31 Gen L’evoluzione stellare: nascita, crescita e morte di una stella.

In questo articolo cercherò di sintetizzare al massimo, ed in maniera fruibile e schematica, un processo che si verifica nel corso di miliardi di anni. Un percorso estremamente lento, per certi aspetti persino solo teorico e forse per questo affascinante: l’evoluzione stellare.
Partiamo dall’inzio..
Il processo di formazione delle stelle avviene all’interno di grandi nubi di gas formate in gran parte da idrogeno e da polvere interstellare. Tutto ha inizio quando una porzione di gas raggiunge una densità sufficiente a provocare un collasso gravitazionale del gas. La compressione provoca il riscaldamento del gas, che verso il centro, raggiunge una temperatura di alcuni milioni di gradi innescando le prime reazioni di fusione nucleare dell’idrogeno.
Gran parte della vita di una stella è contraddistinta da una fase di stabilità, nella quale l’idrogeno fonde in elio grazie a temperatura e pressione elevate. Questa fase, detta “sequenza principale” è dipendente da molti fattori quali la massa iniziale della stella e la velocità alla quale brucia il combustibile: vale a dire da quanto è la massa iniziale della stella e dalla sua luminosità. E’ perciò un periodo molto variabile, una sequenza principale “breve” può durare qualche decina o centinaio di milioni di anni.
Con l’esaurimento dell’idrogeno degli strati più interni, le reazioni di fusione nucleare hanno termine. Gli strati esterni della stella non sono più sostenuti e questa comincia a contrarsi aumentando la temperatura del nucleo; contemporaneamente lo stato esterno si espande e si raffredda. Si ha una gigante rossa, composta da un nucleo di elio inerte ed un guscio esterno in cui prosegue la fusione dell’idrogeno.
Quando il nucleo raggiunge temperature maggiori di 100 milioni di gradi, s’innesca la fusione dell’elio in carbonio, con liberazione di energia. A questo punto il destino della stella dipende, ancora una volta, dalla sua massa:
– se <8 masse solari, la stella può perdere gli strati esterni al nucleo che formano una nube in espansione (nebulosa planetaria) e il nucleo resta nudo e si raffredda velocemente: diventa una nana bianca, destinata a a trasformarsi in un corpo oscuro di materia inerte.
– se >8 masse solari, nella stella l’ossigeno ed il carbonio rimasti nel nucleo bruciano producendo Neon, Magnesio, Zolfo e Silicio. Zolfo e Silicio, bruciando a loro volta producono Ferro. A questo punto il collasso é inevitabile, improvviso ed incontenibile e produrrà una quantità tale di energia tanto da provocare delle spettacolari esplosioni stellari. È questo lo stadio di nova.
Si forma una nube di gas in rapida espansione, mentre il nucleo collassa rapidamente fino a formare una stella di neutroni, estremamente densa e compatta, se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari; se la massa residua è superiore, si forma un corpo piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso, un buco nero.

In questo scatto di Lorenzo Sestini, la Nebulosa Elica, una delle nebulose planetarie più prossime alla Terra. Distante “solo” 650 anni luce é un classico esempio di nebulosa planetaria formatasi alla fine delle vita di una stella di tipo solare.

Roberta Gori