Le stelle nascono davvero dalla polvere di stelle, e poiché le stelle sono le fabbriche che producono tutti gli elementi pesanti, anche il nostro mondo e tutto ciò che contiene viene dalla polvere di stelle.
Le sue nubi, costituite principalmente da molecole di gas idrogeno, fluttuano nell'inimmaginabile freddezza dello spazio finché la gravità non le costringe a collassare su se stesse ea formare stelle.
Tutte le stelle sono uguali, ma come le persone, sono disponibili in molte varianti. Il principale determinante delle caratteristiche di una stella è la quantità di polvere di stelle coinvolta nella sua formazione.
Alcune stelle sono molto grandi e hanno vite brevi e spettacolari, mentre altre sono così piccole da avere a malapena massa sufficiente per diventare una stella in primo luogo, e queste hanno vite estremamente lunghe. Il ciclo di vita di una stella, come spiegano la NASA e altre autorità spaziali, è fortemente dipendente dalla massa.
Le stelle delle dimensioni circa del nostro sole sono considerate stelle piccole, ma non sono piccole come il rosso nani, che hanno una massa circa la metà di quella del sole e sono vicini all'essere eterni come può una stella ottenere.
Il ciclo di vita di una stella di piccola massa come il sole, classificata come stella di sequenza principale di tipo G (o nana gialla), dura circa 10 miliardi di anni. Sebbene le stelle di queste dimensioni non diventino supernovae, terminano la loro vita in modo drammatico.
La formazione di una protostella
La gravità, quella forza misteriosa che tiene i nostri piedi incollati al suolo e i pianeti che ruotano nelle loro orbite, è responsabile della formazione stellare. All'interno delle nubi di gas e polvere interstellari che fluttuano intorno all'universo, la gravità fonde le molecole in piccoli grumi, che si liberano dalle nubi madri per diventare protostelle. A volte il collasso è precipitato da un evento cosmico, come una supernova.
In virtù della loro massa aumentata, le protostelle sono in grado di attrarre più polvere di stelle. La conservazione della quantità di moto fa sì che la materia in collasso formi un disco rotante e la temperatura aumenta a causa dell'aumento della pressione e dell'energia cinetica rilasciata dalle molecole di gas attratte dal centro.
Si ritiene che diverse protostelle esistano nella Nebulosa di Orione, tra gli altri luoghi. Quelli molto giovani sono troppo diffusi per essere visibili, ma alla fine diventano opachi quando si uniscono. Quando ciò accade, l'accumulo di materia intrappola la radiazione infrarossa nel nucleo, che aumenta ulteriormente la temperatura e la pressione, impedendo infine che altra materia cada nel nucleo.
L'involucro della stella continua ad attrarre materia ea crescere, tuttavia, finché non accade qualcosa di incredibile.
La scintilla termonucleare della vita
È difficile credere che la gravità, che è una forza relativamente debole, possa far precipitare una catena di eventi che porta a una reazione termonucleare, ma è quello che succede. Mentre la protostella continua ad accumulare materia, la pressione al centro diventa così intensa che l'idrogeno inizia a fondersi in elio e la protostella diventa una stella.
L'avvento dell'attività termonucleare crea un vento intenso che pulsa dalla stella lungo l'asse di rotazione. Il materiale che circola attorno al perimetro della stella viene espulso da questo vento. Questa è la fase T-Tauri della formazione della stella, che è caratterizzata da una vigorosa attività superficiale, inclusi brillamenti ed eruzioni. La stella può perdere fino al 50 percento della sua massa durante questa fase, che per una stella delle dimensioni del sole dura qualche milione di anni.
Alla fine, il materiale attorno al perimetro della stella inizia a dissiparsi e ciò che rimane si fonde nei pianeti. Il vento solare si placa e la stella si assesta in un periodo di stabilità sulla sequenza principale. Durante questo periodo, la forza verso l'esterno generata dalla reazione di fusione dell'idrogeno con l'elio che si verifica nel nucleo bilancia l'attrazione gravitazionale verso l'interno e la stella non perde né guadagna materia.
Ciclo di vita della piccola stella: sequenza principale
La maggior parte delle stelle nel cielo notturno sono stelle della sequenza principale, perché questo periodo è di gran lunga il più lungo nella durata della vita di qualsiasi stella. Durante la sequenza principale, una stella fonde l'idrogeno in elio e continua a farlo finché il suo combustibile idrogeno si esaurisce.
La reazione di fusione avviene più rapidamente nelle stelle massicce rispetto a quelle più piccole, quindi le stelle massicce bruciano più calde, con una luce bianca o blu, e bruciano per un tempo più breve. Mentre una stella delle dimensioni del sole durerà per 10 miliardi di anni, una gigante blu super massiccia potrebbe durare solo 20 milioni.
In generale, nelle stelle di sequenza principale si verificano due tipi di reazioni termonucleari, ma nelle stelle più piccole, come il sole, si verifica solo un tipo: la catena protone-protone.
I protoni sono nuclei di idrogeno e nel nucleo di una stella viaggiano abbastanza velocemente da superare la repulsione elettrostatica e si scontrano per formare nuclei di elio-2, rilasciando un v-neutrino e un positrone nel processo. Quando un altro protone si scontra con un nucleo di elio-2 appena formato, si fondono in elio-3 e rilasciano un fotone gamma. Infine, due nuclei di elio-3 si scontrano per creare un nucleo di elio-4 e altri due protoni, che continuano la reazione a catena, quindi, tutto sommato, la reazione protone-protone consuma quattro protoni.
Una sottocatena che si verifica all'interno della reazione principale produce berillio-7 e litio-7, ma questi sono elementi di transizione che si combinano, dopo la collisione con un positrone, per creare due nuclei di elio-4. Un'altra sottocatena produce il berillio-8, che è instabile e si divide spontaneamente in due nuclei di elio-4. Questi sottoprocessi rappresentano circa il 15% della produzione totale di energia.
Sequenza post-principale - Gli anni d'oro
Gli anni d'oro nel ciclo di vita di un essere umano sono quelli in cui l'energia inizia a calare, e lo stesso vale per una stella. Gli anni d'oro per una stella di piccola massa si verificano quando la stella ha consumato tutto l'idrogeno nel suo nucleo, e questo periodo è anche noto come sequenza post-principale. La reazione di fusione nel nucleo cessa e il guscio di elio esterno collassa, creando energia termica poiché l'energia potenziale nel guscio che collassa viene convertita in energia cinetica.
Il calore extra fa sì che l'idrogeno nel guscio ricominci a fondersi, ma questa volta la reazione produce più calore rispetto a quando si verificava solo nel nucleo.
La fusione dello strato di guscio di idrogeno spinge i bordi della stella verso l'esterno e l'atmosfera esterna si espande e si raffredda, trasformando la stella in una gigante rossa. Quando questo accadrà al sole tra circa 5 miliardi di anni, si espanderà della metà della distanza dalla Terra.
L'espansione è accompagnata da un aumento delle temperature nel nucleo poiché più elio viene scaricato dalle reazioni di fusione dell'idrogeno che si verificano nel guscio. Diventa così caldo che la fusione dell'elio inizia nel nucleo, producendo berillio, carbonio e ossigeno, e una volta che questa reazione (chiamata flash di elio) inizia, si diffonde rapidamente.
Dopo che l'elio nel guscio si è esaurito, il nucleo di una piccola stella non può generare abbastanza calore per fondere gli elementi più pesanti che sono stati creati e il guscio che circonda il nucleo crolla di nuovo. Questo crollo genera una notevole quantità di calore - sufficiente per iniziare la fusione dell'elio nel guscio - e il nuovo la reazione inizia un nuovo periodo di espansione durante il quale il raggio della stella aumenta fino a 100 volte il suo originale raggio.
Quando il nostro sole raggiunge questo stadio, si espanderà oltre l'orbita di Marte.
Le stelle delle dimensioni del sole si espandono per diventare nebulose planetarie
Qualsiasi storia del ciclo di vita di una stella per bambini dovrebbe includere una spiegazione delle nebulose planetarie, perché sono alcuni dei fenomeni più sorprendenti dell'universo. Il termine nebulosa planetaria è un termine improprio, perché non ha nulla a che fare con i pianeti.
È il fenomeno responsabile delle immagini drammatiche dell'Occhio di Dio (la Nebulosa Elica) e di altre immagini simili che popolano Internet. Lungi dall'essere di natura planetaria, una nebulosa planetaria è la firma della scomparsa di una piccola stella.
Mentre la stella si espande nella sua seconda fase di gigante rossa, il nucleo collassa simultaneamente in un bianco incandescente nana, che è un residuo denso che ha la maggior parte della massa della stella originale impacchettata in un sfera. La nana bianca emette radiazioni ultraviolette che ionizzano il gas nel guscio in espansione, producendo colori e forme spettacolari.
Quello che rimane è una nana bianca
Le nebulose planetarie non sono di lunga durata, dissipandosi in circa 20.000 anni. La nana bianca che rimane dopo che una nebulosa planetaria si è dissipata, tuttavia, è di lunghissima durata. È fondamentalmente un grumo di carbonio e ossigeno mescolato con elettroni che sono imballati così strettamente che si dice che siano degenerati. Secondo le leggi della meccanica quantistica, non possono essere ulteriormente compressi. La stella è un milione di volte più densa dell'acqua.
Non si verificano reazioni di fusione all'interno di una nana bianca, ma rimane calda in virtù della sua piccola superficie, che limita la quantità di energia che irradia. Alla fine si raffredderà per diventare un grumo nero e inerte di carbonio ed elettroni degenerati, ma ci vorranno dai 10 ai 100 miliardi di anni. L'universo non è ancora abbastanza vecchio perché questo si sia verificato.
La massa influisce sul ciclo di vita
Una stella delle dimensioni del sole diventerà una nana bianca quando consumerà il suo combustibile a idrogeno, ma una con una massa nel suo nucleo di 1,4 volte la dimensione del sole subirà un destino diverso.
Le stelle con questa massa, nota come limite di Chandrasekhar, continuano a collassare, perché la forza di gravitazione è sufficiente per superare la resistenza verso l'esterno della degenerazione degli elettroni. Invece di diventare nane bianche, diventano stelle di neutroni.
Poiché il limite di massa di Chandrasekhar si applica al nucleo dopo che la stella ha irradiato gran parte della sua massa, e poiché la massa persa è considerevole, la stella deve avere circa otto volte la massa del sole prima di entrare nella fase di gigante rossa per diventare una stella di neutroni.
Le stelle nane rosse sono quelle con una massa compresa tra la metà e i tre quarti di quella solare. Sono le più belle di tutte le stelle e non accumulano tanto elio nei loro nuclei. Di conseguenza, non si espandono per diventare giganti rossi quando hanno esaurito il loro combustibile nucleare. Invece, si contraggono direttamente in nane bianche senza la produzione di una nebulosa planetaria. Poiché queste stelle bruciano così lentamente, tuttavia, ci vorrà molto tempo, forse fino a 100 miliardi di anni, prima che una di loro subisca questo processo.
Le stelle con una massa inferiore a 0,5 masse solari sono note come nane brune. Non sono affatto stelle, perché quando si sono formate, non avevano massa sufficiente per avviare la fusione dell'idrogeno. Le forze di compressione della gravità generano energia sufficiente per l'irradiazione di tali stelle, ma è con una luce appena percettibile all'estremità rossa dello spettro.
Poiché non c'è consumo di carburante, non c'è nulla che impedisca a una stella del genere di rimanere esattamente com'è finché dura l'universo. Potrebbero essercene uno o molti nelle immediate vicinanze del sistema solare, e poiché brillano così debolmente, non sapremmo mai che erano lì.