Ciclo di vita di una stella di medie dimensioni

La massa di una stella è l'unica caratteristica che determina il destino di quel corpo celeste. Il suo comportamento a fine vita dipende interamente dalla sua massa. Per le stelle leggere, la morte arriva silenziosamente, una gigante rossa che muta la pelle per lasciarsi alle spalle la nana bianca oscura. Ma il finale per una star più pesante può essere piuttosto esplosivo!

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Le stelle medie sono quelle che, troppo grandi per diventare nane bianche e troppo piccole per diventare buchi neri, passano gli anni della loro morte come stelle di neutroni. Gli scienziati hanno osservato che questa categoria ha un limite inferiore di poco superiore a 1,4 masse solari e un limite superiore intorno a 3,2 masse solari. (Una "massa solare" è un'unità di misura approssimativamente la stessa massa del nostro Sole.)

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La dimensione di una stella è determinata dalla quantità di materia disponibile nella sua nebulosa madre. Questa nube di polvere e gas inizia a collassare su se stessa a causa della gravità, formando al suo centro una massa sempre più calda, luminosa e densa: una protostella.

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Quando la protostella è sufficientemente calda e densa, nel suo nucleo inizia il processo di fusione dell'idrogeno. La fusione produce una pressione di radiazione sufficiente per contrastare la forza di gravità; così cessa il collasso gravitazionale. La protostella è diventata una vera stella nella sua fase di sequenza principale. La stella trascorrerà la maggior parte della sua vita in questo periodo di stabilità, generando luce e calore attraverso la fusione dell'idrogeno in elio per milioni di anni.

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Quando il nucleo della stella esaurisce l'idrogeno, la gravità si fa strada ancora una volta, cioè fino a quando le temperature salire abbastanza in alto da consentire la fusione dell'elio, che produce la pressione verso l'esterno necessaria per stabilizzarsi cose. Quando non rimane più elio, il ciclo ricomincia. Il nucleo oscilla quindi tra stati di compressione ed equilibrio man mano che avvengono reazioni di fusione sempre più elevate. Nel frattempo, il calore estremo fa sì che lo strato esterno della stella, o "guscio", si espanda fino a un raggio paragonabile a quello dell'orbita terrestre. A una distanza così grande dal nucleo, il guscio si raffredderà abbastanza da diventare rosso. La stella ora è una gigante rossa.

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Le reazioni nucleari cessano per sempre quando il nucleo della stella si riduce a ferro; quell'elemento non si fonderà senza ulteriori forniture di energia. Il collasso gravitazionale riprende catastroficamente con una forza abbastanza forte da distruggere i nuclei stessi degli atomi che compongono il nucleo. Questo genera così tanta energia che l'esplosione domina il cielo per anni luce in ogni direzione. La stella è diventata supernova.

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Nel frattempo, ciò che resta della stella si è ridotto a un diametro non più grande di pochi chilometri, circa le dimensioni di una città. A questa densità, la pressione verso l'esterno generata da protoni e neutroni che reagiscono alla compressione è finalmente sufficiente per arrestare la gravità. La stella è così densa che, se potessi portare un cucchiaino del suo materiale sulla Terra, peserebbe un trilione di tonnellate. Ruota fino a 30 volte al secondo ed esibisce un campo magnetico molto grande. È una stella di neutroni, lo stadio finale del ciclo di vita di una stella di medie dimensioni.