Le stelle come il sole sono grandi sfere di plasma che inevitabilmente riempiono lo spazio intorno a loro di luce e calore. Le stelle sono disponibili in una varietà di masse e la massa determina quanto caldo brucerà la stella e come morirà. Le stelle pesanti si trasformano in supernova, stelle di neutroni e buchi neri, mentre le stelle medie come il sole terminano la vita come una nana bianca circondata da una nebulosa planetaria che sta scomparendo. Tutte le stelle, tuttavia, seguono all'incirca lo stesso ciclo di vita di base a sette stadi, iniziando come una nuvola di gas e finendo come un resto di stelle.
TL; DR (troppo lungo; non ho letto)
La gravità trasforma le nubi di gas e polvere in protostelle. Una protostella si trasforma in una stella di sequenza principale che alla fine esaurisce il carburante e collassa più o meno violentemente, a seconda della sua massa.
Una nuvola di gas gigante Gas
Una stella nasce come una grande nuvola di gas. La temperatura all'interno della nuvola è abbastanza bassa da consentire la formazione di molecole. Alcune molecole, come l'idrogeno, si illuminano e consentono agli astronomi di vederle nello spazio. L'Orion Cloud Complex nel sistema di Orion serve come esempio vicino di una stella in questa fase della vita.
Una Protostar è una Baby Star
Quando le particelle di gas nella nube molecolare si scontrano, viene creata energia termica, che consente la formazione di un caldo gruppo di molecole nella nube di gas. Questo gruppo è indicato come Protostar. Poiché le protostelle sono più calde di altri materiali nella nuvola di molecole, queste formazioni possono essere viste con la visione a infrarossi. A seconda delle dimensioni della nuvola di molecole, diverse Protostelle possono formarsi in una nuvola.
La fase T-Tauri
Nella fase T-Tauri, una giovane stella inizia a produrre forti venti, che spingono via il gas e le molecole circostanti. Ciò consente alla stella in formazione di diventare visibile per la prima volta. Gli scienziati possono individuare una stella nello stadio T-Tauri senza l'aiuto di infrarossi o onde radio.
Stelle della sequenza principale
Alla fine, la giovane stella raggiunge l'equilibrio idrostatico, in cui la sua compressione gravitazionale è bilanciata dalla sua pressione verso l'esterno, conferendole una forma solida. La stella diventa quindi una stella della sequenza principale. Trascorrerà il 90% della sua vita in questa fase, fondendo molecole di idrogeno e formando elio nel suo nucleo. Il sole del nostro sistema solare è attualmente nella sua fase di sequenza principale.
Espansione in Red Giant
Una volta che tutto l'idrogeno nel nucleo della stella viene convertito in elio, il nucleo collassa su se stesso, causando l'espansione della stella. Man mano che si espande, diventa prima una stella subgigante, poi una gigante rossa. Le giganti rosse hanno superfici più fredde delle stelle della sequenza principale; e per questo motivo appariranno rossi anziché gialli. Se la stella è abbastanza massiccia, può diventare abbastanza grande da essere classificata come supergigante.
Fusione di elementi più pesanti
Mentre si espande, la stella inizia a fondere molecole di elio nel suo nucleo e l'energia di questa reazione impedisce il collasso del nucleo. Una volta terminata la fusione dell'elio, il nucleo si restringe e la stella inizia a fondere il carbonio. Questo processo si ripete finché il ferro non inizia ad apparire nel nucleo. La fusione del ferro assorbe energia, quindi la presenza di ferro provoca il collasso del nucleo. Se la stella è abbastanza massiccia, l'implosione crea una supernova. Le stelle più piccole come il sole si contraggono pacificamente in nane bianche mentre i loro gusci esterni si irradiano come nebulose planetarie.
Supernovae e nebulose planetarie
L'esplosione di una supernova è uno degli eventi più brillanti dell'universo. La maggior parte del materiale della stella viene disperso nello spazio, ma il nucleo implode rapidamente in una stella di neutroni o in una singolarità nota come buco nero. Le stelle meno massicce non esplodono in questo modo. I loro nuclei si contraggono in minuscole stelle calde chiamate nane bianche mentre il materiale esterno si allontana. Le stelle più piccole del sole non hanno massa sufficiente per bruciare con nient'altro che un bagliore rosso durante la loro sequenza principale. Queste nane rosse, difficili da individuare ma che potrebbero essere le stelle più comuni là fuori, possono bruciare per trilioni di anni. Gli astronomi sospettano che alcune nane rosse siano nella loro sequenza principale da poco dopo il Big Bang.