Le Stelle

Il nostro sole

Le Stelle si formano nelle nubi molecolari (nebulose) che sono costituite da gas ad alta densità in maggioranza idrogeno 70% e il 20-30% di elio e da traccie di elementi più pesanti (metalli). La formazione di una stella ha inizio quando la forza gravitazionale all'interno della nebulosa diventa instabile a causa dell'onda d'urto di una supernova vicina, o di una collisione tra galassie, ovvero di un avvenimento catastrofico "vicino". Questo sconvolgimento provoca un aumentare della massa interna in una zona della nebulosa, così iniziano a concentrare i gas e le polveri formando masse che aumentano man mano che la loro gravità attrae sempre più gas e polveri, quando si raggiungono densità di masse considerevoli queste iniziano a collassare sotto la loro stessa gravità, il graduale collasso della nube forma degli agglomerati di gas e polveri nei quali nasce la protostella la quale è circondata da un disco di accrescimento di materiale gassoso che ha il compito di aumentarne la massa nutrendo la protostella stessa. Se la stella "neonata" non raggiunge una massa superiore al 7,5-8% della massa solare, non si innescano le reazioni nucleari e perciò si trasforma in una stella detta nana bruna, se invece possiede una massa fino a 8 masse solari si forma una stella detta pre-sequenza principale, spesso circondata da un disco protoplanetario, se la massa supera le 8 masse solari si salta la fase pre-sequenza principale e si va direttamente alla sequenza principale. 

Nana bruna

La sequenza principale è una fase di stabilità della stella nel senso che si crea un equilibrio tra le forze principali ossia tra la gravità orientata verso il centro e l'energia termica della massa del plasma orientata verso l'esterno. In questa fase la stella brucia idrogeno che si trasforma in elio, e dura per circa il 90% della vita della stella (il nostro sole è in questa fase). Le stelle più grandi bruciano più velocemente il proprio combustibile per questo hanno una vita più breve rispetto a quelle di dimensioni minori, quelle grandi hanno una vita media che va da qualche decina a qualche centinaia di migliaia di anni, quelle piccole invece bruciano l'idrogeno nel proprio nucleo molto lentamente e per questo hanno una vita molto più lunga che va da decine a centinaia di miliardi di anni.

Nana rossa

Nana bianca

La fase della sequenza principale dura finché la stella tramite la fusione nucleare non trasforma tutto l'idrogeno in elio, dopodiché il suo futuro dipende dalla densità della sua massa. La fase dopo la sequenza principale si chiama fase post-sequenza principale. Le stelle più piccole dette nane rosse (tra 0,08 e 0,4 masse solari) si riscaldano diventando per un breve periodo delle stelle azzurre per poi contrarsi in nane bianche, e siccome la loro vita è più lunga della vita attuale dell'universo (13,7 miliardi di anni) nessuna di esse è arrivata ancora alla fine della sua evoluzione. La fase post-sequenza principale delle stelle la cui massa va da 0,4 a 8 masse solari, è molto instabile, il nucleo inizia ad avere dei collassi gravitazionali incrementando la propria temperatura e quindi iniziando a scatenare fusioni nucleari di elementi più pesanti come l'elio trasformandolo in carbonio e ossigeno, diventando a questo punto stelle molto più grandi dette giganti rosse, più fredde ma più brillanti. Se la massa invece è ancora più densa (7-8 masse solari), la stella inizia a fondere l'ossigeno in magnesio. Si stima che il nostro sole diventerà una gigante rossa tra 5 miliardi di anni diventando 100 volte più grande della dimensione attuale e potrebbe inglobare la terra.

Confronto tra stelle

Anche le stelle massicce con massa superiore a 8 masse solari diventano in questa fase super giganti rosse, e oltre a fondere l'elio in carbonio e l'ossigeno in magnesio, le temperature aumentano ulteriormente permettendo di sintetizzare con la fusione nucleare elementi più pesanti come neon, silicio e zolfo, per terminare con il nichel che diventa ferro. Tutte le stelle con una massa che va 7-8 masse solari in su durante lo stadio di giganti rosse potrebbero avere un rallentamento nella velocità delle fusioni nucleari divenendo per un breve periodo giganti blu e le super giganti rosse, in super giganti blu, queste ultime passano per un ulteriore fase di super giganti gialle con una dimensione e una temperatura intermedia tra le due fasi. Le stelle super massicce con una massa superiore a 30 masse solari dopo aver superato la fase instabile di variabile blu luminosa, accumulano al proprio centro un grande nucleo di ferro divenendo stelle di Wolf-Rayet, una fase nella quale la stella a causa di forti venti solari (fino a oltre 2000 chilometri al secondo) perde ogni anno grosse quantità di massa, un miliardo di volte più di quanta ne perde il sole, e hanno una luminosità che va da centinaia di migliaia a milioni di volte maggiore di quella del sole. Quando una stella è nella fase finale della sua esistenza accade che la pressione di radiazione del proprio nucleo non riesce più a contrastare la forza gravitazionale degli strati più esterni, perciò il nucleo collassa e la materia degli strati esterni viene espulsa in modo più o meno violento, ciò che rimane del nucleo è una stella estremamente densa detta nana bianca, che col passare del tempo raffreddandosi diventa una nana nera.

Nana nera

Non è mai stata osservata una nana nera perché il tempo che ci vuole per far si che una nana bianca si raffreddi del tutto per diventare una nana nera è più lungo rispetto all'età attuale dell'universo (13,7 miliardi di anni). Invece se la massa della stella morente è superiore a 8 masse solari, la fusione nucleare del nucleo continua finché la densità della massa non aumenta a valori talmente alti che il nucleo stesso non può reggere e perciò collassa, creando un onda d'urto che provoca la catastrofica esplosione brillantissima detta supernova, nel caso di una stella super massiccia (> 30 masse solari).

Supernova

La luminosità dell'esplosione di una super nova supera anche se per breve tempo, quella di tutta la galassia che la ospita.L'energia liberata da tali esplosioni e talmente elevata che porta ad un ulteriore fusione degli elementi della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, fenomeno detto nucleosintesi delle supernovae. Queste esplosioni diffondono nello spazio la maggior parte della materia che formava la stella, il cosiddetto resto di supernova, mentre il nucleo residuo se ha massa che va da 1,4 a 3,8 masse solari, collassa in una stella a neutroni oppure in alcuni casi in una pulsar. Se invece la stella originaria era talmente massiccia da lasciare un nucleo residuo di massa superiore a 3,8 masse solari, quest'ultimo continuerà a collassare aumentando sempre di più la densità (tendente all'infinito) della propria massa, formando così un buco nero stellare.

Buco nero