È curioso pensare che, quasi come fossero viventi, anche le stelle nascono e muoiono. Eppure ciò accade, anche se è evento raro poter osservare la nascita di una stella: la gran parte delle stelle osservabili sono infatti più vecchie dell’umanità. Il destino di una stella è condizionato da molti fattori che si manifestano sin dalle prime fasi della sua nascita.
Una stella "nasce" da un ammasso di gas (nebulosa interstellare) in cui gli elementi iniziano a interagire fra loro. Ciò comporta una contrazione e un aumento vertiginoso di densità. L’antagonismo tra le forze gravitazionali interne, che tendono a far contrarre l’ammasso di gas, e l’elevatissima pressione termica che tende a farlo esplodere, determina il successivo destino: superata una certa massa critica (massa di Jeans), i materiali collassano e si ha e la formazione di una protostella. Essa si trova al centro della nube e la sua forza gravitazionale le permette di trattenere materiali e accrescere la massa e densità e di raggiungere temperature elevatissime.
Gli elementi presenti in misura maggiore al suo interno sono l’idrogeno (H) in misura maggiore, e l’elio (He).
Poichè al suo interno non c’è alcun tipo di reazione nucleare in grado di liberare energia, la protostella continua a ridurre le proprie dimensioni, fino a quando il nucleo raggiunge la temperatura di 10 milioni di kelvin. Superata questa soglia la protostella diviene una stella.
Nel nucleo della stella (nocciolo) la temperatura e la pressione sono talmente alte da trasformare la materia in uno stato di plasma. Proprio in questa zona avvengono le reazioni di fusione nucleare, che permettono di liberare raggi gamma e fotoni dalla trasformazione di atomi di idrogeno in atomi di elio. Grazie all’energia liberatasi, la stella è in grado di sorreggere gli strati più esterni, evitando il collasso completo.
In questa fase la stella è stabile e può essere collocata nella sequenza principale del diagramma H-R, con una posizione diversa a seconda dalla massa. Proprio la massa è l'elemento che permette di prevedere per quanto tempo la stella si troverà in questa situazione di equilibrio. Infatti la stabilità è legata alla disponibilità di idrogeno all’interno del nocciolo: quando esso finisce il nucleo non è più in grado di sostenere gli strati esterni. Una stella di massa maggiore consumerà più velocemente i suoi atomi di idrogeno e per questo motivo “sosterà” meno tempo nella sequenza principale, diventando presto instabile. Avverranno quindi nuove contrazioni ai danni del nucleo.
A questo punto la stella si trova di fronte a un bivio:
- se ha una massa piccola, il collasso non permetterà di ottenere le condizioni ottimali per nuove fusioni nucleari e la stella andrà incontro alla morte.
- se ha una massa grande, la temperatura aumenterà tanto da permettere nuove reazioni, trasformandosi in una gigante rossa.
Nel suo nocciolo le reazioni nucleari trasformano l’elio accumulato in carbonio, ma quando anche l’elio terminerà ci sarà un ulteriore bivio, dettato dalle condizioni precedenti.
Se la massa è abbastanza grande, la gigante diventerà una supergigante rossa, nel cui nucleo il carbonio diventa il protagonista di fusioni nucleari.
Questa situazione di instabilità termina quando il nucleo della stella diventa di ferro. Questo elemento non permette di liberare l’energia necessaria a stabilizzare l’astro e la stella andrà verso la morte.
Anche l’ultima fase di vita di una stella dipende dalla massa e i destini finali sono diversi:
- nel caso di una stella più piccola di 8 masse solari, il nucleo diventa una nana bianca, dopo aver espulso gli strati più esterni che costituiranno una nebulosa planetaria.
- se la stella è più grande di 8 masse solari, essa esploderà in maniera spettacolare formando una supernova. Il nocciolo può diventare una stella a neutroni, una pulsar o un buco nero.
Nebulosa del Granchio (es. di resto di una supernova). Credit - NASA