collasso stellare
collasso stellare
Fase finale nell’evoluzione di una stella, quando questa ha consumato al suo interno tutto il combustibile nucleare, in cui le azioni attrattive gravitazionali non sono più equilibrate dalla pressione di radiazione derivante dalle reazioni di fusione termonucleare: la perdita dell’equilibrio idrostatico produce il crollo delle parti centrali della stella, dovuto alla forza di gravità. In tale stato, venendo meno le normali strutture atomiche, si ha un enorme addensamento delle particelle subatomiche e, quindi, uno straordinario aumento della densità, accompagnato dall’emissione di un’enorme quantità di energia sotto forma di radiazioni gravitazionali ed elettromagnetiche o di parte del materiale che costituisce la stella. Nel processo, sono previsti tre possibili scenari. Se la massa finale della stella è minore di ca. 1,4 masse solari (limite di Chandrasekhar), la stella si contrae fino a diventare un oggetto di grande densità, ma comunque ancora stabile (nana bianca), perché la pressione verso l’esterno che ferma il collasso gravitazionale è garantita dalle leggi della meccanica quantistica (in particolare, dal principio di esclusione di Pauli), che impediscono agli elettroni di condensarsi oltre un certo limite. Per una stella di massa maggiore, la contrazione gravitazionale ha la meglio e la stella esplode come supernova, lasciando un nucleo centrale che, se ha massa sufficientemente elevata, si compatta a una densità molto maggiore di quella delle nane bianche ma resta comunque ancora in uno stato di equilibrio (stella di neutroni), con il collasso gravitazionale fermato ancora una volta dalla meccanica quantistica, applicata questa volta ai neutroni piuttosto che agli elettroni. Se la massa residua della stella è molto elevata, nulla può impedire il collasso gravitazionale e la stella diventa un buco nero, ossia un oggetto con una densità così elevata (quindi con un’attrazione gravitazionale così intensa) che la velocità di fuga è maggiore di quella della luce.