Ciclo di vita completo di una stella

Le stelle sono composte principalmente da idrogeno ed elio. Variano notevolmente in dimensioni, luminosità e temperatura e vivono per miliardi di anni, passando attraverso diverse fasi. Il nostro sole è una tipica stella, una delle centinaia di miliardi che ricoprono la Via Lattea.

Il ciclo di vita di una stella è costituito da una serie di fasi ben definite.

Le stelle nascono in grandi “vivai” galattici chiamati nebulose, parola latina che significa nuvola. Le nebulose sono dense nubi di polvere e gas che possono dare origine a centinaia di stelle. In alcune regioni di una nebulosa, gas e polvere si riuniranno come grumi.

Una nuova stella sorge quando uno di questi gruppi accumula così tanta massa da collassare sotto la forza della sua stessa gravità. L'aumento della densità della nube di condensazione provoca un aumento significativo della sua temperatura. Alla fine, la temperatura diventa così alta che si verifica la fusione nucleare, formando una stella "infante" chiamata protostella.

Una volta che una protostella ha raccolto una massa sufficiente dalle nuvole di gas e polvere circostanti, diventa una stella di sequenza principale. Le stelle della sequenza principale fondono insieme gli atomi di idrogeno per creare l'elio in un processo noto come fusione nucleare. Le stelle possono esistere in questa fase per miliardi di anni. Il nostro sole è attualmente nella sua fase di sequenza principale.

La luminosità di una stella dipende fortemente dalla sua massa. Più una stella della sequenza principale è massiccia, più luminosità mostrerà. Il colore di una stella della sequenza principale è un'indicazione della temperatura della stella. Le stelle più calde appariranno blu o bianche e le stelle più fredde appariranno rosse o arancioni. La massa di una stella influenzerà anche la sua durata. Più massa ha una stella, più breve sarà la sua durata.

Dopo aver bruciato per miliardi di anni, una stella di sequenza principale finirà per esaurire la sua riserva di carburante poiché la maggior parte del suo idrogeno viene convertita in elio attraverso la fusione nucleare. A questo punto del ciclo di vita di una stella, l'elio in eccesso fa aumentare la temperatura della stella. Quando ciò accade, la stella si espanderà fino a diventare una gigante rossa.

Le giganti rosse sono di colore rosso brillante. Sono anche più grandi e molto più luminose delle stelle della sequenza principale. Mentre il nucleo della gigante rossa continua a collassare sotto la forza di gravità, diventerà abbastanza denso da convertire la sua scorta rimanente di elio in carbonio. Ciò si verifica in un periodo di circa 100 milioni di anni, fino al momento della morte della stella. Proprio come la massa detterà la luminosità di una stella, determinerà anche il modo in cui una stella muore.

Le stelle della sequenza principale che hanno masse inferiori alla fine diventano nane bianche. Una volta che una gigante rossa ha bruciato la sua riserva di elio, la stella perderà massa. Il suo nucleo di carbonio rimanente continuerà a raffreddarsi e a diminuire di luminosità per miliardi di anni fino a diventare una nana bianca.

Alla fine, la nana bianca cesserà del tutto di produrre energia e si scurirà per diventare una nana nera. Le stelle nane bianche sono più piccole, più dense e meno luminose delle stelle giganti rosse. La densità delle stelle nane bianche è così grande che un semplice cucchiaio di materiale nane bianche peserebbe diverse tonnellate.

Le stelle della sequenza principale che hanno masse più elevate sono destinate a morire in esplosioni drammatiche e violente chiamate supernove. Una volta che queste stelle hanno esaurito la loro scorta di elio, il nucleo di carbonio rimanente viene infine convertito in ferro. Questo nucleo di ferro collasserà sotto il suo stesso peso fino a raggiungere un punto in cui la materia inizia a rimbalzare sulla sua superficie.

Quando ciò accade, si verifica un'enorme esplosione che genererà un brillante lampo di luce che a volte può eguagliare la luminosità di un'intera galassia di stelle. Durante alcune esplosioni di supernova, protoni ed elettroni si combinano per formare neutroni. Questo a sua volta porta alla formazione di stelle estremamente dense chiamate stelle di neutroni.