La vita di una stella dipende dalla sua massa iniziale

La vita di una stella dipende dalla sua massa iniziale

In una stella che brucia idrogeno, la pressione esplosiva crea­ta attraverso la fusione bilancia la forza gravitazionale che tiene la stella insieme, permettendole di rimanere stabile, almeno per un po' di tempo. Quanto tempo una stella possa rimanere stabi­le, e cosa succeda dopo, dipende principalmente dalla sua massa. Una stella piccola, più piccola del nostro Sole, brucerà lentamente il suo idrogeno finché non rimarrà "a secco di carburan­te". Una stella un po' più pesante, come il nostro Sole, si com­porta in maniera leggermente differente. Quando il nucleo di una tale stella esaurisce tutto l'idrogeno che riesce a bruciare, la fusio­ne genera una pressione minore e la stella comincia a collassa­re sotto l'azione della forza di gravità. Il collasso gravitazionale provoca l'aumento della temperatura della stella e una maggio­re quantità del suo idrogeno, che era prima troppo distante dal nucleo e troppo freddo per fondersi in elio, comincia a bruciare. Mentre la stella si comprime, il suo nucleo diventa sempre più caldo, finché non lo è abbastanza da cominciare a fondere i nuclei di elio in carbonio. Una volta che la stella varca questa soglia, la pressione del nucleo aumenta vertiginosamente e la stella si espande rapidamente in quello che si chiama «flash dell'elio». Tra diversi miliardi di anni, il nostro Sole sperimenterà il suo flash dell'elio e si espanderà così tanto da inghiottire le orbite di Mercurio, di Venere e della Terra. Questo tipo di stella, chiama­ta gigante rossa, diventa nuovamente stabile, dal momento che la forza di gravità viene bilanciata dalla pressione generata attra­verso la combustione di elio e altri elementi. Una gigante rossa ha uno strato esterno di idrogeno che, invece di essere fuso, viene gradualmente spinto via dalla stel­la tramite potenti venti stellari. Questo processo popola lo spa­zio di nuove nubi di gas di idrogeno, permettendo un giorno la formazione di nuove stelle.

Il collasso del nucleo di una gigante rossa riprende quando la sua dotazione di elio comincia a impoverirsi, lasciandosi alle spal­le un denso nucleo di materia - con elementi come il carbonio e l'ossigeno - che non è più abbastanza caldo da subire la fusione. Anche se il nucleo ha approssimativamente la stessa massa del nostro Sole, il suo volume è più o meno uguale a quello della Ter­ra. La densità di questo tipo di stella, chiamata nana bianca, è centinaia di migliaia di volte maggiore di quella del ferro e la sua temperatura è generalmente intorno ai 50000 gradi centigradi. In confronto, la temperatura superficiale del Sole è solo circa 5500 gradi. Con una temperatura così alta, una nana bianca brilla come il carbone incandescente, anche se non sta più bruciando alcun carburante nucleare. E, proprio come il carbone incandescente, le nane bianche si raffreddano lentamente e diventano meno brillanti, per diventare alla fine nane nere.