Illuminano le nostre notti, hanno ispirato miti e leggende degli uomini sin dalla preistoria, sono le fornaci da cui gli elementi chimici di cui siamo composti si sono formati. Parliamo delle stelle. Sebbene sembrino eterne e immutabili, in realtà anche loro hanno un ciclo vitale che può durare milioni o miliardi di anni.
Come e dove si formano le stelle
Le stelle sono prevalentemente costituite da idrogeno, che è l'elemento più abbondante nell'Universo. La formazione stellare non può avvenire dovunque, ma solo dove l'idrogeno si trova in forma molecolare, quindi sottoforma di H2, con energia interna e condizioni di densità che favoriscono la tendenza della gravità a far collassare il materiale.
L'idrogeno molecolare si trova nelle galassie all'interno delle nubi molecolari, regioni in cui le condizioni di alta densità e bassa temperatura favoriscono la formazione della molecola di idrogeno.
All'interno delle nubi molecolari avviene il collasso gravitazionale della materia che inizia a formare una protostella, così chiamata poiché le reazioni di fusione nucleare non sono ancora iniziate. Man mano che la stella accumula materiale sotto effetto della gravità, la temperatura al centro della protostella aumenta sempre di più fino al punto in cui, nel nucleo stellare, si innescano le reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno. Con esse nasce finalmente una stella!
La sequenza principale
L'innesco delle reazioni di fusioni nucleare dell'idrogeno in elio al centro delle stelle segna l'inizio della fase più lunga della loro vita, definita di sequenza principale. Il nostro Sole si trova nella sua fase di sequenza principale da circa 5 miliardi di anni e vi rimarrà ancora per un tempo simile.
La frazione di tempo trascorsa dalle stelle nella fase di sequenza principale varia a seconda della loro massa: più sono massicce e minore sarà il tempo passato in fase di sequenza principale. I tempi scala variano dai milioni di anni per stelle di massa superiore alle 10 masse solari, ai circa 10 miliardi di anni per stelle di massa solare e fino a cento miliardi di anni per stelle di piccola massa come le nane rosse.
Le fasi successive della vita delle stelle dipendono dalla loro massa e da dove, nella stella, e quali reazioni nucleari si innescano dopo che le stelle hanno consumato tutto l'idrogeno disponibile nel nucleo.
La fase di gigante rossa
Terminato l'idrogeno nel nucleo, le stelle escono dalla fase di sequenza principale ed entrano nella fase di gigante rossa che dura circa 1 miliardo di anni. Questa fase è caratterizzata da un nucleo inerte di elio e dall'innesco di reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno in un guscio che circonda il nucleo.
Siccome ora le reazioni nucleari sono più vicine alla superficie di prima, le stelle si espandono enormemente, da qui il nome gigante rossa. Il Sole diventerà una gigante rossa tra più di 5 miliardi di anni, aumentando le sue dimensioni a tal punto da inglobare Mercurio, Venere e probabilmente anche la Terra.
Ad un certo punto, anche l'idrogeno nel guscio finisce e, mancando la fonte di energia, la gravità ricomincia il suo lavoro facendo collassare le stelle su sé stesse.
Ramo orizzontale e asintotico delle giganti
Il collasso gravitazionale continua fino a quando la temperatura all'interno del nucleo raggiunge i 100 milioni di gradi, necessari ad innescare le reazioni di fusione nucleare dell'elio in carbonio e ossigeno. Questa nuova fase di fusione dell'elio nel nucleo stellare è chiamata di ramo orizzontale.
Una volta terminato anche l'elio nel nucleo, le stelle collassano sotto la gravità e si innescano le reazioni di fusione nucleare dell'elio in un guscio attorno al nucleo. Questa fonte di energia più esterna fa espandere le stelle che entrano nella fase di ramo asintotico delle giganti. Terminato l'elio nel guscio esterno, le stelle vanno incontro ad una fase di instabilità in cui esse espellono gli strati più esterni delle loro atmosfere.
La morte delle stelle di massa simile al Sole
Nelle stelle di massa simile al Sole o poco più massicce, la forza di gravità non è tale da far aumentare la temperatura del nucleo fino a fondere carbonio e ossigeno. La stella così arresta il suo ciclo vitale e tutto ciò che rimane è questo nucleo caldissimo di ossigeno e carbonio, la cosiddetta nana bianca, circondata da una splendida nebulosa planetaria fatta degli strati esterni di atmosfera stellare espulsi.
La morte delle stelle di grande massa
Un fato diverso e più spettacolare attende le stelle di grandissima massa, caratterizzate da un colore spostato verso il blu. La loro vita è più breve e termina in modo molto più violento, con una esplosione di supernova. La loro grande massa permette di avere reazioni di fusione nucleare che vanno oltre quelle del carbonio e dell'ossigeno. Man mano che esse procedono la stella inizia a formare una struttura "a cipolla", con gli elementi più leggeri in superficie e quelli più pesanti verso il nucleo. Il ciclo si interrompe quando le reazioni di fusione nucleare creano un nucleo fatto di ferro e nichel.
A questo punto, le reazioni di fusione nucleare non possono più procedere. La gravità così comprime sempre di più la stella e si arriva a temperature dell'ordine del miliardo di gradi e densità elevatissime che innescano una esplosione di supernova. La supernova arricchisce il mezzo interstellare di tutti gli elementi chimici formatisi all'interno della stella progenitrice, formando il materiale da cui nuove stelle e sistemi planetari andranno a formarsi.
Ma cosa rimane dopo questa mastodontica esplosione di supernova? Se la stella possiede una massa inferiore alle 25 masse solari, avremo la formazione di una stella di neutroni. Se la stella è più massiccia di 25 masse solari, avremo la formazione di un buco nero stellare. Entrambi sono gli oggetti più densi dell'Universo dato che la gravità ha compresso queste enormi masse in uno spazio estremamente piccolo.
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