Formazione ed Evoluzione Stellare: Dalle Nubi Molecolari alla Sequenza Principale

molecolari oppure di nubi di idrogeno neutro. La formazione stellare può avvenire solo quando l'energia interna delle particelle di idrogeno è superata dall'energia gravitazionale e questo avviene quando la massa di un gas preso in considerazione supera la cosiddetta massa di Jeans che è pari $3600 M_{\odot}$ nel caso di nubi di idrogeno neutro e $8 M_{\odot}$ per una nube molecolare. Questo significa che è molto più probabile assistere a una formazione stellare a partire da una nube molecolare che da una nube di idrogeno non molecolare. Allo stato attuale, tuttavia, non è chiaro come l'idrogeno neutro possa diventare molecolare. Noi ipotizziamo che le spirali galattiche, come enormi apparati respiratori, siano coinvolte in questo processo di elaborazione dell'idrogeno in una forma utilizzabile dalle stelle per la loro formazione, ma ancora non sono presenti lavori definitivi in tal senso. Le prime fasi di vita di una stella passano dalla sua formazione, al collasso della protostella e infine alla lenta contrazione verso la cosiddetta sequenza principale, dove inizia la fase nucleare di produzione dell'energia. Queste tre fasi, della durata complessiva di qualche decina di milioni di anni, portano una nube gassosa e informe di dimensione $10^{18} m$, a bassissima densità, $10^{-22} g/cm^3$ e con una temperatura di qualche grado sopra lo zero assoluto $10 K$, a diventare una fucina nucleare milioni di volte più piccola, $10^{10} m$, miliardi di miliardi di volte più densa $100 g/cm^3$ e con una temperatura interna di circa un milione di volte più calda, $10^7 K$. Quando, per la prima volta, le reazioni nucleari forniscono l'intera luminosità irradiata dalla stella, allora si dice che questa si trova nella "Sequenza Principale" del diagramma di Hertzsprung-Russell. In questo stadio evolutivo la stella è già pienamente formata e si distinguono tre zone distinte (Fig. 13): un nucleo stellare: che è la parte interna più calda dove avvengono le reazioni di fusione nucleare; una zona radiativa: in cui l'energia termica prodotta dalle fusioni viene portata per irraggiamento attraverso il gas ionizzato o plasma verso la zona convettiva, secondo un lento processo che impiega migliaia di anni; una zona convettiva: dove avvengono veri e propri movimenti del plasma all'interno della stella. È una zona di ribollimento continuo del plasma che sale e scende, riscaldandosi e raffreddandosi, riaddensandosi e riprecipitando secondo un moto caotico e continuo. Queste tre zone interne rimangono separate fra di loro durante l'evoluzione stellare. Stelle Nane Rosse e Nane Brune. Le stelle della Sequenza Principale hanno massa che va da circa un decimo a circa cento masse solari. La velocità con cui una stella fonde l'idrogeno dipende direttamente dalla pressione del suo nucleo, che a sua volta è dipendente dalla massa della stella. Per questo stelle molto massive bruciano l'idrogeno molto prima delle stelle poco massive. Secondo le stime attuali, per stelle di massa un quinto di quella del Sole, i.e. pari a $0.2 M_{\odot}$, il processo di combustione dell'idrogeno può continuare indisturbato per circa $1000$ Gyr ovvero per migliaia di miliardi di anni. Considerato che la stima attuale dell'età dell'Universo è $14$ Gyr, questo significa che una stella di questo tipo, chiamata anche "Nana Rossa", in mancanza di interventi esterni, può non uscire dal suo stato evolutivo fino alla consumazione di tutto l'idrogeno e la sua trasformazione in elio. La vita di queste stelle procede secondo una lenta involuzione passiva. Quando il tempo a loro fornito per il processo evolutivo si esaurisce, il cadavere morto di queste stelle rimane come un aggregato inerte di elio. In casi in cui la massa è ancora minore della precedente, i.e. $< 0.1 M_{\odot}$, la stella non è nemmeno capace di innescare una fusione dell'idrogeno, ma solo di qualche suo isotopo. Queste stelle sono chiamate Nane Brune e seguono una involuzione che le porta ad essere difficilmente distinguibili dai pianeti. Ad esempio, allo stato attuale Giove ha una massa pari a un millesimo della massa del Sole, i.e. $0.001 M_{\odot}$, e irradia la propria energia interna a $\sim 10^{-9} L_{\odot}$. Se non fosse per il passato evolutivo di Giove e per la sua totale assenza di ogni tipo fusione nucleare nel nucleo, potremmo sicuramente scambiarlo con una Nana Bruna. Evoluzione post-sequenza principale. Quando una stella termina di convertire l'idrogeno in Elio, questa esce dalla Sequenza Principale iniziando una sua evoluzione i cui punti fondamentali sono determinati dalla massa della stella. Quando il nucleo termina la fusione dell'idrogeno, la stella si trova senza la pressione di