LA FASE FINALE DELL'EVOLUZIONE

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

Il punto finale dell'evoluzione stellare può essere visto in figura. Questa mostra la relazione tra massa e densità centrale per un corpo a temperatura di 0 °K ovvero l'equilibrio finale quando un corpo massiccio si è raffreddato. Vi sono due massimi nella curva. La massa corrispondente al massimo di sinistra è chiamata massa di Chandrasekhar, MCh≈1.2÷1.4M e quella corrispondente alla destra è chiama massa di Oppenheimer-Volkoff, MOV≈ 1.5÷2M.

Adesso consideriamo una stella con una massa minore di MCh. Supponiamo che la massa non varia. Quando il combustibilie nucleare è esaurito la stella diventerà una nana bianca che gradualmente si raffredda e si contrae. In figura la stella si muove orizzontalmente verso destra. Alla fine raggiungerà la temperatura zero e finirà nella parte sinistra della curva di equilibrio. Il suo equilibrio finale è quello di una stalla nana bianca completamente degenere.

Se la massa della stella è, più grande di MCh , ma più piccola di MOV essa continuerà a raffreddare finchè non raggiunge la parte destra del secondo picco della curva. Di nuovo se vi deve essere uno stato stabile finale, questo stato corrispende ad una stella di neutroni completamente degenere. A stelle ancora più massiccie che MOV la stella può continuare a contrarsi finchè non diventa una stella a neutroni. Ma non vi è nessun stato di equilibrio conosciuto e la stella deve continuare a contrarsi per formare un buco nero.

I soli punti finali dell'evoluzione stellare predetto dalla teoria sono i due stati stabili e le due estreme possibilità di collasso in buco nero o distruzione esplosiva. Ma queste considerazioni sono teoriche. Lo stadio fianale dell'evoluziuone delle stelle reali comporta molti fattori che sono conosciuti in modo imperfetto e che possono influenzare l'equilibrio finale. Forse il più importante è la questione della massa mancante che è molto difficile da risolvere sia teoricamente che sperimentalmentre. Per esempio una esplosione di supernova l'intera stella può essere distrutta ed è molto incerto se ciò che rimane diventa una stella a neutroni, un buco nero o nessuno dei due.

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