Una stella può trasformarsi in un pianeta?

Potrebbe sembrare un percorso improbabile, poiché non ci sono molte cose in grado di sottrarre così tanta massa da qualcosa di compatto come una stella. Eppure, non solo l'Universo ha un modo per farlo, ma ne abbiamo trovate almeno tre

0
3204
Indice

Quando guardi un oggetto nello spazio, è abbastanza facile dire se è una stella o un pianeta. Le stelle hanno grande massa – principalmente costituita da idrogeno, con abbondanti quantità di elio e solo una piccola percentuale di tutto il resto – ed i loro nuclei raggiungono temperature superiori a 4 milioni di K, abbastanza per iniziare a fondere protoni grezzi in elementi più pesanti. I pianeti, d’altra parte, possono essere rocciosi o gassosi, ma non hanno massa sufficiente per iniziare a fondere l’idrogeno in elio e non raggiungono nel loro nucleo temperature sufficienti  per avviare reazioni di fusione nucleare.

Eppure, se potessi in qualche modo sottrarre massa sufficiente a una stella, una che sta fondendo elementi leggeri in altri più pesanti, potresti portare a una rapida fine quelle reazioni nucleari. In effetti, sottraendo abbastanza massa, potresti persino essere in grado di portare la massa totale della stella a circa il 7,5% circa della massa del nostro Sole, che segna la soglia tra la stella di massa più bassa.

Potrebbe sembrare un percorso improbabile, poiché non ci sono molte cose in grado di sottrarre così tanta massa da qualcosa di compatto come una stella. Eppure, non solo l’Universo ha un modo per farlo, ma ne abbiamo trovate almeno tre. Ecco la scienza di come funziona.

Quando le stelle si formano, non si traducono semplicemente in sistemi solari come il nostro: con una stella centrale orbitata da corpi più piccoli come pianeti, lune, asteroidi e altro ancora. Alcuni sistemi solari si formano con proprietà come le nostre, ma questo succede solo per circa il 50% di tutte le stelle che si formano. Il restante ~50% è legato a sistemi multistellari: binari, trinari e sistemi con un numero ancora maggiore di stelle. Infatti, sulla base degli ultimi dati di RECONS, il Consorzio di ricerca sulle stelle vicine, di tutte le stelle e i sistemi stellari misurabili entro 25 parsec (circa ~82 anni luce):

  • Il 51,8% delle stelle si trova in sistemi singoli,
  • Il 34,4% delle stelle si trova in sistemi binari,
  • il 10,3% è in sistemi ternari,
  • il 2,6% si trova in sistemi quaternari,
  • e il restante 0,9% è in sistemi con cinque o più stelle.

In generale, i sistemi con stelle singole sono prevedibili, almeno in termini di evoluzione stellare. La stella centrale brucerà il combustibile di idrogeno nel suo nucleo una volta avviata la fusione nucleare e continuerà a farlo fino a quando l’idrogeno del nucleo non si esaurirà. A questo punto, la velocità di fusione diminuirà e la pressione di radiazione verso l’esterno non sarà più sufficiente per vincere la forza di gravità ed evitare il collasso della stella.



Quello che succede dopo è una serie di eventi importanti. All’interno, il nucleo inizia a contrarsi, poiché la forza gravitazionale verso l’interno inizia a superare la pressione di radiazione verso l’esterno. Proprio come una palla caduta converte l’energia potenziale gravitazionale in energia cinetica, la contrazione del nucleo della stella converte l’energia potenziale gravitazionale in energia cinetica e le collisioni tra le particelle nel nucleo convertono rapidamente quell’energia cinetica in calore. Poiché il nucleo si contrae, quindi, si riscalda ulteriormente.

Questo calore si propaga dall’interno della stella verso l’esterno e fa espandere la regione in cui può avvenire la fusione. Mentre il nucleo, ormai prevalentemente di elio, si contrae e si riscalda, un sottile strato di idrogeno intorno ad esso inizia a fondersi in elio, iniettando ancora più calore nella stella. Gli strati più esterni, nel frattempo, iniziano a gonfiarsi e ad espandersi. Nel tempo, la stella si gonfierà in una subgigante, mentre il nucleo interno diventa sempre più caldo.

Alla fine, il nucleo interno raggiunge una temperatura sufficientemente elevata che l’elio può iniziare a fondersi in carbonio, mentre gli strati esterni diventano così diffusi che la stella si è evoluta in una gigante rossa.

Tutte le stelle singole nate con almeno il 40% circa della massa del nostro Sole prima o poi subiscono questo destino: i loro nuclei esauriscono l’idrogeno, il nucleo si contrae e si riscalda, il calore si irradia verso l’esterno, un guscio di idrogeno che circonda il nucleo inizia a fondersi , gli strati esterni si espandono e alla fine la fusione dell’elio si accende nel nucleo interno mentre gli strati esterni si gonfiano completamente in modo che la stella diventi una gigante rossa.

Le stelle la cui massa iniziale è inferiore a circa 8 volte la massa del nostro Sole, alla fine elimineranno i loro strati esterni mentre il loro nucleo si contrarrà trasformandosi in una nana bianca. Le stelle la cui massa iniziale è al di sopra di quella soglia di massa, passeranno attraverso una serie di reazioni di fusione aggiuntive, con una supernova cataclismica che alla fine ne conseguirà. Il risultato finale di quelle stelle è che dopo il cataclisma rimane una stella di neutroni o un buco nero.

Indipendentemente da quale sia il destino della stella, resta sempre un residuo stellare meno massiccio, ma più denso e molto più concentrato rispetto alla stella precedente.

L’ultimo pezzo del puzzle, almeno per i sistemi di stelle singole, è il tempo. Dobbiamo capire quanto tempo vive una stella prima di passare attraverso queste varie fasi, e per fortuna, anche se ogni stella è diversa, c’è un solo fattore che determina ogni fase dell’evoluzione: la massa.

Più massiccia è una stella, supponendo che attraversi solo il suo ciclo di vita standard e che nient’altro arrivi a disturbarla e interromperla, fondersi con essa o sottrarre massa da essa, più velocemente raggiungerà ognuna di queste pietre miliari.

  • Una stella più massiccia esaurisce l’idrogeno nel suo nucleo più velocemente di una stella meno massiccia.
  • Una stella più massiccia avvierà la fusione del guscio di idrogeno e diventerà una stella subgigante prima di una stella meno massiccia.
  • Una stella più massiccia si gonfierà per diventare una gigante rossa e avvierà la fusione dell’elio in meno tempo rispetto a una stella meno massiccia.
  • E una stella più massiccia si evolverà completamente per formare un residuo stellare – una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero – prima di una stella meno massiccia.

Sebbene queste stelle perdano una parte significativa della loro massa durante tutte queste fasi, con quello che resta che in genere possiede solo una frazione della massa con cui è nata la stella. Il fatto da ricordare è che più massiccia è una stella, più velocemente si evolverà verso il suo stato finale.

Ma per quasi la metà delle stelle presenti nell’Universo, non sono sole. Invece, sono semplicemente un membro di un sistema a più stelle: binari, ternari o anche sistemi più complessi. Questi sistemi sono disponibili in molte varietà diverse, con alcune stelle in orbite molto strette tra loro, altre in orbite più moderate e altre ancora con orbite molto ampie e di lungo periodo. Alcuni sistemi hanno più stelle di massa quasi identica; altri hanno discrepanze asimmetriche tra le stelle componenti.

Alcuni sistemi, quelli con tre o più stelle, potrebbero mostrare molte proprietà diverse contemporaneamente. Potresti avere un sistema ternario in cui due membri di massa elevata sono in orbite binarie strette, mentre il terzo membro ha una massa inferiore e un’orbita molto più ampia. Potresti avere un sistema quaternario noto come doppio doppio: in cui due membri di massa superiore e due membri di massa inferiore creano ciascuno il proprio sistema binario stretto, ma i due sistemi binari sono legati insieme in un’orbita moderata o ampia. Puoi persino avere un sistema caotico in cui il membro con la massa più bassa viene espulso, lasciando i membri rimanenti più strettamente legati l’uno all’altro.

Tuttavia, indipendentemente dall’aspetto del  sistema, se contiene più di una stella, il membro che nasce con la massa maggiore attraverserà praticamente sempre il suo ciclo di vita e diventerà per primo un residuo stellare.

Una volta che un membro diventa un residuo stellare, con un’enorme quantità di massa che ora occupa un volume molto piccolo nello spazio, la forza di gravità al di fuori di questo oggetto può spesso superare la forza di gravità sulla superficie di un oggetto vicino di passaggio. Quando un oggetto si avvicina troppo a una massa densa e concentrata come un residuo stellare, possono verificarsi numerosi fenomeni importanti.

  • Perturbazione mareale: dove l’oggetto stesso viene lacerato in tutto o in parte dalle forze differenziali che agiscono su diverse parti dell’oggetto.
  • Fusione/inghiottimento: dove il residuo stellare si fonde con la struttura più grande e meno densa, affondando al suo centro o innescando una reazione termonucleare catastrofica.
  • Sifone: dove l’oggetto vicino, con una densità molto più bassa, inizia a trasferire massa al residuo stellare.

Mentre gli eventi di interruzione delle maree possono spesso comportare un enorme rilascio di energia e le fusioni possono innescare determinati tipi di supernova o possono formare entità esotiche come oggetti Thorne-Zytkow, l’opzione di sifonamento è ciò che è più comunemente previsto per i sistemi binari più stretti (o sistemi più grandi in cui i due membri più vicini possono essere trattati come binari).

Il travaso do materia si verificherà ogni volta che un residuo stellare e un oggetto di volume più grande e di densità inferiore (come una stella) si avvicinano abbastanza l’uno all’altro. C’è una certa “vicinanza” in cui, una volta raggiunta, la materia sul bordo esterno dell’oggetto di volume più grande e di densità inferiore sperimenterà una maggiore attrazione gravitazionale verso il residuo stellare di quanto non sentirà verso il suo nucleo. Sebbene ci siano molti dettagli in cui ci si potrebbe tuffare – la sfera di Hill, il lobo di Roche, ecc. – la fisica di base è semplice: quando hai due oggetti che entrano in contatto sufficientemente ravvicinato l’uno con l’altro, quello con l’attrazione gravitazionale più forte ruberà massa a quello con l’attrazione gravitazionale più debole.

L’esempio più grave ma ancora comune è quello in cui due stelle di massa leggermente diversa iniziano in un’orbita binaria. Una di loro finirà per prima il suo ciclo di vita, diventando un residuo stellare. La seconda, meno massiccia, finirà quindi il carburante nel suo nucleo, inizierà ad espandersi e alla fine si trasformerà in una gigante rossa. Con una dimensione così grande e strati esterni così diffusi, la gigante rossa cederà liberamente e facilmente la massa dai suoi strati esterni al residuo.

Se il residuo è una nana bianca, questo può innescare ripetutamente una nova sulla superficie della nana bianca, o anche una supernova di tipo Ia se si accumula massa sufficiente sul resto stellare.

Tuttavia, non è meno interessante che la stella “donatrice” abbia il potenziale per perdere un’enorme quantità di massa attraverso questo processo. In alcuni rari casi, la stella donatrice può perdere così tanta massa da cessare effettivamente di essere una stella: scendendo al di sotto della soglia di massa solare di ~0,075 necessaria per avviare e mantenere la fusione nucleare. Non potendo più fondere l’elio in elementi più pesanti, reazione che si verifica solo a temperature di circa ~ 100 milioni di K, la stella può perdere rapidamente così tanta massa che il suo nucleo scende al di sotto di ~4 milioni di K. Anche se rimane dell’idrogeno nel nucleo, non può più fondersi.

Tali oggetti possono ancora fondere il deuterio – un isotopo pesante dell’idrogeno – rendendoli un punto di contesa sul fatto che debbano essere classificati come un pianeta di grande massa o una nana bruna, ma non è proprio questo il punto. Il punto è che quando si verifica un trasferimento di massa sufficiente da una stella a un residuo stellare, la stella donatrice può effettivamente perdere così tanta massa da cessare di essere una stella.

Forse ancora più sorprendentemente, abbiamo appena scoperto tre di queste “ex stelle” che ora sono state retrocesse a semplici pianeti:

  • ASASSN-16kr, con una massa di 0,042 Soli,
  • ASASSN-17jf, con una massa di 0,060 Soli,
  • e SSSJ0522-3505, con una massa di 0,042 Soli.

Ai quasi 5.000 esopianeti conosciuti, ora possiamo aggiungere tre ex stelle all’elenco: oggetti i cui strati esterni sono stati strappati e rubati da un residuo stellare vicino. Tutti e tre sono molto più massicci di Giove, ma possono essere considerati giganti gassosi autocompressi o pianeti super-Gioviani. Tutti orbitano attorno al loro residuo genitore a una distanza orbitale molto più vicina della distanza di separazione Terra-Sole e, mentre potrebbero anche essere classificati come stelle nane brune, rappresentano il primo esempio noto di stelle che hanno perso massa sufficiente per essere retrocesse a stelle planetarie.

Se vuoi trasformare una stella in un pianeta, ora non solo abbiamo una ricetta per farlo, ma abbiamo tre esempi separati per indicare dove l’Universo ha fatto esattamente questo.

Prendi semplicemente un sistema multistellare in cui almeno due delle stelle sono in orbite relativamente vicine e strette l’una con l’altra e lascia che si evolvano. Alla fine, la stella più massiccia diventerà un residuo stellare, trasformandosi in un oggetto denso come una nana bianca. Inizierà quindi sottrarre massa all’altra stella, catturandone alla fine così tanta che la stella secondaria perderà il suo stato di stella, con una massa insufficiente per continuare a fondere l’idrogeno in elio.

Non solo l’Universo può trasformare le stelle in pianeti, ma ne abbiamo già trovati molti esempi.

2