Gli astronomi stimano che l’universo possa contenere fino a un settilione di stelle, ovvero un uno seguito da 24 zeri. La nostra Via Lattea da sola ne contiene più di 100 miliardi, inclusa la nostra stella più studiata, il Sole. Le stelle sono gigantesche sfere di gas caldo, costituite principalmente da idrogeno, con un po’ di elio e piccole quantità di altri elementi. Ogni stella ha il suo ciclo vitale, che può durare da pochi milioni a migliaia di miliardi di anni, e le sue proprietà cambiano con l’invecchiamento:
La nascita di una stella:
Le stelle si formano in grandi nubi di gas e polvere chiamate nubi molecolari. Le nubi molecolari hanno una massa che varia da 1.000 a 10 milioni di volte quella del Sole e possono estendersi fino a centinaia di anni luce. Le nubi molecolari sono fredde, il che fa sì che il gas si agglomeri, creando sacche ad alta densità. Alcuni di questi agglomerati possono scontrarsi tra loro o accumulare altra materia, rafforzando la loro forza gravitazionale man mano che la loro massa aumenta. Alla fine, la gravità fa collassare alcuni di questi agglomerati. Quando ciò accade, l’attrito provoca il riscaldamento della materia, che alla fine porta allo sviluppo di una protostella, una stella neonata. Gruppi di stelle che si sono formati di recente da nubi molecolari sono spesso chiamati ammassi stellari, mentre le nubi molecolari piene di ammassi stellari sono chiamate nursery stellari.
Vita di una stella:
Inizialmente, la maggior parte dell’energia della protostella proviene dal calore rilasciato dal suo collasso iniziale. Dopo milioni di anni, le immense pressioni e temperature nel nucleo della stella comprimono i nuclei degli atomi di idrogeno per formare elio, un processo chiamato fusione nucleare. La fusione nucleare rilascia energia, che riscalda la stella e le impedisce di collassare ulteriormente sotto la forza di gravità.
Gli astronomi chiamano stelle di sequenza principale le stelle che stanno subendo stabilmente la fusione nucleare dell’idrogeno in elio . Questa è la fase più lunga della vita di una stella. La luminosità, le dimensioni e la temperatura della stella cambieranno lentamente nel corso di milioni o miliardi di anni durante questa fase. Il nostro Sole si trova all’incirca a metà della sua fase di sequenza principale. Il gas di una stella fornisce il suo combustibile, e la sua massa determina la velocità con cui viene consumato: le stelle di piccola massa bruciano più a lungo, sono più deboli e più fredde delle stelle molto massicce. Le stelle più massicce devono bruciare combustibile a una velocità maggiore per generare l’energia che impedisce loro di collassare sotto il loro stesso peso. Alcune stelle di piccola massa brilleranno per trilioni di anni – più a lungo di quanto l’universo sia esistito attualmente – mentre alcune stelle massicce vivranno solo pochi milioni di anni.
Morte di una stella:
All’inizio della fine della vita di una stella, il suo nucleo esaurisce l’idrogeno che si converte in elio. L’energia prodotta dalla fusione crea una pressione all’interno della stella che bilancia la tendenza della gravità a compattare la materia, così il nucleo inizia a collassare. Ma la compressione del nucleo ne aumenta anche la temperatura e la pressione, facendo sì che la stella si rigonfi lentamente. Tuttavia, i dettagli delle fasi finali della morte della stella dipendono fortemente dalla sua massa. L’atmosfera di una stella di piccola massa continuerà a espandersi fino a diventare una stella subgigante o gigante, mentre la fusione converte l’elio in carbonio nel nucleo. (Questo sarà il destino del nostro Sole, tra diversi miliardi di anni.) Alcune giganti diventano instabili e pulsano, gonfiandosi ed espellendo periodicamente parte della loro atmosfera. Alla fine, tutti gli strati esterni della stella vengono spazzati via, creando una nube di polvere e gas in espansione chiamata nebulosa planetaria.
Tutto ciò che resta della stella è il suo nucleo, ora chiamato nana bianca, una cenere stellare delle dimensioni approssimativamente della Terra che si raffredda gradualmente nel corso di miliardi di anni.
Una stella di grande massa va oltre. La fusione converte il carbonio in elementi più pesanti come ossigeno, neon e magnesio, che diventeranno il combustibile futuro per il nucleo. Per le stelle più grandi, questa catena continua fino a quando il silicio non si fonde in ferro. Questi processi producono energia che impedisce al nucleo di collassare, ma ogni nuovo combustibile gli fa guadagnare sempre meno tempo. L’intero processo richiede solo pochi milioni di anni. Quando il silicio si fonde in ferro, la stella esaurisce il combustibile nel giro di pochi giorni. Il passo successivo sarebbe fondere il ferro in un elemento più pesante, ma farlo richiede energia invece di rilasciarla.
Il nucleo ferroso della stella collassa finché le forze tra i nuclei non frenano, per poi rimbalzare. Questo cambiamento crea un’onda d’urto che si propaga verso l’esterno attraverso la stella. Il risultato è un’enorme esplosione chiamata supernova. Il nucleo sopravvive come residuo incredibilmente denso, che può essere una stella di neutroni o un buco nero. Il materiale proiettato nel cosmo dalle supernovae e da altri eventi stellari arricchirà le future nubi molecolari e verrà incorporato nella prossima generazione di stelle.
Fonte: https://science.nasa.gov/universe/stars/
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