Ho parlato del cosa: la luce.
Ora parlerò del perché: le stelle.

I romani lo chiamavano Vulcano, dio del fuoco, colui che forgia le armi degli dei. Un fabbro divino, forte, capace, celebrato e rappresentato dall’antichità ad oggi. Pensavano abitasse nel ventre della terra, nel cuore infuocato delle montagne, ma forse avrebbero dovuto collocarlo dove le temperature son ben più calde, le forze più accentuate e dove, realmente, si forgiano le basi per la vita, l’universo e tutto quanto: le stelle.

Vulcano forgia le folgori per Giove di Rubens (XVII secolo)

La fucina di Vulcano di Diego Velázquez. Il Prado, Madrid

Il Sole è la stella madre del nostro sistema solare. Ne abbiamo esperienza sin da piccoli, lo diamo per scontato, lo vediamo ogni giorno. Eppure, tanta magia c’è nel Sole quanta ce n’è nei nostri figli. Talmente abituati a vederli, a ruotarvi e corrervi attorno, ci si dimentica di quanto siano speciali, mitigando un’infinità di aspetti strabilianti con il grigiume della quotidianità ed abitudine. Il Sole è una stella. Lo so che lo sapete ma, probabilmente, non ci pensate. Non è nemmeno una stella particolarmente grande, anzi, è classificata come nana gialla. Ma è la nostra stella. Nostra. Illumina e riscalda, è responsabile di tutto quanto si possa godere qui, su questo pianetino sul quale abitiamo. Osservato e venerato sin dall’antichità, è la scintilla che ha infiammato la vita sul nostro pianeta. Senza dubbio alcuno.

Sole

Sole, al tramonto, nel preistorico osservatorio di Stonehenge

Il Sole è alla base di tutto: calore, vita, cibo, clima, tempo. Come misuriamo il tempo? In Giorni. Cos’è un giorno? E’ il tempo impiegato dalla Terra per ruotare su sé stessa, ovvero, il tempo che il Sole, nel suo moto apparente, impiega per tornare alto nel cielo, come il giorno precedente (perdonatemi la semplificazione). E gli anni? Il tempo per ruotare attorno al Sole. Sole, Sole, sempre il sole. Noi attorno a lui, lui intorno a quasi tutte le nostre attività. Non siamo di certo soli, nel nostro gironzolare attorno a questo astro. Altri pianeti, oggetti, polveri, gravitano attorno a lui. Ciò nonostante, è interessante notare come il 99.9% della materia dell’intero sistema solare è contenuta – appunto – nel Sole. Noi, minuscoli granelli di sabbia, facciamo parte del restante 0.1%.

Lui, diciamocelo, per il resto dell’universo, non ha nulla di speciale. E’ nostro, è vicino, ne abbiamo bisogno. Per questo, e solo per questo, gli attribuiamo una certa importanza. Ma non è nulla di che. E’ solo una, tra miliardi, miliardi, miliardi, miliardi, miliardi e miliardi di altre stelle, che bruciano, fondono illuminano, forgiano, infiammano e devastano il creato.

Ma cosa sono? Di cosa sono fatte?

La loro definizione è di corpi celesti che brillano di luce propria. La Luna, non lo è. Vive di luce riflessa. Le comete, non lo sono. Riflettono, mentre si frantumano ed evaporano. Le nebulose, asteroidi, nemmeno. Le stelle emettono luce, la generano. Sono immense, potentissime lampadine accese nella volta celeste. Ma qual’è l’energia che le alimenta?

Quella termonucleare. BADABOOOM.

Più precisamente, la magia avviene nel nucleo delle stelle, dove, a causa delle elevatissime pressioni, si innescano processi di fusione nucleare. Questo processo genera un’inaudita quantità di energia che viene dispersa nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica (luce!), vento stellare e neutrini.

Ma cosa fonde nelle viscere delle stelle? Idrogeno, hýdor, H. L’idrogeno è l’elemento più comune, semplice e leggero dell’universo osservabile. Ce n’è un fottio. Un cazzilione galattico, ed è proprio di idrogeno che sono fatte le stelle. Quantomeno, è di idrogeno che son composte nella loro forma primordiale.

Le stelle nascono per attrazione gravitazionale tra le particelle, pulviscoli ed atomi dispersi nel vuoto interstellare, all’interno di nubi molecolari composte, per l’appunto, da un cazzilione di idrogeno (circa il 70-80%) elio (circa il 20%) ed un cicchetto di altri elementi più pesanti. Piano piano, uno ad uno, si attirano. Accrescono. Lievitano. Intere nubi e nebulose condensano in singoli oggetti che acquisiscono dimensioni difficilmente immaginabili per noi umani, non abituati a ragionare in termini così mastodontici.

Queste nebulose, nidi ed alveari in cui le stelle nascono e crescono, sono degli eccellenti soggetti per astrofotografia. La luce delle stelle nate al loro interno illumina la nebulosa, evidenziandone i lineamenti, filamenti, estensioni.

Gum 15 con l’ammasso di stelle neonate al suo interno. Crediti: ESO

NGC3293, immerso nella sua nebulosa natale. Crediti: ESO/G. Beccari

Notate le innumerevoli stelle, estrememente luminose, che spiccano e brillano all’interno di queste stupende formazioni. Lì, inizia la vita. La nebulosa, d’altro canto, è destinata a sparire, risucchiata e condensata all’interno delle stelle o spazzata via dal loro vento solare. Omnia mutantur. Notate i colori? Vedete il rosso? Queste sono nebulose ad emissione, formate da gas ionizzato. Le stelle che stanno nascendo al loro interno emettono fotoni che eccitano e ionizzano il gas, in questo caso l’ idrogeno. L’idrogeno ionizzato, indovinate un po’, appare rosso.

Un altro tipo di nebulosa, a riflessione, non emette luce a causa della ionizzazione ma, semplicemente, riflette quella di stelle non abbastanza vicine o intense da ionizzare le sue particelle. Banalmente, ne riflette la luce. La luce riflessa è, di solito, blu (colore che viene riflesso molto più facilmente rispetto al rosso).

M45, credit Massimilano Maura

IC 2118 o Testa di Strega

Le nebulose, siano ad emissione o riflessione, poco conta, possono a tutti gli effetti essere identificate come la nursery delle stelle, come il reparto prenatale e pediatrico in cui i piccoli mostri termonucleari vedono la luce. E la producono.

Il percorso che determinerà la vita, e morte, di un astro dipende direttamente dalla sua dimensione. Riassumiamo: nebulosa. Materiale denso. Collasso gravitazionale. A questo punto si formerà un ammasso di gas e materiale che collassa su sé stesso, che accresce e si nutre di altro materiale attirato dalla gravità della protostella che va, via via formandosi. Questo processo è caratterizzato da un disco di materia che ruota attorno alla protostella, convogliando al suo interno materiale volto a farla accrescere.

Qui, il primo bivio: se la massa accumulata è inferiore a 0,08 masse solari (abbreviate M_☉, dove per solare si intende il nostro Sole), la protostella non raggiunge l’ignizione delle reazioni nucleari di fusione dell’idrogeno-1 e si trasforma in una nana bruna. Questa stella riuscirà a fondere, a causa della propria dimensione e pressione, solo litio e deuterio e produrrà un calore e  luce miseri, rispetto alle sue sorelle maggiori. Nonostante il nome, all’occhio umano apparirebbero rosso scuro. Questi corpi celesti non sono vere e proprie stelle, pur essendo notevolmente più grosse di qualsiasi pianeta.

Se invece la stella possiede una massa fino a 8 M_☉, si dà il via alla formazione una stella pre-sequenza principale, spesso circondata da un disco protoplanetario. Se la massa è superiore a 8 M_☉, la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase.

Rappresentazione artistica di un disco di accrescimento e della sua stella

Rappresentazione artistica della formazione di una stella e del suo sistema solare planetario

Ma cos’è la sequenza principale? Quest’ultima è la sequenza di relativa calma della stella, momento in cui l’idrogeno viene fuso e trasformato in elio. Questa fusione genera, a partire da atomi di idrogeno, atomi di elio. La differenza, in termini di massa, viene dissipata sotto forma di radiazione elettromagnetica: calore, luce. Ovvero? Due atomi di idrogeno fondono in uno di elio. La massa dei due atomi di idrogeno è superiore a quella del singolo atomo di elio. La differenza, secondo le equazioni di Albert Einstein, viene dispersa nello spazio sotto forma di energia. Le stelle passano circa il 90% della loro esistenza in questa fase, in equilibrio e tranquille tranquille. La velocità con la quale l’idrogeno viene fuso è direttamente proporzionale alla dimensione della stella. Più è grossa e massiccia, prima fonderà e finirà l’idrogeno. Sono comunque processi che possono durare, a seconda della stella, da decine di milioni a centinaia di miliardi di anni. Più o meno i tempi di attesa sulla Salerno-Reggio Calabria.

In questa fase ogni stella genera un vento di particelle cariche che abbandonano l’astro. Più la stella è massiccia, più perderà materiale a causa di questo vento solare. Il Sole, in quanto pulcino spaziale, ne perde davvero, davvero, poco.

Ad un certo punto, ad ogni modo, l’ idrogeno finisce. Svampato. Fuso. Bruciato. Kaput. Ora, si fonde l’elio.

Qui, un altro bivio: sotto le 0.4 M_☉ le stelle si scaldano divenendo per breve tempo delle stelle azzurre, per poi contrarsi gradualmente in nane bianche.

Tra le 0.4 M_☉ e le 8 M_☉, invece, le cose si complicano. La stella attraversa la sua personalissima pubertà ed adolescenza, scalpitando, innervosendosi e attraversando fasi di indubbia instabilità. Il nucleo collassa e si riscalda, iniziano a fondere anche gli strati attorno al nucleo e questo surplus energetico spinge gli strati superficiali ad espandersi e raffreddarsi, allontanandosi dal nucleo e dalle fusioni interne. La stella, notevolmente ingrandita, assume un colore rosso ed è caratterizzata da una temperatura più bassa. Questo è il destino del nostro Sole: diventerà una gigante rossa, fredda (si fa per dire) e brillante. L’espansione di una gigante rossa, in questo caso il nostro Sole, è incredibile. Il variare delle sue dimensioni sono ben rappresentate dalla prossima immagine. Questo, è il Sole tra 5 miliardi di anni. Il misero puntino giallo, in basso a sinistra, lui, ora, a 4.6 miliardi di anni.

A questo punto l’elio sta fondendo in carbonio ed ossigeno, ed ecco che, piano piano, altri e nuovi elementi stanno facendo capolino, nello spazio. Qualora le reazioni rallentassero, la stella si contrarrebbe e riscalderebbe ulteriormente, diventando una gigante blu. Lo stesso può accadere nelle prime fasi che intercorrono tra l’abbandono della fase principale e l’inzio dei processi che porteranno ad una gigante rossa.

Se le masse solari dovessero essere ancora di più, la stella si avvierebbe verso il diventare una supergigante rossa. Qui, le dimensioni dell’astro sarebbero ancora più impressionanti ed al suo interno inizierebbero una serie di reazioni e fusioni nucleari che creeranno, via via, elementi sempre più pesanti, fino alla creazione di un intero nucleo composto da atomi di ferro. Attorno al nucleo, a cipolla, tutti gli altri elementi prodotti tramite la nucleosintesi, con una massa decrescente man mano che si procede verso l’esterno della stella. In questi astri, le fusioni avvengono nei diversi strati, generando i diversi materiali. Non solo nel nucleo. In caso di rallentamento nelle fusioni, analogamente a prima, la stella attraverserebbe una fase di supergigante gialla per poi divenire una supergigante blu.

La supergigante rossa VV Cephei, più di mille volte le dimensioni del Sole

La struttura “a cipolla” del contenuto delle supergiganti rosse, in termini di elementi sintetizzati al loro interno

Le stelle supermassicce, invece, (con più di 30 masse solari)  attraversano la fase di variabile blu luminosa, accrescono al loro interno un nucleo ferroso e si preparano… per i fuochi d’artificio. Ma non saranno le sole a dar spettacolo.

Ora, gli stadi terminali.

Chiusi i rubinetti del carburante nucleare, finita la possibilità di sintetizzare elementi, le stelle tra 0,08 e 8 M_☉ vanno incontro al collasso del nucleo, non essendoci più un equilibrio tra reazioni nucleari (che spingono verso l’esterno) e pressione dovuta alla gravità (che preme verso l’interno). Il nucleo si comprime e gli strati esterni vengono espulsi, in alcuni casi in modo decisamente spettacolare. Ciò che resta è una nana bianca, una stella ancora calda, ma piccina, delle dimensioni del nostro pianeta. Lentamente, la stella si raffredda, cedendo il proprio calore e trasformandosi in una fredda (quanto ipotetica, l’universo è troppo giovane per avere stelle in questo stato) nana nera.

Se la moritura ha una massa tra 0,08 e 0,4 M_☉ si trasformerà in nana bianca senza il botto. Se, invece, ha tra lo 0,4 e le 8 M_☉ lo spettacolo è garantito: il collasso del nucleo genera un’energia tale da spingere violentemente gli strati superficiali della stella verso l’esterno, dando luogo ad un’esplosione che origina una nebulosa planetaria. Il nome è fuorviante ed ha origine nell’incorretta interpretazione di questo fenomeno. Inizialmente si pensava che rappresentasse la genesi di un sistema solare, in cui la nebulosa sarebbe collassata nei diversi pianeti che avrebbero orbitato attorno alla stella al suo centro. Sbagliato. La stella è nel suo stadio terminale, non primordiale. Gli eventuali pianeti li ha già distrutti, bruciati, disintegrati nel suo dilatarsi ed, infine, esplodere. Durante questo fenomeno, il gas espulso dalla stella continua ad espandersi e a ionizzarsi, a causa della vicinanza alla stella che l’ha generato. La nebulosa risultate, pertanto, sarà ad emissione! Cosa significa? Che sarà, anche lei, un ottimo soggetto fotografico, se pur limitato nelle dimensioni (e probabilmente non all’altezza di tutti, per la strumentazione necessaria). I colori della nebulosa dipenderanno dai materiali che contiene e da come verranno ionizzati dalla stella madre. La forma, invece, dipende dalle forze a cui è soggetta: quella di espulsione dall’astro, i venti solari, i campi magnetici, le forze gravitazionali della zona, e via dicendo. Lo spettacolo è garantito.

Immagine della M57 ottenuta da Hubble Space Telescope. Credit: NASA/ESA

NGC 5189 fotografata da Hubble Space Telescope. Credit: NASA/ESA/Hubble

This ceNebulosa Farfalla, o NGC 6302, fotografata qui da Hubble Space Telescope. Credit: NASA/ESA/Hubblelestial object looks like a delicate butterfly. But it is far from serene. What resemble dainty butterfly wings are actually roiling cauldrons of gas heated to nearly 20 000 degrees Celsius. The gas is tearing across space at more than 950 000 kilometres per hour — fast enough to travel from Earth to the Moon in 24 minutes! A dying star that was once about five times the mass of the Sun is at the centre of this fury. It has ejected its envelope of gases and is now unleashing a stream of ultraviolet radiation that is making the cast-off material glow. This object is an example of a planetary nebula, so-named because many of them have a round appearance resembling that of a planet when viewed through a small telescope. The Wide Field Camera 3 (WFC3), a new camera aboard the NASA/ESA Hubble Space Telescope, snapped this image of the planetary nebula, catalogued as NGC 6302, but more popularly called the Bug Nebula or the Butterfly Nebula. WFC3 was installed by NASA astronauts in May 2009, during the Servicing Mission to upgrade and repair the 19-year-old Hubble. NGC 6302 lies within our Milky Way galaxy, roughly 3800 light-years away in the constellation of Scorpius. The glowing gas is the star’s outer layers, expelled over about 2200 years. The “butterfly” stretches for more than two light-years, which is about half the distance from the Sun to the nearest star, Proxima Centauri. The central star itself cannot be seen, because it is hidden within a doughnut-shaped ring of dust, which appears as a dark band pinching the nebula in the centre. The thick dust belt constricts the star’s outflow, creating the classic “bipolar” or hourglass shape displayed by some planetary nebulae. The star’s surface temperature is estimated to be over 220 000 degrees Celsius, making it one of the hottest known stars in our galaxy. Spectroscopic observations made with ground-based telescopes show that the gas is roughly 20 000 degrees Celsius, which is unusually hot compared to a typical planetary nebula. The WFC3 image reveals a complex history of ejections from the star. The star first evolved into a huge red giant, with a diameter of about 1000 times that of our Sun. It then lost its extended outer layers. Some of this gas was cast off from its equator at a relatively slow speed, perhaps as low as 32 000 kilometres per hour, creating the doughnut-shaped ring. Other gas was ejected perpendicular to the ring at higher speeds, producing the elongated “wings” of the butterfly-shaped structure. Later, as the central star heated up, a much faster stellar wind, a stream of charged particles travelling at more than 3.2 million kilometres per hour, ploughed through the existing wing-shaped structure, further modifying its shape. The image also shows numerous finger-like projections pointing back to the star, which may mark denser blobs in the outflow that have resisted the pressure from the stellar wind. The nebula’s reddish outer edges are largely due to light emitted by nitrogen, which marks the coolest gas visible in the picture. WFC3 is equipped with a wide variety of filters that isolate light emitted by various chemical elements, allowing astronomers to infer properties of the nebular gas, such as its temperature, density and composition. The white-coloured regions are areas where light is emitted by sulphur. These are regions where fast-moving gas overtakes and collides with slow-moving gas that left the star at an earlier time, producing shock waves in the gas (the bright white edges on the sides facing the central star). The white blob with the crisp edge at upper right is an example of one of those shock waves. NGC 6302 was imaged on 27 July 2009 with Hubble’s Wide Field Camera 3 in ultraviolet and visible light. Filters that isolate emissions from oxygen, helium, hydrogen, nitrogen and sulphur from the planetary nebula were used to create this composite image. These Hubble observations of the planetary nebula NGC 6302 are part of the Hubble Servicing Mission 4 Early Release Observations.

Nebulosa dell’Eschimese fotografata da Hubble Space Telescope. Credit: NASA/ESA/Hubble

Nebulosa Clessidra vista da Hubble Space Telescope. Credit: NASA/ESA/Hubble

ESO 378-1: è stata catturata dal VLT (Very Large Telescope) dell’ESO nel nord del Cile. Crediti: ESO

Questo è quanto succede ad una stella fino a 8 M_☉. Cosa succede a quelle più cicciotte? La fusione del nucleo continua. Ad un certo punto, non è più in grado di sostenere il suo stesso peso e collassa repentinamente. Ma di brutto. Il botto è talmente catastrofico che la sua onda d’urto investe e proietta nello spazio gli strati esterni della stella che, a sua volta, diviene brillantissima. Ma brillante brillantissima. E’ in grado, in questo breve lasso della sua vita, di divenire più luminosa dell’intera galassia a cui appartiene. Non so se mi spiego: una galassia contiene centinaia di miliardi di stelle. Quella – solo lei – diventa più luminosa della luce emessa dall’intera galassia! L’energia sprigionata in questo momento è talmente tanta da permettere la sintesi di nuovi elementi, ancora più pesanti rispetto a quelli fin ora sintetizzabili nel nucleo della stella. Abbiamo tra le mani – si fa per dire – una supernova. Anche qui, ed ancora una volta, il nome è ambiguo. Deriva dal fatto che, in passato, gli antichi pensavano che questo fenomeno accompagnasse la nascita (nova, dal Latino: nuova) di una stella. Sono documentati casi di una supernova visibile ad occhio nudo, di giorno, durante il periodo del suo massimo splendore (quella che ha generato la nebulosa del Granchio). Una supernova è in grado, nel giro di qualche settimana o mese, di produrre la stessa energia che avrà prodotto il Sole in tutta la sua esistenza. E’ proprio questa la chiave per la nucleosintesi delle supernovae. E’ qui, è questa, davvero, la fucina stellare. Qui si generano tutti gli elementi a noi conosciuti.

Quì si costruiscono i mattoncini con i quali noi stessi, e tutto ciò che ci circonda, è fatto. Senza queste esplosioni, noi non saremmo qui. C’è chi disse che siamo figli delle stelle. Vero. O meglio, polvere di supernova.

I resti delle supernove sono decisamente spettacolari. Ciò che resta di questi oggetti, oltre al nucleo, sono le polveri e materiale in rapido movimento che, effimere, si dissolveranno nello spazio interstellare, andando ad arricchire altri oggetti celesti.

Nebulosa del Granchio (Wikipedia)

Un resto di supernova nella Grande Nube di Magellano, immagine che combina riprese ai raggi-x e luce visibile. (Wikipedia)

N49, resto di supernova diffuso visibile nella Grande Nube di Magellano. (Wikipedia)

I resti di SN 1987a (ESO / L. Calçada)

Abbiamo discusso di cosa succeda agli stati esterni, ma cosa succede al nucleo? Se la massa di quanto è rimasto è compresa tra 1,4 e 3,8 M_☉, collassa in una stella di neutroni. Queste stelle sono formate, ovviamente, solo da neutroni in uno stato degenere. Sono così compatte da contenere, in un centimetro cubo, l’equivalente di un cubo di marmo di più di 400 metri di lato! Ciumbia! Queste stelle sono decisamente piccine, pochi km di diametro, e ruotano vorticosamente su loro stesse, con periodi di rotazione anche di pochi millisecondi.

E se la massa del nucleo rimanete fosse di più di 3,8 M_☉?

Qui, entrano i campo i buchi neri. La massa dell’oggetto è tale da contrarlo ulteriormente, generando una forza attrattiva che non lascia scappare nulla. O meglio, oltrepassato l’orizzonte degli eventi – quel particolare limite oltre il quale non c’è più scampo – nulla può deviare la propria traiettoria, finendo inesorabilmente nell’oggetto. Ovviamente, non possiamo osservarli direttamente, ma possiamo, indirettamente, dedurne la presenza dalle interferenze con gli oggetti a loro vicini. Da qui. Da debita distanza.

OK. Penso di aver scirtto abbastanza. C’è molto, moltissimo ancora da dire (del colore, un po’ avevamo già parlato, ma è importante approfondire magnitudine, massa, sistemi e via dicendo) a riguardo, ma rimando gli approfondimenti ai prossimi interventi.

Guardate fuori, ora. C’è il Sole? Tra qualche miliardo di anni, crescerà, ingloberà Mercurio, Venere, Terra e Marte, poi, esploderà, distruggendo l’intero sistema solare, creando una nebulosa planetaria che, qualcuno, forse, fotograferà, ignaro di tutto, ignaro di noi.

Fortunatamente non saranno problemi miei.