La generazione di energia nelle stelle

Continuiamo la nostra serie di “pilloline” di evoluzione stellare (sperando di fare cosa gradita), iniziata con il post “Come si descrive, una stella“, occupandoci questa volta della generazione di energia negli interni stellari.

L’argomento è strettamente correlato al post precedente, che menzionava infatti la generazione di energia come una delle quantità che bisogna conoscere se vogliamo passare dalla descrizione “qualitativa” di una stella alle previsioni “quantitative” riguardo gli osservabili e la struttura interna, durante la sua evoluzione.

Anche questa volta vedremo che la complessità riguarda solo i calcoli dettagliati (che volentieri lasciamo.. a chi li deve fare!), quando invece la formulazione teorica di base è abbastanza semplice. Diciamo subito che i meccanismi che contribuiscono al bilancio energetico di una stella sono soltanto tre:

  1. Trasformazioni termodinamiche della materia
  2. Produzione di energia per reazioni di fusione nucleare
  3. Perdita di energia per produzione di neutrini

La somme di questi tre fattori – momento per momento – determina il “bilancio energetico” di ogni stella.

Una regione di formazione stellare in N11, una delle più attive "fabbriche di stelle" che si conoscano. Crediti: NASA, ESA and Jesús Maíz Apellániz (Instituto de Astrofísica de Andalucía, Spain)

Il primo termine prende in considerazione tutte le trasformazioni termodinamiche che avvengono nella materia stellare: è il lavoro delle forze di pressione e la variazione di energia interna della materia della stella (cioè l’energia, per così dire, posseduta dal sistema “di per se”, per i moti molecolari, l’energia dovuta agli elettroni, ed una componente energetica “di base” che è detta energia di punto zero). In questo caso si arriva con la prima legge della termodinamica ad una espressione quantitativa, utile per i calcoli stellari.

Il secondo termine è quello che propriamente mette nel conto che la stella “ha un motore”… la fusione nucleare che lavora incessantemente, e fornisce energia (quella che serve alla stella per non… schiantarsi sotto la propria gravità!). Al proposito, notiamo che la fisica ci dice che le reazioni di fusione nucleare producono energia (creando atomi via via più grandi) solo fino a che non si arriva a mettere insieme atomi del ferro. A questo punto, l’energia necessaria per fondere gli atomi supera quella ricavata dalla fusione stessa: questo è di importanza decisiva nel destino delle stelle, perché è il primo motivo che avvia l’implosione a cui segue la deflaglazione a supernova (magari ne riparleremo più in dettaglio): in breve, accade che di botto la stella si trovi senza “energia” per contrastare la pressione gravitazionale… il suo motore, che ha funzionato per milioni… o miliardi di anni, d’improvviso la tradisce! Le ruba energia, invece di fornigliela.

Il terzo termine tiene conto del’energia portata lontano dalla produzione di neutrini. Queste piccolissime particelle giocano un ruolo chiave nell’energetica della stella, perché sono prodotte in grandissime quantità dalle reazioni di fusione nucleare. A differenza delle altre particelle, però, i neutrini sono “infidi”: hanno una probabilità di essere fermati (sezione d’urto) così bassa che scappano quasi tutti dalla stella, portando via con loro via un bel pò della sua energia. Per avere un’idea dei termini del problema, basti pensare che – a motivo della vicinanza del Sole – sulla Terra passano, in un solo centimetro quadro, ben cento miliardi di neutrini ogni secondo. Buon per noi che questi ci attraversano praticamente tutti senza nessun effetto, tanto è minuscola la probabilità che possano “scontrarsi” con uno solo dei nostri atomi!! Provate a pensare a cosa succederebbe se invece dei neutrini ci fossero altre particelle, a pioverci addosso così numerose… 😉

Senza entrare nel dettaglio, diciamo solo che vi sono momenti nella vita della stella, in cui i neutrini, secondo i calcoli, portano via un bel pò di energia, taglieggiando la stella in maniera significativa. E’ ad esempio il caso della fase di pre-supernova: quando la stella si contrae prima dell’esplosione finale, l’energia persa per neutrini diventa un fattore decisivo (tanto che per molti anni diversi modelli teorici, predicendo una grossa perdita di energia per queste elusive particelle, non “riuscivano” a far  tornare i conti per giustificare lo scoppio stesso della stella!!)

Dunque, il catalogo è questo.. tre termini appena, per  rendere conto di tutta l’energetica della stella. Ancora una volta, non troppo complicato, se si prescinde dai calcoli dettagliati, non vi pare?

Per stavolta è tutto (rimandiamo gli interessati all’approfondimento sul sito di Astrofisica Stellare). Per dettagli sull’illustrazione di N11, vi rimandiamo a questo post su SpaceTelescope.

Alla prossima “pillolina” di evoluzione stellare, se vorrete!! 🙂