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La morte delle stelle di massa medio-piccola

Le stelle vivono per milioni di anni. Molte raggiungono le centinaia di miliardi di anni di età quindi, teoricamente, potremmo vivere senza veder mai morire una stella. Eppure, per fortuna, conosciamo molti modi di morire degli astri e sappiamo ancora una volta che è la massa stellare a determinare il modo con il quale una stella termina la sua vita.
Una volta terminati tutti i combustibili possibili, infatti, inizia la fase di collasso gravitazionale: maggiore è la massa stellare e maggiore sarà la forza con la quale la stella imploderà sotto il proprio peso, quindi sotto la propria attrazione gravitazionale. 

 

Le stelle di piccola massa sono destinate ad esaurire il proprio combustibile ed a divenire nane bianche dopo aver espulso gli strati più esterni a formare una nebulosa planetaria.

 

Gli ultimi respiri

Abbiamo lasciato le stelle di piccola massa nella fase di horizontal branch del diagramma HR dopo aver visto la fase di gigante rossa.
Ricordiamo che dalla fusione dell'elio, tipica della fase di horizontal branch, nascono atomi di carbonio ed ossigeno. Prima o poi, come avvenuto per l'idrogeno, anche la scorta di elio termina. Dalla conseguente assenza di reazioni nucleari consegue una nuova contrazione del cuore stellare visto che nessuna energia fornisce il corrispettivo all'attrazione gravitazionale che porta gli strati esterni a collassare.

LE STELLE AGB (ASYMPTOTIC GIANT BRANCH) E LA LORO FINE

Gli elettroni degeneri, creati dall'altissima pressione che comporta il collasso gravitazionale, riescono tuttavia a bloccare l'implosione della stella. Un risultato della contrazione del nucleo stellare è, di nuovo, un innalzamento del calore nel gas di elio che circonda il nucleo, che consente l'inizio di quella che viene definita shell helium-burning. La stella è formata ora da un nucleo di carbonio ed ossigeno e da uno strato di elio che lo riveste e che, scaldato a dovere, dà luogo alle reazioni nucleari miranti a produrre, di nuovo, carbonio ed ossigeno.
La stella, a questo punto, entra in una seconda fase di gigante rossa con una luminosità mai avuta prima, spostandosi di nuovo verso la destra del diagramma HR, in una fase nota come asymptotic giant branch, più semplicemente definita fase AGB. La stella viene detta stella AGB.

Stella AGB, la struttura

Una stella AGB ha la struttura evidenziata nell'immagine posta di fianco.
La regione centrale della stella è occupata da un cuore di materiale degenere formato da carbonio ed ossigeno, circondato da una fascia di reazioni nucleari dell'elio (helium-burning shell) a sua volta circondata da uno spesso strato di gas di elio che non ha raggiunto una temperatura tale da bruciare. Tutti questi strati sono avvolti da un'altro stato di idrogeno che sta bruciando, noto come hydrogen-burning shell. Il tutto è avvolto nel resto della stella, formato prevalentemente da idrogeno che non ha raggiunto la temperatura di fusione, fino agli strati più esterni.
Ciò che caratterizza una stella di questo tipo è essenzialmente la dimensione di questi oggetti. Il nucleo della stella ha una dimensione paragonabile a quella del pianeta Terra mentre tutti gli strati esterni sono immensi, raggiungendo a volte il raggio dell'orbita terrestre. La luminosità della stella è immensa: una stella AGB di massa pari ad una massa solare può brillare come 10.000 soli contro i 1000 soli della fase di helium-flash e la luminosità del sole durante la fase di sequenza principale.
Molte stelle di tipo AGB sono presenti in cielo: Mira Ceti, R Leonis, R Leporis, R Aquarii e R Cassiopea sono esempi molto noti. Più deboli, ma sempre AGB, sono le stelle X Cygni, W Hydrae, S Pegasi e TT Monocerotis.

Sappiamo che il calore, e l'energia, sono portati dal cuore stellare alla superficie tramite due metodi: convezione e irraggiamento. In una gigante rossa il metodo della convezione è molto importante mentre l'irraggiamento è fondamentale quando il gas di una stella è trasparente (non opaco). Quando una stella invecchia ed abbandona la sequenza principale, la zona convettiva può aumentare in maniera sostanziale in dimensione e qualche volta si estende anche all'interno del nucleo stellare. Gli elementi pesanti, detti metalli, possono quindi essere trasportati in superficie dalla convezione. Questo processo è noto come dredge-up. Il primo dredge-up ha inizio quando la stella diventa gigante rossa per la prima volta, mentre il secondo ha inizio dopo la fase di fusione dell'elio. Durante la fase AGB c'è un terzo dredge-up ma soltanto se la massa stellare è ancora maggiore di due masse solari: in tal caso una grande quantità di carbonio viene trasportata per convezione verso la superficie della stella. Lo spettro di una stella di questo tipo esibisce decise righe di assorbimento degli elementi ricchi di carbonio come C2, CH e CN. Queste stelle, che subiscono il terzo dredge-up, vengono dette stelle al carbonio.

Vento stellare ed emissione della stella AGB

Mentre la stella risale lungo l'AGB, incrementa la sua brillantezza e la sua dimensione e, conseguentemente, sviluppa un fortissimo vento stellare. Questo vento soffia via gli strati più esterni della stella nello spazio interstellare il che può portare l'astro a perdere qualcosa come 10-4 masse solari ogni anno, mille volte di più della perdita di massa di una gigante rossa e dieci miliardi di volte di più rispetto alla perdita di massa del Sole in un anno.
La causa di questo fortissimo vento stellare è ancora un rebus, sebbene la gravità superficiale della stella AGB sia molto bassa a causa delle enormi dimensioni stellari. In queste condizioni, ogni tipo di perturbazione sulla superficie stellare può portare all'espulsione di materiale. Questo vento potrebbe essere alimentato dalla polvere di ossido di alluminio che circonda la stella, o almeno questo è il caso osservato a Ottobre 2017 da ALMA per la stella W Hydrae (Science Advances). 

W Hydrae ripresa da ALMA

W Hydrae ripresa da ALMA

Un team di scienziati giapponesi ha infatti osservato l'ambiente circostante la stella dell'Idra, classificata come AGB. E' una stella con nove masse solari ed è molto brillante. ALMA ha evidenziato proprio la presenza di un guscio esterno di ossido di alluminio, fino a tre raggi stellari. La presenza di polvere potrebbe essere una spinta per il vento stellare e forse per la sintesi degli atomi. Secondo i giapponesi, infatti, l'ossido di alluminio si aggrega in grani fino a formare un guscio esterno di polvere. Questi elementi aggregati si muovono maggiormente quando sono colpiti dalla radiazione stellare e quando si allontanano incontrano la polvere di silicio e continuano ad allontanarsi, causando un aumento di vento stellare. Durante questo processo verrebbero a crearsi atomi di silicio e di ossigeno.  

Accelerazione del vento a opera di polvere di ossido di alluminio

Accelerazione del vento a opera di polvere di ossido di alluminio

W Hydrae è uno dei bersagli preferiti dai grandi strumenti, proprio perché la fase che sta attraversando è molto importante per la comprensione di molti misteri astrofisici. E così anche ALMA ha diretto le proprie antenne verso questa stella scoprendo delle macchie più brillanti sulla sua superficie (Nature Astronomy, Novembre 2017 - Chalmers University of Technology). Con grande sorpresa, le macchie sembrano il risultato di potenti onde d'urto superficiali.

W Hydrae. Credit ALMA

W Hydrae. Credit ALMA

L'immagine di ALMA è la più dettagliata mai ottenuta per quanto riguarda la superficie di una stella che non sia il Sole e riguarda una stella di massa solare che occupa una zona di cielo pari a due volte l'orbita terrestre, quindi con una densità molto inferiore. Le macchie più chiare possono essere la prova di una quantità di gas sorprendentemente più caldo in uno strato come la cromosfera. Le misurazioni portano a pensare che esistano potenti onde d'urto nell'atmosfera stellare, in grado di portare la temperatura a livelli molto più alti di quanto previsto dai modelli per le stelle AGB. C'è una alternativa, ma è altrettanto sorprendente: la stella potrebbe aver sperimentato un flare proprio nel momento dell'osservazione, ma se così fosse si trattarebbe di un evento sporadico difficilmente rintracciabile di nuovo.

Uno studio di Agosto 2017 pubblicato su Nature a firma del Max Planck Institut fur Radioastronomie mette in dubbio l'efficienza della sola convezione nella generazione della quantità di materia espulsa dalla superficie di Antares, estendendo il discorso alle giganti rosse in generale. Secondo il team di ricerca deve esistere una forza finora non calcolata che pensa a proiettare parte della materia stellare nello spazio, poiché la convezione da sola non è in grado di spiegare la mole di materia spazzata via. Lo studio si basa sulle osservazioni tramite il Very Large Telescope di ESO, unitamente allo strumento AMBER che combina la luce di tre telescopi in uno solo, virtuale, dal diametro di 82 metri. L'analisi spettrale dell'alta atmosfera stellare ha consentito di ottenere le dinamiche del gas in movimento intorno alla stella nonché la direzione del gas stesso: la densità del materiale mosso e l'estensione sono troppo alte, incompatibili con i processi finora tirati in ballo nei modelli. C'è altro, ma non si sa cosa. 

Gli strati esterni vengono soffiati via a circa 10 chilometri al secondo, raffreddandosi durante l'allontanamento dalla stella. Le particelle di polveri possono ora formarsi nel più freddo gas circostante, formato dalle molecole di carbonio espulse. Molte stelle al carbonio sono state ad oggi trovate circondate da bolle di materiale ricco di carbonio. In alcuni casi, la nube di polveri è così densa da oscurare del tutto la stella, assorbendone tutta la radiazione. La polvere poi si riscalda e ri-emette energia, ma stavolta nell'infrarosso.
Può essere sorprendente il fatto che stelle brillanti come le AGB sono state sconosciute fino agli anni sessanta. la ragione è molto semplice: la polvere che le circonda e che riemette le radiazioni è così fredda che l'energia irradiata ricade quasi tutta nello spettro infrarosso, invisibile ai nostri occhi ed esplorato in dettaglio soltanto negli ultimi quaranta anni.

Irraggiamento di una stella AGB
Queste stelle (rappresentate nel grafico dall'onda di destra) sono molto deboli o addirittura invisibili nella parte dello spettro raggiunta dai nostri occhi, mentre il Sole (rappresentato nel grafico di fianco dall'onda di sinistra) ha la massima brillantezza nella regione ottica dello spettro ed è molto debole nell'infrarosso.

La superficie di una stella ad infrarosso, intesa come lo strato superficiale della nube di polvere, può allargarsi anche fino alle 500 UA di raggio (circa 10 volte il Sistema Solare) ed è molto tenue, contenendo soltanto una minima frazione della massa totale. La gran parte della massa si trova nel cuore di carbonio ed ossigeno e negli strati che lo circondano. La stella ha quindi un nucleo denso e piccolissimo avvolto da un vastissimo ma poco denso strato esterno.

La fine di una stella AGB

Con il tempo, la stella AGB continua a crescere in dimensione e luminosità ma continua anche a perdere massa. Nessuna stella può continuare in eterno in questo modo. Se la stella ha una massa inferiore alle otto masse solari, il suo vento stellare strapperà via gli strati esterni fino al cuore di materiale degenere. La perdita degli strati esterni pone fine alla fase di AGB.
Della stella AGB resterà una nana bianca avvolta in una nebulosa planetaria.
Se la stella ha una massa superiore alle otto masse solari, invece, la fine della stella giunge in un modo molto più spettacolare, noto come supernova.

Molte delle rare stelle al carbonio sono visibili nel cuore della notte anche con strumenti amatoriali: R Leporis, RS Cygni, 19 Piscium, X Cancri, Y CVn (La Superba), V Pav, V Aql, S Cephei, R Scl, U Cam, W Ori, R CBr.
Si tratta di stelle accomunate da una evidente caratteristica: appaiono tutte rosse agli occhi degli osservatori.

Distribuzione energetica di J005252. Credit: Kamath et al., 2017.In tema di termine della fase AGB, una osservazione del 2017 (The Astrophysical Journal - 12/10/2017 - Catholic University of Leuven) ha rivelato la presenza di una stella molto povera di metalli, luminosa e in fase post-AGB all'interno della Piccola Nube di Magellano. Si chiama J005252.87-722842.9 ed è stata scoperta inizialmente nel 2014, identificata come candidata post-AGB, con una luminosità di 8 mila luminosità solari. Queste stelle dovrebbero essere nella fase di formazione della nebulosa planetaria, dopo una copiosa perdita di polvere e quindi di massa, ma si tratta di una delle fasi ancora poco conosciute e la presenza di J005252 sarà sicuramente un valido aiuto. La stella sembra aver fallito la terza fase di dredge-up, un periodo caratterizzato dall'estensione della zona convettiva fino agli strati più bassi, nel materiale lasciato dalla fusione. Si tratta di una fase che si verifica dopo l'ingresso nel ramo AGB e dopo un flash nel guscio dell'elio. Il terzo dredge-up va ad arricchire la fotosfera con i prodotti della nucleosintesi interna, come carbonio, azoto, ossigeno e altri elementi pesanti. Questi elementi mancano in J005252. La mancanza potrebbe essere spiegata con meccanismi che coinvolgono possibili fusioni, che però dovrebbero risultare anche dalla rotazione, cosa che non sembra confermata. 

Le nane bianche

Siamo arrivati a dire che una stella la cui massa è inferiore alle quattro masse solari non riesce a comprimersi al punto tale da raggiungere temperature e pressioni compatibili con la fusione del carbonio e dell'ossigeno. In queste condizioni, il nucleo stellare non produce più energia da fusione nucleare e si raffredda, sebbene su larghe scale temporali. Questi oggetti in raffreddamento sono chiamati nane bianche.

 

La nana bianca è una stella di temperatura relativamente elevata (10.000 K) e di luminosità molto debole (un millesimo della luminosità solare), con un raggio molto piccolo (raggio terrestre per stelle di massa solare), rappresentante lo stadio finale dell'evoluzione di stelle poco massive.

 

Nella maggior parte dei casi il raggio di queste stelle non supera le dimensioni del raggio terrestre. L'esperienza ci insegna che quando la massa aumenta, anche le dimensioni aumentano e questo è osservabile in molti oggetti dell'universo, comprese le stelle di sequenza principale. Per le nane bianche accade l'esatto contrario: le nane bianche più massicce sono le più piccole e questo è dovuto alla struttura degli elettroni di cui si compongono queste stelle. Incrementando la densità di un oggetto si produce anche un aumento della pressione, ma la pressione delle nane bianche è prodotta dagli elettroni degeneri. Questa pressione supporta la stella. Un incremento della densità comunque porta ad un incremento della gravità maggiore, per le nane bianche, dell'incremento della pressione e questo determina la contrazione della stella.


Di cosa si compone una nana bianca?
La materia che compone una nana bianca è principalmente formata da atomi di carbonio ed ossigeno ionizzati, che si muovono in un mare di elettroni degenerati molto veloci. Quando la stella continua a raffreddarsi, le particelle diventano più lente e gli ioni iniziano a dominare il moto termico. Questi ioni non si muovono a lungo in maniera libera in una nana bianca, ma vengono allineati in righe come in un cristallo. Questo fa pensare ad una nana bianca come ad un gigantesco diamante solido di elettroni degenerati. La densità all'interno di una nana bianca è enorme, raggiungendo tipicamente i 109 kg m-3, circa un milione di volte maggiore rispetto alla densità dell'acqua. Un dato "famoso" vede un cucchiaino da tea di materia di nana bianca pesare qualcosa come 5,5 tonnellate, esattamente come un elefante. Questo determina una fortissima pressione gravitazionale da parte della nana bianca, e tale pressione si esercita a partire dalla sua stessa superficie. Per avere una idea di questa pressione, basti pensare che l'accelerazione di un corpo che cade su una nana è di circa 7000 Km/s mentre sulla Terra la stessa misura è di circa 9,81 m/s.

Il Limite di Chandrasekhar

Più la stella diventa piccola e più gravità e pressione aumentano e si bilanciano.
Ad esempio, una stella di massa pari a metà massa solare è grande più o meno il 90% della Terra, mentre una stella con massa pari a quella solare è racchiusa in un raggio pari alla metà di quello terrestre. Una stella di massa pari a 1,3 masse solari, invece, sarebbe racchiusa in un raggio pari al 40% del raggio terrestre.

Relazione tra massa e raggio di una nana bianca

Nelle nane bianche esiste una strana relazione, quindi, tra raggio e massa: maggiore è la materia degenere che si immette in una nana bianca e minore è il suo raggio.
Tuttavia, come emerge dal grafico, esiste un limite massimo alla materia che una nana bianca può contenere e questo limite è noto come Limite di Chandrasekhar.
Subrahmanyan Chandrasekhar è un astrofisico americano di origine indiana, nato a Lahore nel 1910 ed autore di lavori teorici sulla polarizzazione della luce degli astri, da lui prevista prima di essere effettivamente osservata, sul trasferimento di energia tra le stelle e sull'evoluzione stellare. Premio Nobel per la Fisica, insieme a W. Fowler, per la realzione espressa dal limite che porta il suo nome, nel 1983. Il limite di Chandrasekhar esprire la relazione tra massa e raggio di stelle degenerate ed indica in 1,4 masse solari la massa massima raggiungibile da una nana bianca.

 

 

 

Il limite di Chandrasekhar è la massa massima che una nana bianca può raggiungere ed è pari a 1,4 masse solari.

 

Si tratta della massa per la quale il rapporto massa-raggio giunge a zero. Una stella con massa pari a quella prevista dal limite di Chandrasekhar è ridotta in una dimensione piccolissima e nessuna stella di massa superiore a 1,4 masse solari riesce a far fronte, con la pressione del suo nucleo di elettroni degenerati, alla gravità che porta al collasso stellare.

Cosa vuol dire questo? Ad esempio, vuol dire che una stella di classe O oppure B, la cui massa è molto grande, devono perdere molta massa, durante la fase AGB, per poter diventare nane bianche. Se le stelle hanno masse superiori, il loro destino è diverso: stelle di neutroni oppure buchi neri.
Nel grafico precedente il limite è evidenziato dal fatto che, con massa pari a 1,4 masse solari, il raggio della stella è pari a zero.

Evoluzione di una nana bianca
Quando una nana bianca raggiunge la sua ultima dimensione viene ad avere un nucleo molto caldo ed una grande riserva di calore. La famosa Sirio B, ad esempio, ha una temperatura superficiale di circa 30.000 K. Il passare del tempo porta al graduale raffreddamento della stella ed alla dispersione nello spazio del calore. La stella diventa sempre più debole.

 

Evoluzione di una nana bianca

L'immagine rappresenta un diagramma HR di nane bianche di differente massa. Una nana bianca di massa pari a 0,6 masse solari scenderà ad una luminiosità pari a 0,1 luminosità solari in circa 20 milioni di anni. Ogni ulteriore diminuzione impiega progressivamente sempre più tempo della precedente. Questo vuol dire che ci vorranno 300 milioni di anni per scendere a 0,01 luminosità solari ed un miliardo di anni per arrivare a 0,001 luminosità solari.
A questo punto, la nana bianca avrà la stessa temperatura che ha oggi il nostro Sole. Stelle con masse maggiori di 0,6 masse solari sono più calde e richiedono tempi maggiori per raffreddarsi e diventare invisibili.
Una nana banca diventerà sempre più fredda e debole, sostandosi verso il basso e verso destra nel diagramma HR: più sono massicce e più sono piccole e deboli. Per questo motivo il percorso di una stella come il Sole (1 massa solare) si trova sotto il percorso di stelle meno massicce. Sebbene una nana bianca possa avere la stessa temperatura di una stella di sequenza principale, sarà sempre meno luminosa dato il minor diametro.

Nana bianca in riduzione, rappresentazioneAltra conseguenza del raffreddamento della nana bianca è anche la sua inevitabile riduzione di dimensione: si tratta di una conseguenza ovvia, teorizzata da anni ma osservata per la prima volta soltanto nel 2017 nel sistema HD49798/RX J0648.0-4418 grazie all'Istituto astronomico Sternberg per la Fisica Relativistica a Mosca (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Novembre 2017). La nana bianca si trova a 2000 anni luce da noi, nella Poppa,e la riduzione del suo raggio è stata misurata in un centimetro l'anno. A innescare la curiosità è stata l'osservata riduzione del periodo di rotazione della stella, in misura di sette miliardesimi di secondo all'anno: una maggior velocità di rotazione è intuitivamente legata a una contrazione delle dimensioni della stella, e infatti l'osservazione sta qui a testimoniarlo per la prima volta. La nana bianca ruota su sé stessa in appena 13 secondi e continua a catturare vento stellare da una stella rossa compagna. La stella dovrebbe avere una età di circa 2 milioni di anni.

Si ritiene ora che molte, se non tutte, le nane bianche siano nate dalle stelle centrali delle nebulose planetarie, formate a loro volta dal nucleo delle stelle AGB. Durante la fase AGB, se i venti stellari riescono a strappare materia sufficiente a far scendere la massa stellare al di sotto del Limite di Chandrasekhar il risultato è un nucleo di carbonio ed ossigeno circondato da un sottile strato di elio. Il gas e la stella formano ora una nebulosa planetaria con la nascita di una nana bianca al momento della fine delle fusioni nucleari.
Una discussione ancora aperta riguarda la massa limite che la stella può avere all'inizio per diventare una nana bianca. La teoria suggerisce oggi una massa di 8 masse solari: stelle di massa compresa tra 2 e 8 masse solari porterebbero a nane bianche di massa compresa tra 0,7 e 1,4 masse solari, mentre stelle con masse minori di 2 masse solari portano a nane bianche con masse comprese tra 0,6 e 0,7 masse solari.
Nell'universo non dovrebbero oggi esistere nane bianche con masse inferiori a 0,6 masse solari visto che il ciclo di vita delle stelle che possono dar luogo a simili nane bianche è lunghissimo e l'età dell'universo è ancora troppo piccola per aver consentito a tali stelle di giungere al loro termine.

Stelle di questo tipo sono Sirio B nel Cane Maggiore, Procione B nel Cane Minore e la Stella di Van Maanen nei Pesci.

Una deroga alla regola: i sistemi binari

Rappresentazione del sistema binario
 
Rappresentazione del sistema binario
 
Un sistema binario del tutto peculiare è quello composto da una nana bianca a bassa densità e da una nana bruna, studiato da un team di astronomi brasiliani. Alla stranezza della coppia si aggiunge il fatto che la nana bruna ha partecipato attivamente alla prematura morte della compagna. Le osservazioni risalgono al periodo 2003-2015 (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Novembre 2017) e si basano sui dati del Pico dos Dias Observatory in Brasile. 
La coppia si trova in Perseo e detiene il record in termini di minor massa per sistemi simili. La nana ha una massa tra due e tre decimi della massa solare, con temperatura di appena 28.500 K. La compagna bruna ha massa tra 34 e 46 masse gioviane. La prima ha seguito il suo percorso di stella di massa medio-piccola, terminando idrogeno e diventando una gigante rossa. La fase ha portato a una maggiore interazione con la compagna, con conseguente trasferimento di massa dalla stella vera e propria alla nana bruna. Il trasferimento è stato molto violento ed è durato molto: la nana bruna è stata attratta e invischiata nell'atmosfera della stella morente, ha perso momento angolare scivolando velocemente verso il centro di massa dove il maggior attrito ha convertito il momento angolare stesso in energia cinetica dell'atmosfera. Si è giunti al punto in cui l'energia trasferita dalla nana bruna ha superato la forza gravitazionale in grado di mantenere l'atmosfera ancorata alla stella morente, il che ha portato a una grande espulsione di materia dal sistema, strappando via materiale e lasciando il nucleo di elio della stella del tutto scoperto. 
La stella è quindi morta prima di riuscire a bruciare il nucleo di elio, diventando una nana bianca atipica. La nana bruna, al contrario, dovrebbe aver acquisito massa ma non abbastanza da diventare stella. 
Il periodo orbitale è di circa tre ore e questo processo insolito potrebbe aiutare nella comprensione della creazione di oggetti caldi e compatti come le nane di piccola massa, di recente scoperta. 

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