Dalla nascita alla fine: il ciclo vitale delle stelle

Formazione delle stelle

La stella nasce da una nebulosa di gas freddi, che non emettono luce, costituiti soprattutto idrogeno, la quale si pensa che possa essere stata causata dall’esplosione di una supernova. A poco a poco a causa della forza di gravità inizia il movimento dei gas e vi è anche un aumento di temperatura, dato dal fatto che la forza di gravità è un energia potenziale che si trasforma in cinetica con questa contrazione e si traduce in un aumento di temperatura. Ad un certo punto si libera energia sotto forma di lunghezza d’onda lunga, quindi di circa 8000 angstrom, di colore rosso: a questo punto però non si può ancora parlare di stella, in quanto non avvengono ancora reazioni termonucleari ma abbiamo la protostella.

Equilibrio e trasformazioni

A causa della forza di gravità la contrazione aumenta e aumenta ancora la temperatura: una volta raggiunta una temperatura tra 10 e 15 milioni di K, iniziano le reazioni termonucleari e l’idrogeno si trasforma in elio. L’energia liberata dalle reazioni termonucleari sommata alla forza centripeta esercitata dalla gravità danno origine al movimento dei gas. A questo punto si raggiunge un primo stato di equilibrio in quanto abbiamo la forza di gravità che spinge verso l’interno e quella dei gas, che spinge all’esterno: la stella rimane in questa prima fase di equilibrio per il 90% della sua vita, continuando a bruciare idrogeno e a trasformarlo in ossigeno.

Fasi finali della stella

Una volta che tutto l’idrogeno è stato consumato si arriva ad un nuovo stadio della vita della stella in cui l’elio, più pesante dell’idrogeno, si contrae a causa della forza di gravità e fa aumentare la temperatura fino a 100 milioni di K, e a questa temperatura l’elio si trasforma in altri elementi come carbonio, azoto, berillio ed alla fine ferro. Non tutte le stelle però arrivano a produrre ferro ma in base alla dimensione della stella possiamo giungere o meno a questo punto. A questo punto la stella inizia ad ingrandirsi e ad aumentare il suo diametro: la stella però non può espandersi fino all’infinito perché vi è comunque la forza di gravità. La prima fase di equilibrio si raggiungeva nella sequenza principale dove la pressione delle nubi di gas riusciva a bilanciare la forza di gravità mentre adesso è tutto il contrario visto che la forza di gravità bilancia il continuo espandersi della gigante rossa, detta così perché il diametro è aumentato ed ha una temperatura inferiore visto che gli strati esterni sono lontani dal nucleo più caldo. Quando tutto il combustibile termina e finisce questa seconda fase di equilibrio abbiamo le fasi terminali della vita della stella ossia nana bianca, nebulosa planetaria, nova, supernova, stella a neutroni e buco nero.

Evoluzione delle stelle di piccola massa

L’evoluzione della stella inoltre dipende dalla massa iniziale della stella: nel caso in cui sia una stella di piccola massa, ossia di dimensioni inferiori al Sole, essa diventa una nana bianca, uno stadio della vita della stella dove abbiamo uno stato degenerativo della materia in cui gli atomi sono immersi in un mare di elettroni. Con le stelle di piccola massa abbiamo quindi direttamente la nana bianca, bianca appunto perché vi è ancora dell’energia che deve essere liberata e in seguito diventerà nana nera, senza passare per lo stadio di gigante rossa.

Stelle di massa media e alta

Le stelle di massa media, ossia di massa uguale o di poco superiore a quella del Sole, dopo la gigante rossa diventano delle nebulose planetarie: arrivate a questo stadio vi è un’espulsione di gas e il corpo che resta da questa espulsione è la nana bianca. L’evoluzione della nana bianca può anche essere segnata da un esplosione della parte interna, che genera una nova, vale a dire una stella più luminosa: questo stato di luminosità maggiore dura però solo per poche settimane per poi ritornare alla luminosità precedente. Se invece la stella possiede una massa di tre volte superiore a quella del Sole avremo un’esplosione della parte interna, che porterà alla formazione di una supernova, una stella più luminosa della nova. In seguito alla contrazione a causa della forza di gravità della supernova si forma la stella a neutroni, o pulsar, in cui si verifica una reazione con la quale protoni ed elettroni diventano neutroni, che libera delle radiazioni che possono essere viste sulla Terra solo quando sono dirette verso di essa, altrimenti non sono visibili. Le stella di massa tre volte superiore a quella del Sole diventeranno dei buchi neri.