Lo schema è ovvio:1. Come nasce una stella2. Come vive (e come funziona)3. Come si conclude la sua esistenza

Formazione, vita e morte delle stelleMassimo Badiali- Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica

07-02-11

Ma che cos’è una stella?La comprensione dell’evoluzione stellare è una

conquista molto recente (meno di un secolo), dovuta alla moderna fisica

Per gli antichi, le stelle erano luci incastonate sul firmamento, cioè su una volta celeste solida. Ma già Ipparco di Nicea aveva intuito nel II sec. A. C. che erano disposte a distanze diverse e che non eranoFISSE.In ogni caso, non era chiaro che cosa fossero. Ipparco non disponeva degli strumenti adatti per misurare le distanze radiali (dall’oggetto all’osservatore).

Oggi sappiamo che le stelle sono solo una parte della materia che compone l‘universo: ci sono i corpi non luminosi, le nubi fredde di gas interstellare e intergalattico, la materia oscura …

… veramente neppure tutto ciò che è luminoso, cioè emette radiazione, è necessariamente una stella. Faremo conoscenza di questi oggetti strani più oltre.

Per non confondere le idee sin dall’inizio, cerchiamo di dare una prima definizione semplice di STELLA

Le stelle sono sfere di plasma, cioè di gas ionizzato perchémolto caldo, che brillano di luce propria, nel senso che emettono radiazione grazie ad un processo interno che produce energia .

Possiamo aggiungere che il volume di queste sfere è più o meno stabile, grazie all’equilibrio tra la forza di gravità e la pressione generata nel cuore della stella dal processo di produzione di energia.

Adesso possiamo formulare la domanda che presuppone la prima parte della lezione: la formazione stellare.

Da dove spuntano fuori le stelle?Per poter rispondere, dobbiamo risalire all’inizio del tempo, quando, circa 13 miliardi e mezzo di anni fa, nasceva l’universo. Non ne seguiremo tutta la storia in dettaglio ...

Basterà sapere che il BIG BANG iniziale è riuscito con le prime reazioni di fusione a produrre i primi elementi di materia, i più leggeri: idrogeno, elio, rare tracce di litio e berillio. La massa della giovane materia ha cominciato a opporsi all’espansione generale, grazie alla FORZA DI GRAVITÀ.

Mentre l’espansione prosegue, la materia comincia localmente a concentrarsi, formando nubi più o meno dense: le future galassie.

Due corpi di massa m1 e m2 si attraggono con forza proporzionale al prodotto delle masse, e inversamente proporzionale al quadrato della distanza fra loro

Circa un miliardo di anni dopo il big bang, la materia comincia a condensarsi in grosse nubi più o meno sferiche. Ogni nube si muove rispetto alle altre, sia per traslazione che per rotazione. E si contrae, per attrazione gravitazionale della materia su se stessa.

Le nubi assumono gradualmente l’aspetto delle attuali Galassie.

È un processo relativamente rapido: a un miliardo di anni dopo il Big Bang, le galassie sono giàformate.

In che senso? Che è successo lìdentro?

Come si forma una singola galassia? Ogni nube “protogalattica” si muove rispetto alle altre, sia per traslazione che per rotazione.

Con la contrazione, la rotazione accelera per conservare il momento angolare. La materia comincia a contrarsi non solo verso il nucleo, ma anche intorno al disco perpendicolare all’asse di rotazione. La galassia risulta tanto più schiacciata quanto maggiore è la velocità di rotazione.

La forma risultante della galassia dipende dalle condizioni dinamiche in cui si èformata dalla nube primordiale, e anche dalle interazioni gravitazionali col resto dell’universo, anzitutto con le galassie vicine.

Su scala molto più piccola e condensata vi sono nubi di gas molecolare (principalmente idrogeno), come la grande nebulosa di Orione

Contengono una massa pari a migliaia di volte quella del Sole e hanno un diametro di parecchi anni-luce

IC 1396 Proboscide

Contraendosi, queste grandi nubi si riscaldano, cominciando ad emettere luce visibile, e soprattutto infrarossa

Su scala ancora più piccola e condensata, si formano oggetti opachi, molto compatti.

Sono masse scure, chiamate globuli di Bok(che li scoprì nel 1940), in cui la materia si ècondensata fino a risultare opaca alla radiazione: sono luoghi in cui possono formarsi nuove stelle.

Contengono una massa pari a 10-50 volte quella del Sole e hanno un diametro di circa 1 anno-luce

Bok globes IC 2944

In una grande nube molecolare si possono formare numerosi globuli di Bok

La nebulosa IC 2948, fra la Croce del Sud e la Carena, a suddel Centauro

A questo punto siamo in grado di raccontare la storia della formazione di una stella. Ad esempio una stella come il Sole.

All’origine, quindi, abbiamo una nebulosa primordiale, fredda (pochi gradi Kelvin), fatta di gas e polveri

Una nube del genere contiene grandi quantità di materia: migliaia di volte la massa del Sole o anche più. Ma la materia èmolto diffusa, dispersa su volumi enormi (parecchi anni-luce)

La nube è molto rarefatta, ma talvolta non abbastanza da impedire che attorno ai punti più densi si accumuli materia per reciproca attrazione gravitazionale. Inizia così un lento processo di contrazione che va accelerando nel tempo: in tal caso parliamo di collasso gravitazionale.

In che condizioni si può verificare il collasso? Ce lo dice una formula, in cui la massa e la densità lo favoriscono, e la pressione vi si oppone

Perbacco, siamo di fronte ad un’equazione differenziale! Niente paura, adesso la spieghiamo …

2r

MG

dr

dP ρ−=

Consideriamo, all’interno della nube, un volumetto elementare (cubo blu) a distanza r dal centro. Su ogni faccia del cubo il gas esercita una pressione. C’è una spinta verso fuori se c’è un GRADIENTE di pressione lungo il raggio, cioè se la pressione sulla faccia inferiore è maggiore di quella sulla faccia superiore (P2-P1 < 0). Questo gradiente è rappresentato dalla parte sinistra dell’equazione.

2r

MG

dr

dP ρ−=

È l’equazione di Jeans, che descrive l’equilibrio tra la pressione e la forza di gravità.

Una spinta opposta viene dalla forza di gravità che tende a far cadere il cubo verso il centro. Questa forza è proporzionale alla massa M di materia racchiusa entro il raggio r, alla densità ρρρρ della nube, ed è inversamente proporzionale al quadrato del raggio. La costante di proporzionalità è G cioè la costante di gravitazione universale.

Se i due membri dell’equazione sono uguali, il cubo è in equilibrio. Quindi il collasso avviene solo se prevale il termine di attrazione gravitazionale.

Non sempre questo avviene. In certi casi, le nubi sono tanto rarefatte da non poter collassare spontaneamente. Ma nei paraggi può esplodere una stella gigante, una supernova. La materia circostante viene compressa dall’esplosione e in alcuni punti della nostra nube può raggiungere la “densità critica”.

IC 2944

Così, spontaneamente o innescati dalla supernova, si formano i globuli densi dove con la densità cresce anche la forza di attrazione gravitazionale: le zone più dense diventano gravitazionalmente legate

Lì la contrazione non può che accelerare, e la materia cade sempre piùvelocemente verso il baricentro del globulo. Lì si formeranno le stelle

Che cosa vuol dire?

Nelle zone più dense il gas si surriscalda e comincia ad emettere radiazione: la nube comincia ad “accendersi”Come avviene ciò? finché le singole particelle di materia sono in caduta caduta liberalibera e accelerano senza urtarsi tra loro e trasformare in calore le proprie energie cinetiche, vuol dire che non esiste nessun genere di non esiste nessun genere di equilibroequilibro alla gravità.

Ci accorgiamo invece che c’èequilibrio allorché l’oggetto centrale comincia a risplenderecomincia a risplendere, perché l’energia cinetica delle particelle che si scontrano si trasforma in calore e, in base a una legge fisica, un corpo caldo un corpo caldo emette radiazioneemette radiazione

La diversa densità nelle diverse zone provoca contrasto tra zone opache, ancora relativamente fredde, e zone luminose più calde

È nelle zone dense, e cioè nei globuli, che la temperatura può raggiungere valori così alti che succede qualcosa di nuovo. Si accende radiazione intensa da sorgenti puntiformi: le stelle!

Però, un momento …

Le cose non sono così semplici come potrebbero sembrare a prima vista. Il fatto è che la grande nube primaria non è mai perfettamente “ferma”rispetto all’universo. Possiede un sia pur debole moto di rotazione complessivo.

Quando un oggetto rotante si contrae, la rotazione accelera per conservare il momento angolare, concetto che esamineremo più in dettaglio in seguito. Quanto accelera? Dipende dall’entità della contrazione. Qui basta osservare che, diversamente dalla famosa pattinatrice che serra le braccia, passiamo da dimensioni di un anno-luce a quelle di un raggio stellare (meno di un milione di Km, cioè pochi secondi-luce)

Una contrazione di 10 milioni di volte provoca una tremenda accelerazione del moto rotatorio, tale da spaccare il globulo per forza centrifuga prima di formare la stella.

In genere è proprio quello che succede: molto spesso si formano stelle multiple.

Insomma, le stelle si formano, singole o a gruppi, e la Galassia si accende: le stelle sono la principale sorgente di luce

Perché le stelle cominciano a emettere luce? La contrazione causa la compressione del gas e l’aumento della temperatura, specialmente al centro del globulo, finché lì si raggiungono valori tali di temperatura da rendere il gas incandescente.Con l’apparire della luce, possiamo dire che è nata una stella? Andiamoci piano …

IRIS Nebula,Cepheus

Che cosa significa “nasce una stella”? Che cosa ne alimenta la combustione?

Una stella è una sfera di gas di volume abbastanza stabile, che emette radiazione finché èabbastanza calda.

Perché il volume è stabile?

La gravità tende a comprimere la stella. Se si comprime un gas, questo si riscalda. Se si riscalda, la sua pressione aumenta ed esso tende a espandersi.Ma se si espande, tende a raffreddarsi, e la pressione diminuisce: la gravità prevale e la stella torna a comprimersi: equilibrio! Chi può turbare l’equilibrio?Prima o poi, il combustibile deve esaurirsi, perché le stelle perdono continuamente energia, irradiandola nello spazio. Dovrebbero gradualmente raffreddarsi,diventare più rosse e più piccole, e infine spegnersi …

Non è cosìIl calore originario immagazzinato per contrazione della nube, basterebbe al massimo per pochi milioni di anni. Invece, stelle come il Sole sono in grado di brillare per MILIARDI DI ANNI con splendore inalterato. Deve esserci al loro interno una fonte di energia potente e duratura. L’elisir di lunga vita è …

Lo scopriamo se siamo capaci di capire che cosa succede nel cuore della stella

E questo riguarda la seconda parte: come funzionano le stelle

A che cosa è dovuta l’intensa radiazione che viene dalle stelle?Abbiamo capito che sono fatte di gas (per lo più idrogeno) compresso dalla propria stessa gravità.Sappiamo anche (dalla fisica moderna) che:• un gas compresso si riscalda• un corpo riscaldato emette radiazione, di frequenza crescente quanto più è caldo• un corpo a 6000 gradi emette nella frequenza della luce visibile

Allora tutto è risolto! Abbiamo la risposta alla domanda “che cos’è una stella?”“Una stella è una palla di gas incandescente perché scaldato dall’enorme compressione gravitazionale”. È proprio così?

Sospettate già che non è così. Ma perché? Che cosa è che non va in una semplice sfera calda perché sia stabile?

Sono i tempi che non tornano: una sfera del genere si raffredda milioni di volte più in fretta delle stelle reali che vediamo. Il nostro vecchio Sole, che è una stella come tante altre, ha quasi 5 miliardi di anni e non sembra essersi raffreddato per niente. Secondo l’ipotesi della “sfera calda” avrebbe dovuto raffreddarsi in poche migliaia di anni. La gravità avrebbe compensato il raffreddamento, allungandone molto i tempi, ma solo fino a qualche milione di anni, a spese di una progressiva riduzione delle dimensioni. Sarebbe comunque diventato sempre più debole fino a spegnersi. Come si spiega la sua longevità?

La temperatura di alcune migliaia di gradi è tipica della superficie di una stella. Nel cuore della stella si raggiungono temperature di parecchi milioni di gradi, e densità molto più elevate che in superficie.

Ricordiamoci che l’elemento di gran lunga più abbondante del gas stellare èl’idrogeno, il cui atomo è composto da un protone e da un elettrone. Al crescere della temperatura, gli elettroni non sono più trattenuti dai protoni, e le collisioni tra i protoni (relativamente frequenti per l’alta densità) si fanno sempre più violente. Finché …

… finché i protoni riescono a superare la barriera repulsiva delle loro cariche elettriche, e a unirsi per formare un nucleo più complesso: è la fusione nucleare.Quattro protoni (nuclei di idrogeno) formano un nucleo di elio (He).

Il prodotto (He) pesa meno di 4 protoni: manca un po’ di massa, che va in energia di radiazione: E = mc2 pochissima massa => moltissima energia!

Per i… palati più esigenti: uno schema più dettagliato della reazione protone-protone.1. Due nuclei di idrogeno (protoni) formano un nucleo di Deuterio, liberando un positrone e un neutrino2. Un nucleo di deuterio collide con un protone e forma un isotopo di elio con un solo neutrone (Elio 3), con emissione di radiazione gamma3. Due nuclei di He-3 collidono e formano un nucleo di He-4

Esiste anche il ciclo del carbonio-azoto, in cui lo stesso risultato di trasformazione di idrogeno a elio si ottiene con la presenza di questi altri due elementi più pesanti che hanno una funzione di catalizzatori della reazione. Questo ciclo ovviamente ha luogo solo nelle stelle in cui carbonio e azoto sono già presenti

Adesso possiamo rispondere alla domanda iniziale: che cos’è una stella?

Una stella è una sfera di gas il cui volume è mantenuto in equilibrio tra l’attrazione gravitazionale che tende a far precipitare la stella verso il centro, e la pressione verso l’esterno causata da un’esplosione permanente: la reazione di fusione nucleare nel cuore della stellaLa fusione nucleare ha un’altissima efficienza e garantisce la vita di una stella per miliardi di anni. Alla fine anche questa reazione, che consuma idrogeno e produce elio, si esaurisce, quando nel nucleo c’è troppo elio e poco idrogeno. Fine dell’equilibrio, succedono eventi nuovi, anche violenti.

E qui la storia si complica …

L’equilibrio: la reazione avviene nel nucleo, che esercita una pressione verso fuori. Il resto della stella preme verso il centro per gravità

Come si è raggiunta la temperatura di 15 milioni di gradi all’interno?

Da quando inizia tale reazione fino all’esaurimento dell’idrogeno nel nucleo la stella rimane in condizioni abbastanza stabili. Le stelle piùmassicce “bruciano” più in fretta, le più piccole più lentamente.

Come abbiamo visto, una zona densa di gas si contrae per gravità. Comprimendosi, fa crescere la temperatura, tanto più alta quanto maggiore è la massa della stella, finché a 10 ML di gradi inizia la fusione

Non tutte le stelle ce la fanno.

Non tutte le stelle ce la fanno. Stelle più piccole di 8 centesimi della massa del Sole non riescono a comprimersi fino a raggiungere 10 ML di gradi. Pian piano si raffreddano, senza mai accendere la fusione: sono le NANE BRUNE

Le stelle di massa superiore a 8 centesimi di masse solari fondono idrogeno tanto più in fretta quanto maggiore è la massa. Questo perchégrande massa significa alta densità nel nucleo, collisioni più frequenti dei protoni e quindi fusione più rapida. Una nana rossa può vivere decine di miliardi di anni, una gigante blu solo milioni di anni. Il Sole ha un tempo di vita di circa 10 miliardi di anni.

Le stelle quindi possono essere molto diverse, per vari parametri, a partire dalla loro massa che è la proprietà principale.

Per una corretta comprensione dell’evoluzione stellare, vale la pena di tentare una CLASSIFICAZIONE delle stelle. Per questo è utile usare uno strumento molto caro agli astrofisici teorici: il diagramma di Herzsprung & Russel

È la massa che determina la luminosità, la temperatura, la durata della vita di una stella, il modo in cui essa conclude la sua evoluzione

E qui devo cercare di farvi digerire una serie di concetti di evoluzione stellare senza di che non riusciremmo a

capire la vita delle stelle

Agli inizi del 1900, questi due signori pensarono di disporre su un diagramma la luminosità e il colore delle stelle: ogni punto sul diagramma avrebbe rappresentato una stella di un dato colore e una data luminosità. Come si sarebbero distribuiti i punti di una popolazione di stelle?

Herzsprung & Russel

LLLLUUUUMMMMIIIINNNNOOOOSSSSIIIITTTTAAAA’’’’

COLORE (DA BLU A ROSSO)Temperatura, da caldo a freddo

Forse in modo casuale, come una sparata di pallini?

brillanti

deboli

calde

deboli

brillantifredde

brillanticalde

debolicalde

debolifredde

brillantifredde

No, si scoprì che le stelle si raggruppano in determinate zone

Ogni zona indica un certo tipo di stelle. La striscia maggiore è la SEQUENZA PRINCIPALE. Contiene le stelle nel loro periodo di vita “normale”, durante il quale avviene la fusione dell’idrogeno. È anche il periodo di vita di gran lunga maggiore

Ci sono stelle più o meno luminose, e ci sono stelle più rosse o più blu. Che vuol dire? Il colore complessivo è una caratteristica del loro spettro

T = 4000° (piccola massa) Sole T = 5700°

T = 7500° (grande massa)

Lo spettro della luce emessa dalla stella dipende dalla TEMPERATURA della superficie stellare.Stelle più massicce hanno una maggiore temperatura di superficie.

In realtà, la diversità si può quasi ricondurre ad un unico parametro: la MASSA:

Dalla massa dipendono la luminosità, la temperatura (e quindi il colore) e anche la struttura interna

Diagramma massa-luminosità in scala lineare

in scala logaritmica: la legge di potenza segue una retta

Il diagramma HR (luce-colore)mostra diversi

gruppi

subnane

nane bianche

Giganti rosse

sequenza principale(il Sole sta qui)

Questa che vediamo è una popolazione tipica del disco galattico con stelle di tutte le età. Poniamoci qualche domanda.

subnane

nane bianche

Giganti rosse

sequenza principale (il Sole sta qui)

è un diagramma HR reale ottenuto con le osservazioni Hipparcos: luminosità assolute di decine di migliaia di stelle entro 500 parsec dal Sole

C’è il ramo delle giganti rosse che “svolta” dalla sequenza principale quasi all’altezza del Sole: forse anche il Sole sta per diventare una G.R.?

Ci sono moltissime stelle più“blu” del Sole, quindi piùmassicce anche delle giganti rosse, ancora in sequenza principale: dovrebbero evolvere più in fretta! Perché stanno ancora lì?

Ci dovrebbero essere moltissime nane bianche: perché se ne vedono poche?

Una stella ha una sua evoluzione, e la sua posizione sul diagramma varia nel tempo. Nella sequenza principale sta quasi ferma, mentre si sposta rapida in pre-sequenza e nelle fasi conclusive.

Qui sono riportate le posizioni di alcune stelle note

Ogni stella quindi percorre una linea immaginaria sul diagramma HR: la traccia evolutiva.

La sua massa determina più di ogni altra cosa la sua posizione sulla sequenza principale, là dove essa stazionerà per milioni/miliardi di anni.

Prima di arrivarci, nelle primissime fasi, ancora avvolta in un involucro non ben compresso, è più luminosa (più estesa), ma più fredda: si trova quindi un po’ piùin alto e più a destra della sua futura posizione. Scenderà gradualmente (in milioni di anni) verso la SP.Quando esaurisce l’idrogeno nel nucleo, la stella si espande e diventa una gigante rossa. Di nuovo, verso maggiori luminosità e minori temperature di superficie: in alto a destra.

Alla fine il suo nucleo “sbucciato”, piccolo (poco luminoso), ma caldo, saràuna sorgente di luce rappresentata da un puntino in basso a sinistra: una nana bianca: “precipiterà” verso la zona bassa del diagramma

Attenzione. In questo diagramma sono presenti stelle di tutte le età. Giovani e vecchie. Parecchie hanno già concluso la SP e muovono verso le giganti rosse, ma la presenza in alto a sinistra di altre stelle (piùmassicce!), che hanno vita più breve, sta ad indicare che queste ultime sono nate in epoca più recente.

Questo non è sorprendente, perchéquelle 2000 stelle sono in una zona del disco galattico, in cui è ancora in atto la formazione stellare

Una zona dove nascono stelle ed esistono stelle neonate, in nubi come NGC 3603

Sappiamo che negli ammassi globulari le cose non sono andate così. Lì, ai primordi della vita della Galassia, la grande quantità di materia grezza che si è concentrata simultaneamente ha provocato una formazione stellare molto più efficiente, e le stelle si sono formate TUTTE INSIEME!Senza lasciare materia prima per formare nuove stelle.

In altre parole, queste stelle hanno tutte la stessa età. Che aspetto avrà il loro diagramma HR?

Ogni epoca è caratterizzata dal fatto che stelle di una determinata massa, e solo loro, hanno concluso la loro evoluzione e stanno “svoltando” verso le giganti rosse. Alla loro sinistra NON sono rimaste stelle in SP, perché le stelle di massa maggiore sono morte prima.

Ammasso globulare M5 Popolazione di disco (Hipparcos)

Gli algoritmi di evoluzione stellare permettono di conoscere l’etàdelle stelle che stanno svoltando ADESSO: e questa è l’età di M5!

A questo punto possiamo fare una considerazione ardita: Sappiamo che gli ammassi globulari si sono formati insieme alla Galassia, a circa un miliardo di anni dopo il BIG BANG. Quindi sapere l’età degli AG significa sapere l’età dell’universo!

Una nana rossa con massa 1/5 rispetto al Sole esaurirà l’idrogeno in tempi lunghissimi – decine di miliardi di anni - bruciando molto lentamente. Quando tutto l’idrogeno al centro sarà trasformato in elio, si contrarrà e si trasformerà in una nana bianca

Se la massa è da 0.2 a 0.5 masse solari, alla fine dell’evoluzione, quando al centro c’èormai solo elio, la stella riesce a far bruciare un guscio di H intorno al nucleo. Questa reazione più periferica preme il gas sovrastante verso l’esterno e la stella si gonfia fino a migliaia di volte. L’espansione provoca un aumento della superficie radiante e quindi della luminosità. Provoca anche un raffreddamento della superficie e quindi un arrossamento della luce: la stella si trasforma in una gigante rossa.

La parte interna al guscio non partecipa all’espansione …

Che succederà al Sole e a stelle di massa simile quando finirà l’idrogeno al centro? Mentre brucia il guscio di idrogeno, per la maggiore massa della stella il nucleo di elio si comprime e si scalda fino a 100 milioni di gradi! Si accende l’elio con un flash di fusione nucleare che produce carbonio e ossigeno. Il Sole diventa una Gigante Rossa con espansione più marcata di quella di stelle minori, e ingloberà anche i pianeti vicini, forse anche la Terra

L’epilogo di queste giganti rosse: l’involucro si spande sempre più, formando la “nebulosa planetaria”, fino a perdersi nello spazio, spargendovi i nuovi elementi chimici creati dalla stella. Al centro resta il residuo ancora caldo: la Nana Bianca

Che succede alle stelle ancora piùmassicce ?

In una stella di massa maggiore la gravità è più forte. La fusione dell’idrogeno èpiù rapida, perché densità e temperatura sono maggiori e quindi la vita è più breve. Sirio pesa poco più del doppio del Sole, ma è oltre 22 volte più luminosa.

massa

Questo vuol dire che l’idrogeno al centro di Sirio brucia molto più in fretta, e che relativamente presto il nucleo di Sirio sarà trasformato in elio.Grazie alla gravità di Sirio, anche l’elio, scaldandosi, raggiungerà le condizioni per la fusione, e l’elio si trasformeràin carbonio, mentre l’idrogeno continuerà la sua fusione in un guscio più esterno. Può fondere anche il carbonio? Sì.Ci sono stelle ancora piùmassicce, come Rigel, Deneb, dove succederà anche di peggio (o di meglio, secondo i punti di vista)

La cucina degli elementi: dalla fusione dell’idrogeno (1) nel nucleo della stella, il processo passa attraverso vari stadi di fusione nei “gusci” più esterni (2,3), fino alla creazione di elementi pesanti, incluso il ferro (4)

In una stella di grande massa, la fase finale (gigante rossa) ècaratterizzata da molteplici processi di fusione di elementi sempre piùpesanti e sempre più difficili da fondere, fino al ferro

H

He

CSi

Fe

Per il Fe, la fusione è tanto difficile che l’energia prodotta è meno di quella spesa: se fonde il Fe, viene a mancare pressione al centro…

…e la stella collassa su se stessa per gravità, dando luogo a una violenta esplosione: è la supernova

Solo l’esplosione di SN può dare energia per formare elementi più pesanti del FERRO … L’atto dell’esplosione crea tutti gli altri elementi, fino a quelli transuranici ed è l’esplosione a proiettarli nello spazio

La parte centrale della stella non partecipa all’espansione violenta: la materia, non più sorretta dalla pressione della fusione, precipita sempre più verso il centro andando a formare un oggetto di densità mostruosa (stella di neutroni) o, peggio, un buco nero

Ma la sorte del materiale espulso è più interessante. Questo materiale arricchito di tutti gli elementi, proiettato con violenza fuori dalla stella, comprime il gas circostante e può innescare processi di nuova formazione stellare

Snr Henize 206, LMC

Queste stelle di seconda generazione non saranno fatte solo di idrogeno e di elio, ma avranno a disposizione, senza doverli fabbricare ex-novo, tutti gli elementi. Avranno così pianeti rocciosi, con ossigeno, azoto, carbonio, ferro … Ciò che serve alla comparsa della VITA

Il Sole è una di queste stelle, figlie di esplosioni di supernova, le quali hanno creato i nostri atomi. Grazie a quelle supernove noi esistiamo, e stiamo qui a parlarne.