Evoluzione stellare

evoluzione stellare

Tavola dell'evoluzione stellare.
A. BOSELLINI, Le scienze della Terra, Italo Bovolenta, Ferrara 2012, p. 52-53.

 

Nascita

Le stelle nascono da una nebulosa di fredde polveri e gas. Disturbate nella loro posizione di equilibrio gravitazionale si mettono a ruotare vorticosamente formando un primo nucleo di condensazione, attorno al quale si addensano altre polveri attirate dalla forza di gravità. Il compattarsi del materiale, oltre che far aumentare la forza gravitazionale, fa progressivamente aumentare la velocità di rotazione e questo compatta ulteriormente il nucleo in un ciclo che si autoalimenta.
Contemporaneamente, la pressione, l'attrito fra le particelle e la liberazione di energia gravitazionale provocano un aumento della temperatura: nasce la protostella.

 

Fase di stabilità

Quando la temperatura raggiunge il valore tale da far innescare le reazioni termonucleari si ha la stella vera e propria.
La stella rimane nella fase di stabilità finché sussiste l'equilibrio tra la forza gravitazionale che tende a farla collassare, e il calore che la fa dilatare. Il calore continuerà ad essere emesso finché ci sono le reazioni termonucleari, ma il combustibile non è illimitato. Quanto più una stella è grande, tanto più rapidamente consuma le sue scorte perché le reazioni avvengono a temperature altissime. Stelle piccole come il Sole bruciano l'idrogeno in circa 10 miliardi di anni, mentre le stelle giganti lo consumano in poche centinaia di migliaia di anni.

 

Gigante rossa

Quando il combustibile nel nucleo si esaurisce prevale la forza di gravità sull'espansione ed esso collassa su se stesso. A questo punto, un nuovo aumento di temperatura permette la combustione dell'elio trasformandolo in carbonio. Le reazioni, inoltre, si trasferiscono negli strati più esterni che fanno dilatare enormemente la stella facendola diventare una gigante rossa.

 

Prime fasi dell'evoluzione stellare

Protostella, stella, gigante rossa.
Enciclopedia delle Scienze. Astronomia
, De Agostini, Novara 1983, p. 73.

 

Fasi finali di vita

La fine della stella dipende dalla sua massa.

 

Massa piccola: nana bianca

Se la massa è simile a quella del Sole, gli strati esterni bruciano il combustibile fino all'esaurimento per poi disperdersi sotto forma di un anello di polveri: nebulosa planetaria.

La parte interna, dopo il collasso si riscalda nuovamente innescando nuove reazioni termonucleari che utilizzano elementi più pesanti rispetto alle reazioni precedenti. Si forma così una piccola stella, la nana bianca, che in lunghissimi tempi brucerà il combustibile diventando una stella rossa e poi nera.

 

Morte di stelle piccole

Nebulosa planetaria, nana bianca, nana nera.
Enciclopedia delle Scienze. Astronomia
, De Agostini, Novara 1983, p. 73.

 

Massa media: supernova e stella a neutroni

Con una massa almeno una decina di volte quella solare, la parte superficiale non è in grado di mantenere a lungo il suo equilibrio ed esplode diventando molto luminosa, siamo nella fase di supernova. I residui dell'esplosione formano una nebulosa irregolare, da cui possono formarsi altre stelle più piccole.

La parte interna collassa molto di più rispetto alla stella precedente e diventa un corpo molto compatto formato da neutroni: stella a neutroni.
Se emette un fascio di radiazioni non coincidente con l'asse di rotazione, dalla Terra appare come un oggetto pulsante che si comporta come un faro: è una pulsar.

 

Morte di stelle medie e grandi Nebulosa delle vele

Supernova e stella a neutroni.
Enciclopedia delle Scienze. Astronomia
, De Agostini, Novara 1983, p. 73.
Nebulosa delle Vele, resto dell'esplosione di una supernova.
Astronomia, Fabbri Editori, Milano 1993, p. 93.
Schema di una pulsar.

Astronomia, Fabbri Editori, Milano 1993, p. 137.

 

Massa grande: buco nero

Quando la massa è qualche decina di volte quella solare, dopo l'esplosione della supernova, il collasso gravitazionale andrà a formare un corpo talmente denso che non lascerà sfuggire alcun oggetto dalla superficie, neanche la luce; per questo ci appare come un corpo nero.

 

buco nero

Rappresentazione degli effetti di un buco nero.
Astronomia, Fabbri Editori, Milano 1993, p. 3.