4.

Evoluzione stellare

Una stella nasce da una nube di gas e polveri relativamente fredda, con densità migliaia di volte maggiore di quella della circostante materia interstellare. La contrazione gravitazionale di questo gas produce un progressivo aumento della temperatura che porta alla formazione di una protostella, un astro giovane, sorgente di radiazioni elettromagnetiche nella banda dell’infrarosso.

Via via che il processo di contrazione gravitazionale prosegue, la temperatura aumenta; quando all’interno dell’astro vengono raggiunti i 10 milioni di gradi, si innescano le reazioni nucleari che trasformano l’idrogeno e il deuterio in elio, con conseguente emissione di una grande quantità di energia nucleare. L’energia radiativa prodotta da queste reazioni bilancia la spinta centripeta dell’attrazione gravitazionale, per cui la contrazione si arresta e la stella entra in una fase di stabilità.

1.

Da protostella a stella

Nel diagramma di Hertzsprung-Russell (il grafico che rappresenta le stelle conosciute in funzione della loro temperatura e luminosità) è possibile seguire idealmente le principali tappe dell’evoluzione stellare. Le prime fasi appena descritte sono rappresentate dai punti situati nelle zone in alto a destra e sulla fascia diagonale del diagramma (la sequenza principale).

In sostanza la protostella, ancora relativamente fredda e piuttosto grande, trova collocazione nella parte alta a destra del diagramma, quella relativa alle basse temperature e agli alti valori di luminosità; via via che l’evoluzione procede, la posizione dell’astro si sposta idealmente nella fascia centrale, fino a occupare, una volta raggiunto l’equilibrio, una posizione fissa della sequenza principale. Qui la stella trascorre la maggior parte della sua vita, bruciando l’idrogeno di cui è costituita per alimentare le reazioni di fusione che avvengono nel suo nucleo.

2.

Fase di gigante rossa

Quando l’idrogeno comincia a scarseggiare nella regione centrale della stella, il rilascio di energia si riduce, tanto da non bilanciare più la spinta centripeta dell’attrazione gravitazionale. Riprendono quindi la contrazione e il conseguente aumento della temperatura. Il calore sviluppato nella contrazione si trasmette all’involucro più esterno della stella, dove vi è dell’idrogeno residuo: si innescano così altre reazioni nucleari che, con questo meccanismo, interessano via via tutto il volume della stella, dagli strati più interni a quelli più esterni.

In questa fase le dimensioni sono di gran lunga maggiori che negli stadi precedenti, e tali da giustificare la denominazione di “gigante rossa”. Una stella in questa fase può essere interessata da fluttuazioni di volume e di luminosità, dovute al discontinuo bilanciamento tra le due forze contrapposte di contrazione ed espansione; nel caso si verifichino, tali fluttuazioni fanno della gigante rossa una stella variabile.

Mentre gli strati esterni della gigante rossa si espandono, il nucleo si contrae progressivamente, raggiungendo temperature elevatissime, dell’ordine dei 100 milioni di gradi kelvin. Tali temperature garantiscono la possibilità che si inneschino le reazioni di fusione dell’elio in carbonio. Se poi la stella ha una massa superiore a quella del Sole, con questo meccanismo di contrazione del nucleo si possono raggiungere temperature ancora più elevate, che consentono la sintesi di elementi chimici sempre più pesanti, fino al ferro.

3.

Fase conclusiva

Una volta esaurito tutto il combustibile a disposizione non è più possibile l’equilibrio: non vi è più, infatti, alcuna spinta radiativa in grado di bilanciare quella contraria di attrazione gravitazionale. La stella va così incontro a un’inesorabile contrazione, riducendosi a un corpo piccolo, freddo e denso. Le caratteristiche specifiche di questo oggetto dipendono sostanzialmente dalla massa iniziale della stella. Un astro delle dimensioni del Sole è destinato a diventare una nana bianca, un corpo molto denso, che irradia nello spazio l’energia sviluppata nella contrazione, ma che non è in grado di sostenere alcuna reazione nucleare a causa dell’assenza di combustibile. Con il tempo la nana bianca si raffredda completamente e muore, diventando una nana nera.

Per una stella con massa iniziale anche solo una volta e mezza quella del Sole, il destino è diverso: prima di contrarsi e di diventare nana bianca, ancora durante lo stadio di gigante rossa, espelle nello spazio grandi quantità di materia, che vanno a costituire una nube ad anello intorno al nucleo stellare, chiamata nebulosa planetaria. Nel caso poi che la massa iniziale fosse ancora maggiore (più di tre volte quella del Sole), l’espulsione di questa porzione di materia avviene in modo esplosivo, sotto forma di un evento di nova o supernova.

In generale, le stelle con massa molto maggiore di quella solare evolvono rapidamente, giungendo allo stadio di supernova in pochi milioni di anni. Il residuo di tali stelle è, a seconda dei casi, una stella di neutroni o un buco nero. Stelle medie come il Sole hanno, invece, vite di molti miliardi di anni.