Stelle degeneri

Le stelle

Sono definite "stelle degeneri" tutte quelle stelle che sono costituite da materia in stati non "normali", dove la pressione è generata dal principio di esclusione di Pauli (in un atomo non vi possono essere due elettroni con gli stessi numeri quantici).


Una nana bianca è una stella che ha completato la fusione dell'idrogeno in elio nel proprio nucleo e rappresenta lo stadio finale dell'evoluzione d'una stella con massa minore di circa 8 masse solari.
Sappiamo che le stelle come il Sole diventeranno nane bianche le quali prima o poi si spegneranno del tutto. Ciò avverrà nel corso di alcuni miliardi di anni.
Per la nana bianca, la pressione di degenerazione è legata alla repulsione degli elettroni ; non ci sono reazioni nucleari in una nana bianca.
Il calore accumulato durante la fase stellare viene disperso molto lentamente, essendo che la superficie radiante relativamente piccola, dando vita ad una “nebulosa planetaria” che lentamente si disperde nell’ universo circostante.
Queste stelle sono poco luminose ma rimangono luminose molto a lungo, anche senza produzione energetica nucleare. Altro calore si genera con la contrazione in quanto gli elettroni, nella materia degenere, sono separati dai nuclei e si trovano molto vicini tra loro fino al punto che densità raggiunta non permette loro di avvicinarsi ulteriormente per repulsione elettrostatica. Sono quindi corpi celesti molto compatti con un'altissima densità (dell'ordine delle tonnellate per centimetro cubo) che ruotano velocemente attorno al proprio asse.
Gli esempi più noti sono le stelle binarie compagne di Sirio e Procione; questi oggetti hanno circa la massa del nostro Sole ma le dimensioni pressappoco della nostro pianeta Terra.
Si ritiene che le nane bianche rappresentino l'ultima fase del ciclo di vita delle stelle di massa piccola e medio-piccola (queste rappresentano oltre il 97% delle stelle della nostra Galassia).
Le nane bianche, , al momento della loro formazione, possiedono una temperatura elevata che diminuisce pian piano nel tempo. Il graduale raffreddamento le porta ad assumere un colore via via sempre più tendente al rosso.
Si ipotizza che una nana bianca , nel suo ultimo stadio, diventi una "nana nera" che è una sfera di plasma condensato inerte. Poiché il processo di trasformazione è molto lento, a causa della poca massa, impiegano decine di miliardi di anni a diventare nane nere e siccome l'universo ha circa 14 miliardi di anni in teoria non ci sono ancora nane nere (si tratta quindi di un modello teorico).

Le nane brune invece sono stelle "mancate" essendo composta da massa inferiore a quella delle stelle. Sono oggetti più grandi di un pianeta e più piccoli di una stella. Hanno la stessa composizione delle stelle (idrogeno ed elio) ma una massa non sufficiente a innescare la fusione nucleare dell'idrogeno per accendere il corpo trasformandolo in una stella e quindi la nana bruna è un corpo scuro.

Un’ altra stella degenere è la stella di neutroni., Si tratta di una stella compatta il cui peso è sostenuto dalla pressione di neutroni liberi. Quindi la pressione di degenerazione, è generata dagli stessi neutroni. Le stelle di neutroni hanno una massa simile a quella del Sole sebbene ma il loro raggio è solo di qualche decina di chilometri. La loro massa è quindi compressa in un volume molto piccolo e la densità media è altissima. I valori di densità sono i più alti conosciuti ed impossibili da riprodurre in laboratorio.
A causa dell’altissima densità e delle piccole dimensioni, una stella di neutroni possiede un campo gravitazionale superficiale cento miliardi di volte più intenso di quello della Terra.
Le stelle di neutroni sono uno dei possibili stadi finali dell’evoluzione di una stella. Si formano nelle esplosioni di supernova, come il residuo collassato di una stella di grande massa o come il residuo di una nana bianca.
La loro rotazione è spesso molto rapida: la maggior parte delle stelle di neutroni ruota con periodi da 1 a 30 secondi, ma esistono alcune che arrivano a pochi millesimi di secondo. La materia alla loro superficie è composta da nuclei ordinari ionizzati. Cominciando a scendere, si incontrano nuclei con quantità sempre più elevate di neutroni. Questi nuclei decadrebbero rapidamente in condizioni normali, ma sono tenuti stabili dall’enorme pressione.
La natura esatta della materia super densa che vi si trova al centro non è ancora ben compresa. Quando la pressione di degenerazione dei neutroni non basta più, la stella collassa in un buco nero. Cosa accada, a questo punto, alla materia è tutto da scoprire. Nella relatività generale, si definisce buco nero una regione dello spaziotempo con un campo gravitazionale così forte e intenso che nulla al suo interno può sfuggire all'esterno, nemmeno la luce.

Novae
Prima dell'era dell'astronomia moderna, una stella che appariva improvvisamente in cielo era detta "nova", cioè "stella nuova", e solo in un secondo tempo si riconobbe che il fenomeno non è dovuto alla nascita di un nuovo astro, bensì a un repentino aumento della luminosità di una stella già esistente.
L’esplosione di una nova classica deriva dall’esplosione nucleare degli strati superficiali di una nana bianca. Non coinvolge il nucleo della stella come nel caso delle supernovae.
Quando una nana bianca ha una vicina compagna, la nana strappa da quest’ultima materia ricca ’Idrogeno; la materia forma un disco d’accrescimento attorno alla nana prima di cadere sulla stella. Raggiunta una massa critica (~ 1/100.000 della massa solare) si innesca un’esplosione nucleare che espelle a velocità altissime gli starti superficiali della stella . La luminosità aumenta di varie migliaia di volte in alcuni giorni o ore, successivamente la stella entra in una fase di transizione, nella quale può aumentare e diminuire di splendore, per poi indebolirsi gradualmente, tornando circa alla propria luminosità originaria.

Supernovae di tipo I
In queesto tipo d’esplosione una nana bianca “distrugge ” se stessa. Una nana bianca più massiccia del Sole aquisisce, abbastanza in fretta, materia da una vicina compagna.
La nana aumenta così la sua massa e, le eventuali esplosione di tipo nova, portano via poca materia.
Raggiunta la massa critica di 1.4 masse solari, il carbonio, di cui il nucleo è fatto, incomincia a bruciare in maniera esplosiva. In circa un secondo il fronte d’onda si muove dal centro verso la superficie e la stella esplode senza lasciare residui.
Le supernovae di tipo I sono costituite solo da elementi pesanti (non c’è quasi traccia di Idrogeno). Un'esplosione di supernova è molto più spettacolare e distruttiva di una nova. Tali eventi si verificano più spesso nelle galassie esterne, mentre nella Via Lattea non avvengono più di una volta ogni qualche anno e, malgrado la loro luminosità aumenti di vari miliardi di volte, raramente sono visibili a occhio nudo.
L'esplosione di una supernova può essere quasi completamente distruttiva, lasciando come resto solo un guscio di gas in espansione, nel cui centro si trova una pulsar, cioè una stella di neutroni in rapida rotazione)


Supernovae di tipo II
Le stelle molto più massive a volte esplodono quando giungono verso la fine della loro evoluzione, a causa di un violento collasso gravitazionale che si verifica quando la pressione creata nelle reazioni nucleari non è più sufficiente a equilibrare il peso degli strati esterni della stella.

Pulsar a raggi X
Sono stelle di neutroni(vedi sopra) che emettono onde elettromagnetiche nella gamma dei raggi X.
Se a strappare materia da una vicina compagna è una stella di neutroni dotata di un forte campo magnetico, allora il disco di accrescimento viene deformato dal campo stesso.
Il campo magnetico della stella spinge la materia verso il polo nord e sud della stella stessa. Queste regioni si scaldano ed emettono raggi X. Se il campo magnetico della stella è inclinato rispetto al suo asse di rotazione, ogni fascio di raggi X copre una striscia di cielo mentre la stella ruota.
Se noi ci troviamo lungo la direzione del fascio, rileviamo un impulso X. La periodicità di questi impulsi sarà pari al per iodo di rotazione della stella.