Quando osserviamo il Sole e lo paragoniamo alla Terra, ci sembra sempre un vero e proprio gigante: in effetti lo è… almeno rispetto a noi.

Il Sole paragonato alla Terra, ci sembra sempre un vero e proprio gigante, un mostro di energia e dimensioni, e in effetti lo è… almeno rispetto a noi. Ma basta guardare poco più in la’, alle stelle intorno al Sole, per scoprirne molte di due, tre, cinque, dieci volte la massa della nostra stella per capire subito che in realtà essa non è nulla di cosi impressionante. Poi guardiamo più in profondità nella nostra Galassia, e iniziamo a scoprire dei veri colossi, come eta Carinae, dall’incredibile massa superiore a 90 soli.

Eta Carinae. Credit: NASA
https://apod.nasa.gov/apod/ap190220.html

Infine guardiamo oltre la Via Lattea, nella Grande Nube di Magellano, e scopriamo un vero e proprio mostro: R136a1 al centro dell’ammasso aperto R136, con una incredibile e mastodontica massa di circa 315 masse solari! Si tratta della stella più massiccia conosciuta. Ecco l’articolo per approfondire ( R136a1 , il gigante dei giganti) di Livio Bordignon.

La freccia indica proprio R136a1

Più una stella è massiccia, più breve sarà la sua vita, a causa delle altissime temperature centrali e alla conseguente maggiore velocità nel consumare il suo carburante: se una stella come il Sole brucia il suo carburante e vive per circa 10 miliardi di anni, stelle come R136a1 raggiungeranno a stento un milione di anni di età, per poi morire.

Ma come muoiono di preciso questi colossi?

Nel caso classico delle supernovae tipo II, formanti una stella di neutroni o un buco nero, abbiamo stadi di bruciamento successivi che si susseguono nel modo intuitivo che conosciamo: bruciamento elio, fine elio e contrazione, accensione e bruciamento del carbonio, fine carbonio e contrazione, accensione del neon…. fino a bruciare prima l’ossigeno, poi il silicio e produrre un nucleo di ferro appena prima del collasso finale. A questo punto, la densità centrale raggiungerà valori abbastanza alti da indurre catture elettroniche nei nuclei atomici, trasformando la quasi totalità di protoni in neutroni (ed emettendo neutrini, che forniranno la “spinta” decisiva alla supernova), formando così una stella di neutroni, o un buco nero se la massa e sufficientemente alta.

Rappresentazione artistica di una Supernova

Se la stella ha una massa iniziale superiore a circa 100 masse solari?

Ma se la stella ha una massa iniziale superiore a circa 100 masse solari, le cose si complicano, almeno quando si giunge al bruciamento dell’ossigeno. A questo punto, queste stelle hanno temperature centrali alte abbastanza per cui i fotoni, che generano la pressione che si oppone al peso stesso della stella, sono prevalentemente raggi gamma ad alta energia. Questi ultimi (se abbastanza energetici) possono trasformarsi in coppie elettrone-positrone secondo la classica equazione einstainiana E=mc^2. Quando questo accade, semplicemente i fotoni che generano la pressione crollano di numero, e di conseguenza l’intera struttura collassa rapidamente, e altrettanto rapidamente decollano la densità e temperatura centrali, in modo che l’ossigeno e il silicio brucino non in modo stabile, bensì esplosivo, rilasciando una quantità di energia nucleare molto superiore all’energia di legame gravitazionale della stella, provocandone la distruzione. Questa morte così spettacolare, prende il nome di “Supernova a instabilità di coppia”.

La Supernova che ha generato la nebulosa del Granchio. Nel centro esatto della nebulosa si trova una pulsar, una stella di neutroni che ruota alla velocità di 30 giri al secondo. L’immagine finale è del Telescopio Spaziale HUBBLE.

Da notare quindi come questo avvenga prima della formazione del nucleo di ferro, ergo anche prima che inizi a formarsi una protostella di neutroni. Di conseguenza, nessun residuo viene lasciato, nulla di nulla.Stelle infine di stazza superiore a circa 250 masse solari, come nel caso di R136a1, avranno una fine ancora diversa. In questo caso, i fotoni gamma avranno un’energia abbastanza alta da interagire direttamente con i nuclei atomici del nucleo prima di generare coppie elettrone positrone, dando luogo a reazioni dette di “fotodisintegrazione”. Queste reazioni sono di tipo “endotermico“, ossia assorbono energia più di quanta ne emettano. In questo modo, l’aumento di temperatura viene parzialmente limitato, conseguentemente l’esplosione nucleare precoce (che si ha nelle supernovae a instabilità di coppia) non ha luogo. La stella così collassa completamente in un buco nero, che sara` quindi il fato ultimo della mastodontica e luminosissima R136a1: oggi luminosissima e azzurrissima, un giorno buia e nera.

Articolo redatto dal nostro amico astrofisico Umberto Battino, vi lascio i suoi riferimenti per qualsiasi tipo di domanda, https://www.facebook.com/Umbi86 Seguitelo sulla sua pagina facebook: https://www.facebook.com/umbybattino/

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