Diagramma H-R
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Se le stelle splendono, e mostrano di avere temperature superficiali diverse e così elevate, anche migliaia e migliaia di volte superiori rispetto a quella del nostro Sole, ciò avviene ovviamente perché irradiano energia, e quest'energia devono pur prenderla da qualche parte. E, se non sono dotate di serbatoi di capacità infinita, la loro fonte di energia prima o poi deve esaurirsi, e qualcosa deve pur restare come prodotto di scarto della combustione. Possiamo esser certi che le stelle cambiano, evolvono nel tempo. Ma come si manifesta questa evoluzione? Solo nei primi anni del ventesimo secolo la teoria della relatività squarciò le cortine che celavano alla conoscenza umana il mistero delle fonti dell'energia delle stelle, e l'uomo scoprì l'equivalenza tra materia ed energia e il conseguente fenomeno della fusione termonucleare. Così, oggi siamo convinti di comprendere abbastanza bene quale sia la fonte dell'energia che fa splendere le stelle, e l'immensa quantità di osservazioni che vengono effettuate su centinaia di migliaia, addirittura milioni di stelle, ci permette di fare ipotesi convincenti sulla loro evoluzione: vale a dire su come nascono, come vivono e come muoiono le stelle stesse. Anche se, in fondo in fondo, tutto sommato ne sappiamo meno di quanto in genere non crediamo. Sulla primissima fase del fenomeno che può innescare la nascita di una o più stelle ci sono, comunque, pochi dubbi: si tratta certamente di ciò che chiamiamo collasso gravitazionale.

Il diagramma H-R - Ma è opportuno fermarsi un attimo, prima di entrare nel vivo del discorso sull’evoluzione delle stelle, per parlare di un prezioso strumento assolutamente indispensabile alla comprensione dei dati osservativi da cui possono essere tratti i modelli teorici: il Diagramma di Hertzsprung e Russell. Si tratta della rappresentazione grafica dalla relazione statistica tra luminosità e colore di una stella (il colore - e così il tipo spettrale -è indicativo della temperatura superficiale).

Per il primo diagramma, costruito a suo tempo, indipendentemente l'uno dall'altro, da Hertzsprung e Russell, furono prese in considerazione tutte le stelle di magnitudine visuale assoluta e tipo spettrale noti. Il primo diagramma aveva un andamento discontinuo perché il tipo spettrale è, appunto, una variabile discontinua; oggi si usa al suo posto l'indice di colore B-V[1] che è una funzione continua del tipo spettrale (vedi alla pagina seguente, per esempio, il primo diagramma H-R e quello relativo alle stelle misurate dalla missione Hipparcos, che mette in ascissa l’indice di colore)

La prima cosa che risultò evidente fu che i punti del diagramma non si disponevano  a caso sul piano, ma andavano a raggrupparsi prevalentemente in certe regioni piuttosto che in altre. La maggior parte dei punti del diagramma si disponeva più o meno diagonalmente lungo una fascia che fu chiamata Sequenza principale (main sequence, in Inglese) mentre un altro gruppo abbastanza cospicuo andò a collocarsi in una zona a destra in alto, corrispondente ad elevata luminosità e colore dal giallo al rosso. Le stelle di questo secondo gruppo hanno lo stesso tipo spettrale, e quindi le stesse temperature superficiali (basse)[2], delle stelle più deboli della sequenza principale, ma sono molto più luminose[3]. Ciò significa che, a parità di tipo spettrale, le stelle più luminose devono essere più grandi di quelle più deboli. Dunque, le stelle più deboli della sequenza principale dovevano essere molto più piccole, e furono chiamate nane rosse, mentre quelle del gruppo staccato, in alto, dovevano essere veramente enormi, e furono dette giganti rosse. Inoltre, in quantità minore, c’erano stelle più luminose delle giganti, che furono dette supergiganti, e rarissime stelle deboli come le nane rosse, ma generalmente bianche, che furono dette nane bianche (in basso a sinistra). E’ importante osservare che, mentre la regione delle nane si estende dai tipi spettrali O e B (azzurro e bianco) fino ai tipi M (rosso) senza soluzione di continuità, la regione delle giganti presenta una discontinuità, alla quale é stato dato il nome di Lacuna di Hertzsprung, in cui le stelle sono molto rare, tra i tipi A5 e G0.

Qui sopra: a sinistra, il primo diagramma H-R, a destra quello costruito sulle stelle censite da Hipparcos. Torniamo, adesso, al collasso gravitazionale che, abbiamo detto, è il primo atto dell’evoluzione stellare.

Il collasso gravitazionale e le protostelle. - Nel 1947, Bok e Reilly presero a studiare alcune nebulose oscure e fredde dal caratteristico aspetto globulare, le cui masse variavano dalle 20 alle 750 volte quella del Sole (masse solari, o M. S.); lo studio dei più massicci di tali oggetti, che vengono oggi chiamati “Globuli di Bok”, permise di osservare che si trovano tutti in fase di collasso gravitazionale[4]. La fase del collasso gravitazionale, dallo stato di globulo di Bok a quello di stella, può durare, a seconda delle masse in gioco, dalle centinaia di migliaia ai milioni di anni; se ne potrebbe dedurre l'impossibilità di osservarne il decorso da parte di esseri limitati nel tempo quali noi siamo; ma quello sterminato laboratorio di ricerca osservativa che è la Galassia ci offre una quantità di fenomeni da vagliare talmente elevata che tra essi, opportunamente studiati e interpretati, possiamo estrapolare tutte le fasi relative alla nascita delle protostelle, cioè di quegli oggetti che potremmo paragonare ad embrioni di stelle, già capaci di intensa irradiazione, ma la cui fonte di energia è ancora di origine esclusivamente gravitazionale, nei quali cioè non si sono ancora innescate le reazioni termonucleari.

Dalla protostella alla stella propriamente detta. - La fase di protostella è abbastanza movimentata[5], alternando periodi di quiete ad altri di attività estremamente violenta; la normale vita di una stella, invece, è caratterizzata da una relativa stabilità. Gli astrofisici cominciano infatti a chiamare stella un oggetto celeste al momento in cui iniziano in esso le reazioni termonucleari, che creano uno stato di equilibrio tra il collasso gravitazionale, e la dilatazione dovuta all'enorme calore. Come si arriva a ciò?

Nella protostella, tra temperatura e pressione, entrambe crescenti, si stabilisce un equilibrio in virtù del quale una parte della radiazione si perde nello spazio, allontanando e disperdendo il bozzolo di gas e polveri ancora fredde che circondavano la protostella; questa perdita di energia permette però un'ulteriore contrazione gravitazionale che, a sua volta, produce altra energia, e quindi altro calore, che contribuisce a riscaldare ulteriormente l'interno. Malgrado la perdita di radiazione verso l'esterno, quindi, la temperatura della protostella continua a salire finché, se la massa è grande a sufficienza, raggiunge i valori necessari all'innesco della fusione termonucleare. Senza soffermarci a descrivere i principali tipi di reazioni nucleari che possono avvenire in queste prime fasi, diciamo che, in ogni caso, si ha la trasformazione di idrogeno in elio, con una perdita di massa dello 0,7% circa, che si trasforma in energia secondo la nota formula di Einstein. La produzione di energia è tale allora da arrestare praticamente del tutto la contrazione gravitazionale, e nasce la stella vera e propria, che è caratterizzata, rispetto alla fase precedente da una relativa stabilità, la quale dura finché l'idrogeno interno, o per lo meno una certa percentuale di esso (che varia a seconda della massa), non si è trasformato in elio, e cioè per milioni di anni per le stelle più massicce, o per miliardi, come per le stelle di massa paragonabile a quella del Sole o minore. La vita di una stella è, dunque, tanto più breve quanto più grande è la sua massa: infatti, tanto più massiccia è la stella, tanta più energia essa deve produrre per contrastare l'immensa pressione gravitazionale. Inoltre, in relazione alle masse in gioco, e quindi alle temperature raggiunte all'interno della stella, le reazioni termonucleari possono avvenire in due modi distinti: attraverso il ciclo protone-protone per le stelle di massa paragonabile a quella del sole, o attraverso il ciclo carbonio-azoto nel caso di stelle più massicce. Il modo di produrre energia è diverso nei due casi, e diversa è l'evoluzione stellare che ne consegue. Per comprendere queste diverse strade evolutive, è indispensabile l’aiuto del diagramma H-R.

Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare. - Oggi é provato che la posizione di una stella nel diagramma H-R dipende da tre parametri: massa, costituzione chimica ed età. Ciò risulta di facile comprensione se si osservano i diagrammi costruiti per gli ammassi stellari. Questi sono famiglie di stelle, i cui membri si sono presumibilmente formati più o meno nella stessa epoca e da uno stesso materiale. Costanti dunque sono, dei tre parametri menzionati, composizione chimica iniziale ed età. Allora, la posizione nel diagramma H-R dipende solo dal parametro massa. Inoltre, il diagramma é valido anche se non si conoscono le distanze, e quindi le magnitudini assolute delle stelle: appartenendo allo stesso ammasso, infatti, possiamo considerarle ragionevolmente come poste tutte alla stessa distanza, per cui la forma del diagramma in funzione della magnitudine apparente e dei tipi spettrali sarà in ogni caso valida.

Prendiamo le stelle di un ammasso giovane come quello di Orione (a sinistra), in cui le stelle stanno ancora formandosi. Dato che esse, provenendo tutte dallo stesso materiale, hanno più o meno la stessa composizione chimica iniziale oltre che un’età, astronomicamente parlando, più o meno uguale, é evidente che, se venissero generate tutte con la stessa massa, raggiungendo l'equilibrio dopo la fase di protostella dovrebbero avere tutte temperatura e luminosità uguale, e quindi dovrebbero cadere tutte, nel diagramma H-R, nello stesso punto. Poiché ciò non accade, dato che il diagramma H-R costruito in base ad osservazioni su quell'ammasso dice che le sue stelle sono distribuite lungo tutta la sequenza principale, e dato che la composizione chimica é la stessa così come, grosso modo, l’età, é evidente che temperatura e luminosità, cioè la posizione sul diagramma, sono determinate soprattutto dalla massa.

Inoltre: sono sempre più evidenti, andando verso destra, numerosi punti sparpagliati a ventaglio, per la maggior parte non appartenenti alla sequenza principale. Quei punti rappresentano stelle che non hanno ancora raggiunto l'equilibrio, cioè protostelle.

Riguardo a questo tipo di diagramma c'é ancora un particolare che merita di essere sottolineato. Nella teoria basata sulla correlazione tra età, massa e costituzione chimica iniziale, le stelle considerate, avendo la stessa origine, dovrebbero disporsi secondo una linea e non, come avviene, secondo una fascia. In effetti, nella fascia della sequenza principale ci sono anche stelle che stanno arrivando, ma che non hanno ancora innescato le reazioni termonucleari, e stelle adulte, che mostrano piccole variazioni in tempi relativamente lunghi. Le condizioni postulate dalla teoria si hanno comunque sicuramente nel momento in cui iniziano le reazioni nucleari. Le stelle che si trovano in questa situazione si distribuiscono appunto secondo una linea, chiamata linea d’età zero, che corre lungo il lato basso della sequenza principale (a sinistra).

Dunque, lo studio dei diagrammi H-R degli ammassi é più facile perché le stelle di ogni ammasso costituiscono un gruppo omogeneo e si può supporre che abbiano la stessa composizione chimica iniziale. Ora, se le stelle di ogni ammasso fossero distribuite in tutti allo stesso modo anche per quanto riguarda le masse, sarebbe logico aspettarci diagrammi H-R tutti con lo stesso aspetto. In realtà ciò non avviene. Perché? Nella risposta a questa domanda é contenuta la chiave per la comprensione dell'evoluzione stellare.

Un primo sguardo d'assieme che paragoni i diagrammi di alcuni ammassi-campione di età diverse (qui sopra: a sinistra il diagramma delle Iadi; a destra: le Pleiadi; qui a sinistra, M13), ci dice innanzi tutto che la maggior parte delle stelle si trova sulla sequenza principale. Ciò significa, probabilmente, che il più lungo periodo della vita di una stella si svolge lì sopra.

Un'altra impressione immediata si ha confrontando i diagrammi di un giovane ammasso aperto, ricco di materia oscura (ad esempio le Pleiadi), con quello di un vecchissimo ammasso globulare (come M13). Notiamo subito che nel diagramma del primo la parte superiore della sequenza principale (stelle azzurre) é popolata, mentre manca completamente nel diagramma dell'ammasso globulare, nel quale é invece più riccamente rappresentata la famiglia delle giganti rosse.

Le differenze di andamento tra i diagrammi H-R dei vari ammassi sono estremamente rivelatrici quando si riesce a comporle, come fece Sandage, nel 1957, facendo coincidere le linee di età zero delle rispettive sequenze principali. Questo diagramma composito mostrò alcuni fatti importantissimi, la cui interpretazione fornì la chiave osservativa per comprendere l'evoluzione delle stelle.

Nel diagramma relativo ad NGC2362, la sequenza principale non presenta deviazioni dal lato delle maggiori luminosità. Ciò significa che neppure le stelle più brillanti, e quindi più massicce, hanno cominciato ad evolvere. In quello relativo ad h e c Persei la sequenza principale é altrettanto estesa dal lato delle stelle più luminose, ma la deviazione che essa presenta nella parte superiore indica che l'evoluzione fuori dalla sequenza principale é già cominciata per le stelle 10.000 volte più brillanti del Sole. Il diagramma delle Pleiadi, come quello di NGC2362, non presenta deviazioni, ma si arresta molto più in basso. In tutti gli altri, che interrompono la sequenza principale più in basso, e mostrano, staccata, una zona popolata di giganti rosse, é chiaramente visibile la lacuna di Hertzsprung. In M67, infine, che é l'ammasso galattico più antico, la cui età é paragonabile a quella degli ammassi globulari, l'andamento dalla sequenza principale alle giganti é continuo.

Già nel 1942 Schönberg e Chandrasekhar avevano trovato teoricamente che il bruciamento dell'idrogeno é tanto più rapido quanto più la stella é luminosa e di massa elevata, e che quando una certa percentuale di idrogeno si é trasformata in elio la stella lascia la sequenza principale. A quel punto la stella diventa più luminosa e meno blu e poi, passando rapidamente per una fase in cui non é in equilibrio, diventa una gigante rossa. Questa teoria spiega:

·        la parte alta, incurvata, della sequenza principale, formata appunto dalle stelle che se ne stanno staccando;

·        il gruppo delle giganti rosse;

·        la zona intermedia, vuota di stelle, o Lacuna di Hertzsprung.

Così, si può interpretare il diagramma H-R degli ammassi. In principio, tutte le stelle si trovano sulla sequenza principale, tranne quelle di piccola massa, in basso a destra, che ancora non l'hanno raggiunta. Col passare del tempo, le stelle di massa più elevata si staccano per diventare giganti rosse. Siccome le stelle più luminose evolvono più rapidamente, abbiamo poche probabilità di osservare una tale stella durante quel relativamente breve intervallo della sua vita in cui passa dalla sequenza principale alla regione delle giganti rosse. Ciò spiega perché non si trovi quasi nessuna stella nella lacuna di Hertzsprung. Dato che l'evoluzione é più lenta a più basse luminosità, la lacuna si assottiglia man mano che aumenta l’età dell'ammasso. Negli ammassi più vecchi la lacuna é totalmente assente. Dalla posizione da cui le stelle migrano dalla sequenza principale verso la regione delle giganti rosse, é possibile dunque calcolare l’età dell'ammasso. Cosa accade dopo che una stella é passata attraverso lo stadio di gigante? Questo lo possiamo dedurre dai diagrammi H-R dei più vecchi ammassi conosciuti, come M67 e gli ammassi globulari (vedi a sinistra: M67, a destra: M3). In questi casi appare un nuovo ramo, che non é presente in nessuno degli ammassi più giovani: é quello delle variabili RR Lyrae. Così, le luminose stelle blu che una volta popolavano la parte superiore della sequenza principale di un vecchio ammasso sono prima diventate supergiganti rosse. In seguito, quando l'elio é diventato la loro più importante sorgente di energia, esse si sono trasferite a sinistra, nella regione delle RR Lyrae. Infine, dopo una successione di eventi non ancora del tutto compresi, le stelle raggiungono lo stadio finale, diventando, a seconda della loro massa, nane bianche, stelle di neutroni o, forse, buchi neri.

Oltre a ciò, l'esame dei diagrammi H-R degli ammassi globulari evidenzia altre notevoli particolarità: oltre alla mancanza totale (con l'eccezione rappresentata dalle Blue-Stragglers[6]) di giganti azzurre e di tutto il primo ramo della sequenza principale, si nota che quella parte del piano che nel diagramma primitivo era vuota o comunque scarsamente popolata, e che va sotto il nome di Lacuna di Hertzsprung, è ora occupato, e vi si trovano le variabili del tipo RR Lyrae. Secondo l'ipotesi di Baade, i due tipi di diagrammi caratterizzerebbero due distinte popolazioni stellari, una tipica dell'alone galattico, detta “Popolazione II”, l'altra delle braccia della galassia, e questa ha preso il nome di “Popolazione I”.

Modelli stellari. - Torniamo adesso alla fase iniziale dell’innesco delle reazioni termonucleari, e vediamo di descrivere il più semplicemente possibile le diverse strade evolutive che può intraprendere la vita della stella. Abbiamo parlato di due possibili cicli della fusione dell’idrogeno: il ciclo protone-protone e quello carbonio-azoto. Come già accennato, la presenza dell'uno o dell'altro ciclo dipende dalla massa in questione. Con masse anche di poco superiori a quella del Sole, la temperatura arriva a toccare, grazie alla spaventosa pressione gravitazionale, valori tra i 16 e i 30 milioni di gradi, temperature  atte a innescare il ciclo carbonio-azoto. In questo ciclo l'idrogeno brucia tanto più rapidamente quanto più è alta la temperatura, e poiché questa è tanto più alta quanto più ci si avvicina al centro della stella, è chiaro che tanto maggiore è la massa della stella, tanto più piccolo è il nucleo che produce la maggior parte dell'energia[7].

Se la stella ha massa pari o minore rispetto a quella del Sole, la temperatura interna non arriva mai ai circa 16 milioni di gradi necessari ad innescare il ciclo carbonio-azoto, e si instaura invece il ciclo protone-protone, meno influenzato dell'altro dalla temperatura[8].

Quando il nucleo della stella ha trasformato in elio tutto il suo idrogeno, la fusione termonucleare si arresta, e cessa la produzione di energia; l'involucro soprastante allora, non più sostenuto dall'energia prodotta all'interno, torna a collassare, e, così facendo, a produrre nuova energia, stavolta di origine gravitazionale; parte di questa energia tende a fuggire all'esterno, ma quella residua sviluppa calore nello strato di idrogeno non ancora bruciato che è rimasto intorno al nucleo di elio, e ne innalza la temperatura fino a reinnescare le reazioni termonucleari. Così si viene a produrre energia in un guscio che circonda il nucleo di elio; quest'energia tende a far dilatare gli strati superiori, che espandendosi si raffreddano, e la stella si gonfia fino a dimensioni inimmaginabili rispetto a quelle che aveva in precedenza: si è trasformata in una gigante rossa, con un minuscolo nucleo di elio estremamente denso, intorno al quale brucia un sottile guscio di idrogeno, ed un involucro estremamente rarefatto ma immenso, relativamente freddo in confronto alla temperatura superficiale che la stella aveva prima di espandersi.

Tutte le stelle di massa superiore alle 0,2 M. S. diventano giganti rosse, ma non tutte allo stesso modo; e non tutte allo stesso modo, soprattutto, finiscono una volta superata anche questa fase. Il loro destino, infatti, una volta che si sia esaurito il guscio di idrogeno di cui abbiamo detto dipende, ancora una volta, dalle masse in gioco.

Nel nucleo di tutte le giganti rosse, infatti, l'idrogeno si è trasformato in elio. Questo, a sua volta, può trasformarsi, attraverso altri processi di fusione termonucleare, in carbonio e ossigeno, elementi di maggior peso atomico. Ma le reazioni termonucleari capaci di questa nuova trasformazione richiedono temperature dell'ordine dei 100 milioni di gradi. Queste possono essere raggiunte attraverso la contrazione gravitazionale: tutto dipende dalla massa, che anche stavolta sarà decisiva per il passo successivo.

Per quel che riguarda le stelle con masse tra le 0,2 e le 0,5 M. S.[9], la contrazione non riesce ad innalzare la temperatura fino ai fatidici 100 milioni di gradi. La stella diventa sì gigante rossa, ma una volta bruciato il guscio di idrogeno che circonda il nucleo di elio, le reazioni termonucleari si estinguono per sempre, e la stella collassa in una configurazione estremamente densa chiamata nana bianca[10].

Per le masse tra 0,5 e 3 M. S. circa, la situazione di partenza è quella solita di un nucleo di elio circondato da idrogeno che brucia sostenendo l'involucro esterno. Ma l'elio che si forma per effetto del bruciamento termonucleare va a precipitare nel nucleo sottostante, aumentandone la massa con interessanti conseguenze[11]. Quando l'elio che brucia nel nucleo sarà esaurito, la fine è la stessa che nel caso precedente: una nana bianca.

In stelle di massa superiore alle 3 M. S., la parte più interna raggiunge la temperatura necessaria a bruciare l'elio prima che il nucleo degeneri, per cui in questa zona le reazioni termonucleari producono gradualmente l'energia capace di sostenere gli involucri soprastanti della stella, che resta in equilibrio, e trasformano l'elio in carbonio ed ossigeno in modo non violento (si fa per dire). Quando l'elio è finito in tutto il nuovo nucleo, tranne un sottile guscio esterno, le reazioni termonucleari centrali si arrestano, lo strato di elio incombusto si contrae aumentando la propria temperatura fino ad accendersi come prima era accaduto per l'idrogeno. A questo punto all'interno della gigante rossa abbiamo due gusci nei quali brucia combustibile nucleare: uno più esterno, di idrogeno che si trasforma in elio, e uno più interno, di elio che si trasforma in carbonio. All'interno, rispetto ad entrambi, c'è un nucleo di carbonio e ossigeno, per il quale si possono verificare, a seconda della massa, vari casi. Se la massa è inferiore alle 4-5 M. S., il nucleo di carbonio e ossigeno degenere non raggiunge mai la temperatura necessaria per innescare nuove reazioni termonucleari. Per masse maggiori, ma al di sotto delle 9 M. S., quando la temperatura interna è dell'ordine del miliardo di gradi, scatta nel nucleo un'accensione del carbonio e dell'ossigeno rapida e violenta, forse abbastanza da poter distruggere la stella in un'immane esplosione. Infine, se la stella raggiunge le 9 M. S., la temperatura d'innesco viene raggiunta all'interno del nucleo prima che il gas che lo compone degeneri, e in tal caso si ha la produzione non violenta, in stato di equilibrio, di elementi via via più pesanti quali neon, sodio, magnesio, silicio e zolfo. A temperature ancora superiori anche questi elementi cominciano a subire complesse trasformazioni termonucleari che li conducono in brevissimo tempo a fondersi in ferro. E a questo punto ci fermiamo, perché dal ferro ad elementi più pesanti la fusione nucleare può essere ottenuta soltanto fornendo energia.

Quindi, una volta giunti a questa fase, qualunque sia la massa della stella, anche se essa è arrivata a costituirsi un nucleo di ferro, questo non è in grado di bruciare producendo nuova energia, tale da sostenere il peso degli strati successivi. Anche per queste stelle è dunque giunto il momento della fine. E la fine di queste stelle è un evento rapido ed estremamente catastrofico. Ma questo è argomento di un altro capitolo[12].

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