Evoluzione delle stelle: cos’è e come si evolvono le stelle
Osservando il firmamento, ci si diverte a individuare le stelle o le costellazioni più famose, che ci sembrano sempre brillanti, forse un po’ lontane ma sempre luminosissime. Non ti verrebbe mai in mente che magari quella singola stella che tanto cattura la tua attenzione, possa essere non all’apice del suo ciclo vitale ma alla fine.
Che cos’è e cosa si intende per evoluzione delle stelle?
Evoluzione delle stelle…di che cosa stiamo parlando? Avanziamo per gradi e cerchiamo di capire bene tutto. Devi immaginare la stella come un vero e proprio essere vivente: nasce come ammasso di gas ionizzato che, viste le temperature e la pressione altissime, genera radiazioni elettromagnetiche, grazie alle quali emette luce.
Le fusioni nucleari che avvengono nel nocciolo di questo neonato corpo celeste porta l’idrogeno a trasformarsi nel più leggero elio e quindi alla nascita della stella.
Questa è l’evoluzione della stella, ossia il suo ciclo vitale comprensivo di una serie di eventi che si svolgono in un lasso di tempo per noi umani quasi incomprensibile.
Come per ogni essere vivente, anche la stella muore, diventando una Nana Bianca, una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della sua massa.
Come avviene l’evoluzione stellare: ciclo di vita di una stella
Il ciclo vitale di una stella è composto dunque da numerose fasi dove i diversi materiali che la compongono (idrogeno ed elio soprattutto, oltre a minori quantità di carbonio, ossigeno e azoto) interagiscono tra loro in virtù di complessi processi che possono protrarsi anche per miliardi di anni. Si passa dall’ammasso di gas alla protostella fino ad arrivare alla fase stabile della stella, alla quale seguirà il suo declino.
Nascita e formazione della stella: il primo passo durante l’evoluzione delle stelle
In quelle parti dell’universo dove c’è una maggiore concentrazione di idrogeno, nella sua particolare forma molecolare, è più facile che si creino delle nebulose interstellari, che altro non sono che ammassi gassosi.
Al loro interno ci sono condizioni di densità, di pressione termica e soprattutto di gravità tali che portano a un collasso prima e poi a un’esplosione oltre la cosiddetta Massa di Jeans: a questo punto nasce la Protostella. In questa fase la nube è caldissima, molto densa e possiede una forza di gravità abbastanza forte da trattenere al massimo tutti i materiali.
Non vedrai mai una protostella nemmeno con potenti telescopi, perché non scatenandosi al suo interno reazioni nucleari, non generano luce. Solo quando la protostella raggiunge almeno 10 milioni di gradi Kelvin si porranno le basi per le prime fusioni nucleari di idrogeno, con la nascita della vera e propria stella.
Sequenza principale
Con la nascita della stella, inizia anche la fase più stabile di questo corpo celeste: per questo motivo compare nella cosiddetta Sequenza Principale, all’interno del Diagramma HR.
In questa condizione avviene la trasformazione degli atomi di idrogeno in quelli più leggeri di elio: sono fusioni nucleari che comportano una grande liberazione di energia (quindi di luce), la quale permette di evitare il collasso dei materiali. Il Sole si trova proprio nella Sequenza Principale e, secondo gli studiosi, vi rimarrà almeno per 5 miliardi di anni.
Fasi finali dell’evoluzione delle stelle
Le stelle grandi e con più massa posseggono grandi riserve di idrogeno. Quando queste si esauriscono, comincia il declino, lento ma inesorabile della stella e di conseguenza la sua fase di instabilità.
Le stelle, con il calo di idrogeno, subiscono un aumento impressionante della temperatura, la quale incentiva nuove reazioni nucleari: puoi immaginare questa fase come una sorta di istinto di sopravvivenza dell’astro che, se di dimensioni più “piccole”, si trasforma in Gigante Rossa. Pensa che il Sole, la stella della nostra galassia, tra circa 5 miliardi di anni diventerà anch’esso una Gigante Rossa, inglobando addirittura Venere, Mercurio e anche la Terra.
La Gigante Rossa infatti si espande moltissimo, anche se le reazioni nucleari si svolgono non più nel nocciolo ma in superficie. Se la stella ha quindi una massa più piccola di quella solare di 8 volte, è destinata a diventare una Nana Bianca: il suo nucleo è ancora caldo e composto da carbonio e ossigeno, ma la gravità non è così forte da trattenere i materiali, che quindi pian piano si disperdono formando la nebulosa planetaria, bellissima da vedere al telescopio.
Quando anche il carburante della Nana Bianca, fatto di carbonio e ossigeno, si esaurisce, la vecchia stella diventa una Nana Nera, la cui luminosità è ormai tenue e il cui colore vara sul bianco. Il destino è diverso per quelle stelle con una massa di molto superiore a quella del Sole: quando l’idrogeno termina, si espandono sempre più e, raffreddandosi, si trasformano in Supergiganti Rosse, al cui interno è il carbonio il protagonista delle reazioni nucleari.
Il destino della Supergigante Rossa è una spettacolare esplosione che la rende una Supernova, luminosissima e circondata da un cosiddetto mezzo interstellare dove sono presenti tutte le condizioni necessarie per la formazione di nuove stelle.
Con il passare degli anni, il nocciolo può diventare denso e in parte collassare su sé stesso, diventando quindi una stella di neutroni; in alternativa, se la Supernova ha ancora una massa importante, si trasforma in un buco nero dove il collasso è completo.
Evoluzione delle stelle: a cosa serve il diagramma HR?
Prima si è citata la Sequenza Principale in riferimento alla fase stabile di una stella: si tratta di una diagonale presente nel Diagramma H-R, inventato nel 1913 dagli studiosi Hertzsprung e Russel per capire meglio l’evoluzione e l’età di una stella.
Questo intuitivo schema si compone di un asse orizzontale e uno verticale: sul primo è indicata la classe spettrale, che indica cioè la temperatura assoluta delle stelle, la quale ne determina anche il colore (in poche parole le più calde sono blu mentre le più fredde di colore rosso).
La magnitudine assoluta è indicata invece sull’asse verticale del diagramma: indica in poche parole l’effettiva luminosità delle stelle a prescindere da quanto sono distanti dalla Terra (le stelle meno luminose sono collocate in basso mentre quelle più luminose in alto). Nel diagramma H-R, la Sequenza Principale è quella diagonale dove gli astri sono inseriti dal basso verso l’alto, in base al rapporto tra luminosità e massa: devi sapere che nel grafico, dove compaiono circa l’85% delle stelle conosciute, in alto compaiono quindi le stelle azzurre (più calde e grandi) come Spica, mentre in basso sono collocate la stelle rosse (piccole e fredde) come Proxima Centauri.
Analizzando attentamente il diagramma H-R, lungo la Sequenza Principale non vi scorgerai le giganti rosse, ma nemmeno le nane bianche, piccole e calde, in quanto rappresentano le stelle nelle fasi finali del loro ciclo di vita.
