Come cambiano le star durante la loro vita

Le stelle sono alcuni degli elementi costitutivi fondamentali dell’universo. Non solo costituiscono galassie, ma molte ospitano anche sistemi planetari. Quindi, comprendere la loro formazione ed evoluzione fornisce importanti indizi per comprendere galassie e pianeti.

Il Sole ci offre un esempio di prima classe da studiare, proprio qui nel nostro sistema solare. Sono solo otto minuti luce di distanza, quindi non dobbiamo aspettare a lungo per vedere le caratteristiche sulla sua superficie. Gli astronomi hanno un numero di satelliti che studiano il Sole e conoscono da molto tempo le basi della sua vita. Per prima cosa, è di mezza età e proprio nel mezzo del periodo della sua vita chiamato “sequenza principale”. Durante questo periodo, fonde l’idrogeno nel suo nucleo per produrre elio. 

Il Sole influenza il sistema solare in molti modi. Insegna agli astronomi come funzionano le stelle.
Centro di volo spaziale della NASA / Goddard

Nel corso della sua storia, il Sole è rimasto più o meno lo stesso. Per noi è sempre stato questo oggetto bianco-giallastro luminoso nel cielo. Non sembra cambiare, almeno per noi. Questo perché vive su una scala temporale molto diversa da quella degli umani. Tuttavia, cambia, ma in modo molto lento rispetto alla rapidità con cui viviamo le nostre vite brevi e veloci. Se guardiamo la vita di una stella sulla scala dell’età dell’universo (circa 13.7 miliardi di anni), il Sole e le altre stelle vivono tutte vite abbastanza normali. Cioè, nascono, vivono, si evolvono e poi muoiono nel corso di decine di milioni o miliardi di anni. 

Per capire come si evolvono le stelle, gli astronomi devono sapere quali tipi di stelle esistono e perché differiscono l’una dall’altra in modi importanti. Un passo è “ordinare” le stelle in contenitori diversi, proprio come le persone potrebbero ordinare le monete o le biglie. Si chiama “classificazione stellare” e gioca un ruolo fondamentale nella comprensione del funzionamento delle stelle. 

Classificare le stelle

Gli astronomi classificano le stelle in una serie di “contenitori” utilizzando queste caratteristiche: temperatura, massa, composizione chimica e così via. In base alla sua temperatura, luminosità (luminosità), massa e chimica, il Sole è classificato come una stella di mezza età che si trova in un periodo della sua vita chiamato “sequenza principale”. 

Questa versione del diagramma Hertzprung-Russell traccia le temperature delle stelle rispetto alla loro luminosità. La posizione di una stella nel diagramma fornisce informazioni sullo stadio in cui si trova, nonché sulla sua massa e luminosità.
Osservatorio europeo meridionale

Praticamente tutte le star trascorrono la maggior parte della loro vita in questa sequenza principale finché non muoiono; a volte delicatamente, a volte violentemente.

È tutta una questione di fusione

La definizione di base di ciò che rende una stella di sequenza principale è questa: è una stella che fonde l’idrogeno con l’elio nel suo nucleo. L’idrogeno è l’elemento costitutivo di base delle stelle. Quindi lo usano per creare altri elementi.

Quando si forma una stella, lo fa perché una nuvola di idrogeno gassoso inizia a contrarsi (tirare insieme) sotto la forza di gravità. Questo crea una protostella densa e calda al centro della nuvola. Questo diventa il nucleo della stella.

Il team Spitzer Legacy “Cores to Disks” ha utilizzato due telecamere a infrarossi sul telescopio spaziale Spitzer della NASA per cercare regioni dense di nubi molecolari interstellari (note come “nuclei”) per la prova della formazione stellare.
NASA / JPL-Caltech / N. Evans (Università del Texas ad Austin) / DSS

La densità nel nucleo raggiunge un punto in cui la temperatura è di almeno 8-10 milioni di gradi Celsius. Gli strati esterni della protostella stanno premendo sul nucleo. Questa combinazione di temperatura e pressione avvia un processo chiamato fusione nucleare. Questo è il punto in cui nasce una stella. La stella si stabilizza e raggiunge uno stato chiamato “equilibrio idrostatico”, ovvero quando la pressione di radiazione verso l’esterno dal nucleo è bilanciata dalle immense forze gravitazionali della stella che cerca di collassare su se stessa. Quando tutte queste condizioni sono soddisfatte, la stella si trova “sulla sequenza principale” e continua la sua vita alacremente trasformando l’idrogeno in elio nel suo nucleo.

Riguarda la messa

La massa gioca un ruolo importante nel determinare le caratteristiche fisiche di una data stella. Fornisce anche indizi su quanto a lungo vivrà la stella e come morirà. Maggiore è la massa della stella, maggiore è la pressione gravitazionale che cerca di far collassare la stella. Per combattere questa maggiore pressione, la stella ha bisogno di un alto tasso di fusione. Maggiore è la massa della stella, maggiore è la pressione nel nucleo, maggiore è la temperatura e quindi maggiore è la velocità di fusione. Ciò determina la velocità con cui una stella consumerà il suo carburante.

Una stella massiccia fonderà le sue riserve di idrogeno più rapidamente. Questo lo toglie dalla sequenza principale più rapidamente di una stella di massa inferiore, che utilizza il suo carburante più lentamente.

Lasciando la sequenza principale

Quando le stelle esauriscono l’idrogeno, iniziano a fondere l’elio nei loro nuclei. Questo è quando lasciano la sequenza principale. Le stelle di massa elevata diventano supergiganti rosse e poi si evolvono per diventare supergiganti blu. Sta fondendo l’elio in carbonio e ossigeno. Quindi, inizia a fondere quelli in neon e così via. Fondamentalmente, la stella diventa una fabbrica di creazione chimica, con la fusione che avviene non solo nel nucleo, ma negli strati che circondano il nucleo. 

Alla fine, una stella di massa molto elevata cerca di fondere il ferro. Questo è il bacio della morte per quella stella. Perché? Perché fondere il ferro richiede più energia di quanta ne ha a disposizione la stella. Ferma la fabbrica di fusione morta sul suo percorso. Quando ciò accade, gli strati esterni della stella collassano nel nucleo. Succede abbastanza velocemente. I bordi esterni del nucleo cadono per primi, alla sorprendente velocità di circa 70,000 metri al secondo. Quando colpisce il nucleo di ferro, tutto inizia a rimbalzare e questo crea un’onda d’urto che squarcia la stella in poche ore. Nel processo, vengono creati nuovi elementi più pesanti mentre la parte anteriore dell’ammortizzatore passa attraverso il materiale della stella.
Questa è quella che viene chiamata una supernova del “collasso del nucleo”. Alla fine, gli strati esterni esplodono nello spazio e ciò che resta è il nucleo collassato, che diventa una stella di neutroni o un buco nero.

La Nebulosa del Granchio è ciò che resta dopo che un’enorme stella è esplosa come una supernova. Questa immagine composita della Nebulosa del Granchio, assemblata da 24 immagini scattate dal telescopio spaziale Hubble della NASA, mostra le caratteristiche nei resti filamentosi della stella mentre il suo materiale si diffonde nello spazio.
NASA / ESA / ASU / J. Hester e A. Loll

Quando le stelle meno massicce lasciano la sequenza principale

Stelle con masse comprese tra metà della massa solare (cioè metà della massa del Sole) e circa otto masse solari fonderanno l’idrogeno in elio fino a quando il carburante non sarà consumato. A quel punto, la stella diventa una gigante rossa. La stella inizia a fondere l’elio in carbonio e gli strati esterni si espandono per trasformare la stella in una gigante gialla pulsante.

Quando la maggior parte dell’elio è fusa, la stella diventa di nuovo una gigante rossa, ancora più grande di prima. Gli strati esterni della stella si espandono nello spazio, creando una nebulosa planetaria. Il nucleo di carbonio e ossigeno verrà lasciato indietro sotto forma di una nana bianca.

Il Sole sarà così in un lontano futuro? Questa straordinaria bolla, che brilla come il fantasma di una stella nell’oscurità ossessionante dello spazio, può sembrare soprannaturale e misteriosa, ma è un oggetto astronomico familiare: una nebulosa planetaria, i resti di una stella morente. Questa è la migliore vista dell’oggetto poco conosciuto ESO 378-1 finora ottenuta ed è stata catturata dal Very Large Telescope dell’ESO nel nord del Cile.
Osservatorio europeo meridionale

Stelle più piccole di 0.5 masse solari formeranno anche nane bianche, ma non saranno in grado di fondere l’elio a causa della mancanza di pressione nel nucleo dalle loro piccole dimensioni. Pertanto queste stelle sono conosciute come nane bianche dell’elio. Come le stelle di neutroni, i buchi neri e le supergiganti, queste non appartengono più alla sequenza principale.