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L'energia che ci permette di vivere ci viene fornita dal sole: piante, animali, son tutti conseguenze dell'energia solare. Il sole permette al Pianeta di avere una temperatura vivibile per noi umani.

L'energia del Sole viene trasmessa dalle onde elettromagnetiche che ai nostri sensi si palesano in luce visibile e calore.  Come fa il Sole o le stelle in generale a produrre questo carburante indispensabile alla vita, quali sono i processi in atto in una stella e soprattutto come facciamo a studiarne il funzionamento, dal momento che non ci è possibile, date temperature estreme e distanze, avvicinarci per studiarle? Dobbiamo avvalerci per forza di cose di metodi indiretti, ovvero della radiazione elettromagnetica che essa emette, attraverso telescopi ma soprattutto spettroscopi, equipaggiati su satelliti in orbita sulla Terra per ridurre il filtro dell'atmosfera.

Già dai tempi antichi si è cercato di capire cosa fossero le stelle, si è passati dal credere che fossero buchi nel cielo da cui filtrasse una luce divina a capire che altro non sono che gigantesche centrali termonucleari.

La fusione termonucleare è un processo che sprigiona tantissima energia e che riguarda in particolare l'interazione tra atomi.

Cosa è un atomo? E' un sistema complesso, ovvero composto da più parti. In un atomo troviamo un nucleo, composto da protoni, particelle aventi carica positiva, da neutroni, che non hanno una carica, e da elettroni che si muovono su degli orbitali. Per semplicità, per rappresentare la struttura di un atomo, si usa un modello orbitale. I diversi atomi esistenti formano tutta la materia di cui è composto l'universo e vengono rappresentati nella tavola periodica. La loro qualità è determinata dal numero di protoni che ne compongono il nucleo. L'idrogeno, il primo elemento della tavola periodica, è composto da un solo protone, l'elio da due, il litio da 3, il berillio da 4, e così via. Gli elementi più semplici sono anche o più abbondanti nell'universo, che è composto per il 74% da idrogeno, per il 24% da elio e solo per il rimanente 2% da altri elementi. 

L'idrogeno è composto da un solo protone, con carica positiva. Si rappresenta con la lettera H e il numero 1 a sinistra (1H)che rappresenta la somma di protoni e neutroni. Attorno ad esso "orbita" un elettrone di carica negativa. Se si aggiunge un neutrone, il numero cambia a 2, ma l'elemento rimane idrogeno, in quanto è caratterizzato da un solo protone. L'elio viene rappresentato dalle lettere He e dal numero 4 (4He), in quanto composto da 2 protoni e da 2 neutroni. 

Come si formano le reazioni di fusione nucleare nel nucleo di una stella considerando che gli atomi di idrogeno, avendo carica positiva, anzichè attrarsi si respingono? Bisogna vincere la forza di repulsione elettromagnetica e questo è possibile sono nei nuclei stellari dove si verificano particolari condizioni, ovvero temperatura di 107 gradi Kelvin, pressione di  1011 atmosfere e densita di 100.000 kg/m3.

La reazione più frequente che si verifica nelle stelle è la fusione di 4 atomi di idrogeno che generano un atomo più "pesante" di elio-4 (4He). In questa reazione, gli atomi di idrogeno sono ionizzati, ovvero perdono gli elettroni che rimangono liberi. Per la legge della conversione della messa, il peso di un atomo di elio dovrebbe avere lo stesso peso di quattro atomi di idrogeno, ma non è così.. la massa di un'atomo di elio è lievemente inferiore. Dove è finita la materia che determina questa differenza di peso, che vien chiamata difetto di massa? Semplice, direbbe Einstein, si trasforma in energia. Einstein lo spiega con la sua celebre formula E = m x c2, che tradotto significa che in una reazione termonucleare, l'energia che si sprigiona è data dal difetto di massa moltiplicato dal quadrato della velocità della luce nel vuoto. 

Prima di trasformarsi in un atomo di elio, ci sono altri processi intermedi, che vengono chiamati catena protone-protone. Andiamo per gradi. 

  • 1H + 1H → 2H + e+ + νe -> due atomi di idrogeno si fondono in un atomo di deuterio, ovvero un isotopo dell'idrogeno avente un protone e un neutrone. Per conservare la carica, in quanto si fondono due atomi di idrogeno di carica positiva, si genera un positrone, ovvero un elettrone con carica positiva e un neutrino, che invece ha carica nulla.
  • 2H + 1H → 3He + γ + 5,49 MeV -> se il deutoria incontra e si fonde con un'altro atomo di idrogeno, il prodotto di questa reazione è un isotopo chiamato elio-3, che emette anche un raggio gamma.
  • 3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,96 MeV -> quando due atomi di elio-3 si fondono, quello che ne deriva è un atomo di elio-4, che rilascia due protoni, ovvero due atomi di idrogeno e sprigiona ulteriore energia. Questa è la reazione che si genera nella nostra stella.

Che fine fanno i neutrini e i positroni che si generano in queste reazioni? I neutrini non hanno alcun tipo di interazione con la materia e vengono espulsi dalla stella, sottraendone energia, mentre il positrone annichilandosi con gli elettroni, emette due raggi gamma, ovvero energia! I raggi gamma interagiscono con la materia, vengono riassorbiti e riemessi di continuo, in un lungo viaggio di 10 milioni di anni, prima di uscire dal sole. Il difetto di massa è dello 0,6%. 

L'energia prodotta in queste reazioni è fondamentale per rendere stabile la stella, ovvero la gravità e la pressione di radiazione si equivalgono. 

Le reazioni termonucleari avvengono nel nucleo, che come per i pianeti, è la parte più interna. Subito dopo abbiamo una zona radioattiva, una zona convettiva e infine, fotosfera, cromosfera e corona che si diffonde esternamente. Nella superficie si possono osservare le macchie solari e le protuberanze, osservate per primo da Galileo Galilei.

L'involucro appena fuori dal nucleo è la zona radiattiva, ovvero la zona dove i fotoni e i raggi gamma vengono continuamente riemessi prima di riuscire ad uscire dalla stella.

Attorno, la zona convettiva, dove la parte inferiore, più calda in quanto più vicina al nucleo risale come plasma verso gli strati esterni e incontrando gas più freddi, si raffredda e ricade verso il nucleo. 

Gli strati esterni son quelli visibili, partendo dalla fotosfera che è la parte più interna, seguita dalla cromosfera, uno strato di gas leggermente opaco e dalla corona, osservabile durante le eclissi di Sole, che si diffonde nello spazio.

Le stelle stabili hanno una particolarità che ne consente lo studio, ovvero il rapporto tra luminosità e temperatura superficiale: minore è la temperatura superficiale, maggiore è la sua luminosità.

[grafico sequenza principale]

Le stelle stabili sono raffigurabili nel diagramma sopra riportato e si distribuiscono in una sequenza principale, chiamata diagramma di Hertzsprung-Russell, dal nome dei due scienziati che si sono accorti di questa correlazione. Osservandolo, si può notare che le stelle più massiccie, sono le più calde e di colore blu, le meno massiccie, son più fredde e di colore rosso. Il sole è mediamente massiccio ed è di colore tendente al giallo ed ha una temperatura superficiale intorno ai 6000 gradi Kelvin.

Il colore delle stelle è determinato dalla posizione del grafico in cui cade il picco del grafico di uno spettro elettromagnetico. Le stelle più massiccie son quelle che hanno una vita più breve in quanto, per avere una temperatura e una luminosità che di norma è parecchio elevata, consumano con più velocità l'idrogeno di cui dispongono. Contrariamente, le stelle più piccole, poco luminose e dalla temperatura superficiale bassa, son parecchio longeve. Il nostro Sole sta in una via di mezzo e come vedremo nell'approfondimento, ha una cita di 10 miliardi di anni ed è giunto, insieme a noi, a metà della sua esistenza, più precisamente a 4,5 miliardi di anni. Attenzione: queste età si riferiscono al tempo di stabilità della stella, man mano che la stella invecchia e perde la sua stabilità, nel diagramma di Hertzsprung-Russell migra lontano dalla sequenza principale.

Lo studio di questi parametri, luminosità, colore, quindi temperatura e tempo di stabilità, viene effettuato per determinare l'età degli ammassi (cluster) di stelle.

Una volta che la stella ha terminato l'idrogeno, il suo nucleo si è trasformato pian piano in un nucleo di elio-4: accade quindi che la spinta gravitazionale comincia a prevalere sulla pressione di radiazione, fino a quando temperatura e pressione non sono in grado di riattivare il nucleo, che ricomincia a produrre reazioni termonucleari. 

Qui comincia il processo 3-alfa: due atomi di elio-4 formano un atomo di berillio, viene emesso un raggio gamma. Quando un altro atomo di elio-4 si unisce all'atomo di berillio, si forma un atomo di carbonio-12 .

Una stella che esce dalla stabilità migra in zone più luminose, ma più fredde, tendenti sempre più al rosso, aumentando di volume, diventando una gigante rossa. Dal grafico si può vedere il ramo delle giganti rosse.

Come mai queste stelle aumentano di volume? Quando la forza di gravità, premendo sul nucleo di elio-4, fa aumentare pressione e temperatura, negli strati appena superiori, ovvero le zone radiattiva e convettiva avviene la stessa cosa, quindi l'idrogeno lì presente si attiva, ma la forza di gravità non riesce più a contrastare la pressione di radiazione, facendo espandere questi strati più esterni. Il nucleo, sempre più massimo, attiva le reazioni termonucleari che trasformano 3 atomi di elio-4 in carbonio, emettendo raggi gamma. Nello strato appena superiore, abbiamo l'elio-4 prodotto dalle precedenti reazioni dell'idrogeno e ancora successivamente, uno strato di idrogeno che non più contrastato dalla forza di gravità, si espande incontrastato, facendo aumentare il volume, reazione che però abbassa la temperatura dell'idrogeno superficiale, facendo spostare luminosità e colore della stella verso il rosso. scrivere decentemente e fare grafici con i cambiamenti di reazioni

Queste stelle si espandono in maniera considerevole, basti pensare che una stella come il sole, alla fine della sua vita, potrebbe espandersi tanto da inglobare anche l'orbita di Marte (ciao ciao Terra). L'espansione va avanti finchè gli involucri della stella non si disperdono nell'universo, andando a formare le cosiddette nebulose planetarie, mentre il nucleo, che nel frattempo ha continuato nelle sue reazioni a produrre carbonio e ossigeno, smette le sue reazioni, dando vita a una nana bianca. La materia di una nana bianca ha una densità elevatissima, tanto da avere dimensioni paragonabili a quella della Terra, con una temperatura superficiale molto elevata e una luminosità molto bassa, fino a che la stella non si spegnerà del tutto. 

Una nana bianca, totalmente spenta, ovvero totalmente spenta, non si può osservare, in quanto il tempo di raffreddamento sarebbe superiore all'età dell'universo. Una nana bianca non può superare il limite di 1,44 masse solari, limite scoperto dallo scienziato indiano Chandrasekhar. 

CURIOSITA' 

La luminosità di una stella può essere assoluta (o intrinseca) ovvero vien calcolata quanta energia viene emessa in un secondo, oppure può essere apparente, e si calcola dividendo la luminosità assoluta per 4pigreco per il quadrato della distanza.

La luminosità intrinseca viene rappresentata con delle lettere, dalla più luminosa abbiamo O, B, A, F, G, K, M e con i recenti telescopi si sono aggiunte due classi spettrali, L e T. 

 APPROFONDIMENTO: Quanto dura la vita di una stella?

Una stella resta in vita finchè riesce a produrre le reazioni termonucleari al suo interno, quindi finchè ha idrogeno nel nucleo e riesce a tenersi stabile, in equilibrio tra gravità e pressione.

Conoscendo l'energia emessa in un dato intervello, ovvero la luminosità, in un secondo e l'energia potenzialmente producibile per esempio dal nostro Sole, possiamo determinarne la durata della sua vita, sapendo quanta energia si sprigiona da una singola reazione termonucleare.