le reazioni di fusione che formano elementi più pesanti del ferro consumano effettivamente energia piuttosto che produrla. La stella non ha più modo di sostenere la propria massa e il nucleo di ferro collassa. In pochi secondi il nucleo si restringe da circa 5000 miglia a solo una dozzina e la temperatura aumenta di 100 miliardi di gradi o più. Gli strati esterni della stella iniziano inizialmente a collassare insieme al nucleo, ma rimbalzano con l’enorme rilascio di energia e vengono lanciati violentemente verso l’esterno., Le supernove rilasciano una quantità di energia quasi inimmaginabile. Per un periodo di giorni o settimane, una supernova può eclissare un’intera galassia. Allo stesso modo, tutti gli elementi presenti in natura e una ricca gamma di particelle subatomiche sono prodotti in queste esplosioni. In media, un’esplosione di supernova si verifica circa una volta ogni cento anni nella galassia tipica. Circa 25-50 supernove vengono scoperte ogni anno in altre galassie, ma la maggior parte sono troppo lontane per essere viste senza un telescopio.,
	Stelle di Neutroni Se il collasso stellare core al centro di una supernova che contiene tra 1,4 e 3 masse solari, il crollo continua fino a quando gli elettroni e protoni si combinano per formare neutroni, la produzione di una stella di neutroni. Le stelle di neutroni sono incredibilmente dense, simili alla densità di un nucleo atomico. Poiché contiene così tanta massa confezionata in un volume così piccolo, la gravitazione sulla superficie di una stella di neutroni è immensa., Come le stelle Nane bianche sopra, se una stella di neutroni si forma in un sistema stellare multiplo può accrete gas spogliandolo di eventuali compagni vicini. Il Rossi X-Ray Timing Explorer ha catturato le emissioni di raggi X rivelatori di gas vorticoso a poche miglia dalla superficie di una stella di neutroni. Le stelle di neutroni hanno anche potenti campi magnetici che possono accelerare le particelle atomiche attorno ai suoi poli magnetici producendo potenti fasci di radiazioni. Quei raggi si muovono come enormi fasci di proiettori mentre la stella ruota., Se tale raggio è orientato in modo che punti periodicamente verso la Terra, lo osserviamo come impulsi regolari di radiazione che si verificano ogni volta che il polo magnetico supera la linea di vista. In questo caso, la stella di neutroni è nota come pulsar.,
	Buchi Neri Se crollato stellare core è superiore a tre masse solari, crolla completamente per formare un buco nero: infinitamente denso oggetto la cui gravità è così forte che nulla può sfuggire alla sua immediata vicinanza, nemmeno la luce. Poiché i fotoni sono ciò che i nostri strumenti sono progettati per vedere, i buchi neri possono essere rilevati solo indirettamente., Osservazioni indirette sono possibili perché il campo gravitazionale di un buco nero è così potente che qualsiasi materiale vicino – spesso gli strati esterni di una stella compagna – viene catturato e trascinato dentro. Come materia spirali in un buco nero, forma un disco che viene riscaldato a temperature enormi, emettendo abbondanti quantità di raggi X e raggi Gamma che indicano la presenza del compagno nascosto sottostante.,
	Dai Resti, Nuove Stelle Nascono La polvere e i detriti lasciati da novae e supernovae, infine, si fondono con l’ambiente circostante di gas e polvere interstellare, arricchendola con elementi pesanti e composti chimici prodotti durante stellare morte. Alla fine, questi materiali vengono riciclati, fornendo i mattoni per una nuova generazione di stelle e sistemi planetari di accompagnamento.,	A Cosmic Amethyst in a Dying Star (IC4593)
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