Fisica o astronomia ? Nella fase finale della vita di una stella di una certa grandezza c’è una grande esplosione in cui la parte esterna è proiettata nello spazio mentre la parte interna collassa fino a diventare una stella di neutroni o un buco nero Vorrei capire dove sta la demarcazione il confine tra la materia che collassa e quella che schizza via .

Per rispondere alla domanda occorre, anche se già fatto in passato, richiamare lo stato finale dell’evoluzione di una stella massiccia.

In una stella in fase principale la forza gravitazionale è bilanciata dalla pressione dovuta alla fusione nucleare che avviene nel nucleo (Fig. 1). Man mano che l’evoluzione procede, la stella si sposta sul ramo delle giganti, verso la fase finale in cui gli strati esterni sono espulsi e consumate tutte le risorse nucleari a disposizione.

 

 

Fig. 1: Equilibrio tra gravità e pressione

Nel dettaglio, mentre le stelle di massa piccola e media, nella fase di post-sequenza principale, fondono l’idrogeno in elio nello strato più esterno del nucleo e l’elio stesso in carbonio e ossigeno all’interno, quelle più massicce (in genere con massa > 8 masse solari) raggiungono le condizioni di temperatura e pressioni sufficienti a ottenere gli elementi più pesanti: ossigeno, neon, silicio e zolfo. In queste stelle si ha, perciò, la nucloeosintesi contemporanea di più elementi in un nucleo che appare stratificato e che, per questa particolare struttura, viene definito "a cipolla" (Fig. 2).

 

 

Fig. 2: Struttura di una stella massiccia evoluta

Come si nota, nello strato più esterno fonde l’idrogeno in elio, e via, via gli altri più pesanti man mano che si procede verso il centro e quindi con temperature e pressioni più elevate. L’ultimo prodotto della nucleosintesi è il ferro, l’elemento più legato in natura e questa proprietà fa la differenza nell’evoluzione. Infatti, il fattore limitante nella fusione nucleare è la liberazione di energia durante il processo e questa dipende da quella di legame che mantiene coesi i nuclei atomici. Ogni passo successivo, come si nota, è la produzione di un elemento sempre più pesante e più legato la cui fusione rilascia un’energia sempre più bassa. Arrivati al ferro, questo possiede un’energia di legame così elevata che la fusione in elementi più pesanti non è più un fenomeno esotermico, ma fortemente endotermico, perciò il processo si arresta.

Il Ferro presente nel cuore del nucleo, non essendo utilizzabile per la fusione, si accumula, fino a eccedere le 1,4 masse solari che è il limite di Chandrasekhar oltre il quale non si ottiene più una Nana Bianca (equilibrio mantenuto dalla pressione quantistica degli elettroni degeneri) e pertanto il nucleo stesso collassa "catastroficamente" generando per il forte riscaldamento fotoni gamma che decompongono i nuclei di ferro in quelli di elio e neutroni liberi tramite il processo di "fotodisgregazione". A un certo punto le altissime pressioni e temperature presenti creano le condizioni perché avvenga il cosiddetto "decadimento beta inverso" o "cattura elettronica" mediante il quale gli elettroni ad alta energia interagiscono con i protoni a dare neutroni e neutrini elettronici:

 

p + e → n + ν

 

I neutrini fuggono via, portando con sé energia ed accelerando il collasso (il tutto in una scala temporale di millisecondi) del nucleo che presto raggiungerà un livello tale da subire il distacco degli strati immediatamente esterni che assorbiranno una parte dei neutrini, iniziando così la fase di esplosione della Supernova.

La regione più interna continua il collasso fino a quando non formerà una stella di neutroni (equilibrio mantenuto dalla pressione quantistica dei neutroni degeneri) che si assesterà con oscillazioni radiali smorzate. Si origina così un’onda d’urto che, se avrà energia sufficiente, spazzerà via l’involucro esterno dando origine all’esplosione di Supernova vera e propria.

L’intera fase finale può essere riassunta nel seguente diagramma (Fig. 3):

 

 

Fig. 3

 

a)   Interno di una stella massiccia in avanzato stato evolutivo.

b)   La fusione nucleare termina con la sintesi del ferro che forma un nucleo inerte al centro dell’astro.

c)   Depositandosi, supera il limite di Chandrasekhar, iniziando a collassare. La parte più interna degenera in neutroni ed emette neutrini.

d)   Si ha un “rimbalzo” (oscillazione) della materia.

e)   Ha origine un’onda d’urto (in rosso) che inizialmente tende a rallentare.

f)    Rinvigorito, però, dall’interazione coi neutrini, il fronte d’onda spazza via gli strati più esterni.

 

 

Tornando alla domanda, si esiste un “confine” tra il nucleo e gli strati esterni che vengono espulsi e tale limite è dato dal momento in cui il nucleo centrale, collassando, espelle neutrini e forma la stella di neutroni. Ovviamente, tale confine non è netto come quelli geografici, ma è concettualmente ben individuabile.

Tutto questo al meglio delle attuali conoscenze, anche se l’evoluzione stellare si è dimostrata coerente con le numerose osservazioni effettuate dai grandi telescopi terrestri e spaziali, in tutte le finestre elettromagnetiche.