Come avviene l’evoluzione delle stelle
In un buon cielo notturno possiamo osservare la luce di migliaia di stelle. È proprio tramite quella luce che possiamo imparare qualcosa sulla storia e sulla natura fisica di questi meravigliosi corpi celesti.
Le stelle sono sferoidi di plasma incandescente la cui luce è il prodotto di ciò che avviene nel loro nucleo: le stelle nascono infatti dal collasso gravitazionale di nubi di gas, composte perlopiù da idrogeno ed elio, e questo collasso continuerebbe indefinitamente se non fosse che a un certo punto la densità e la temperatura nel nucleo diventano abbastanza elevate da innescare le prime reazioni termonucleari. Questo nome identifica le reazioni che portano alla formazione di atomi più pesanti a partire dalla fusione di altri atomi più leggeri (per esempio atomi di idrogeno in atomi di elio) ed è proprio questo processo a rilasciare l’energia che vediamo sotto forma di luce. A dirlo sembra facile, ma per passare dal nucleo alla superficie, un fotone può impiegare milioni di anni.
La storia di una stella, quali sono gli elementi che formerà e come – e quando – avverrà la sua fine, dipende dalla massa con cui la stella inizia la sua avventura nell’universo: più la massa è grande più è lunga la serie di atomi che possono essere fusi tramite reazioni nucleari in quanto maggiore massa permette di raggiungere maggiore densità e temperatura nel nucleo.
L’evoluzione di una stella di massa solare
Il Sole è una stella di medie dimensioni, e una stella di medie dimensioni passa la maggior parte della sua vita in quella che viene chiamata Sequenza Principale, la fase in cui nel nucleo avviene la reazione che converte idrogeno in elio. Successivamente, quando nel nucleo resta quasi unicamente elio, l’idrogeno continua a bruciare nei gusci che lo circondano, dove è ancora abbondante. In questa fase la stella cresce di volume arrivando a diventare una gigante rossa. La temperatura del nucleo continua a crescere fino a innescare la fusione dell’elio in atomi di carbonio e ossigeno. Come per l’elio, c’è una fase in cui il carbonio e l’ossigeno non è ancora innescata mentre nei gusci esterni continuano a fondere elio e idrogeno. Una stella come il Sole però non innescherà mai la fusione di carbonio e ossigeno, perché la sua massa non è sufficiente. Piano piano i gusci finiscono quindi col disperdersi formando una nebulosa planetaria e il nucleo si contrae fino a divenire una nana bianca di carbonio e ossigeno.
L’evoluzione di una stella poco massiccia
Stelle poco massicce possono invece impiegare un tempo maggiore dell’età dell’universo a uscire dalla sequenza principale: ossia non abbiamo mai visto una stella poco massiccia uscire dalla sequenza principale. Se lo avessimo potuto vedere, avremmo probabilmente osservato che in questi casi la stella non arriva mai a fondere l’elio in carbonio e termina la sua vita come nana bianca di elio.
Se le stelle sono molto meno massicce del Sole possono anche non arrivare mai a fondere nemmeno l’idrogeno: in quel caso non sono neanche propriamente stelle e vengono chiamate nane brune, oggetti a metà strada tra le stelle e i pianeti giganti gassosi.
L’evoluzione di una stella massiccia
Le stelle più massicce possono proseguire la fusione degli elementi dopo l’elio. Se la massa iniziale è di almeno 8-9 masse solari, si innesca la fusione del carbonio. Se la massa è ancora maggiore fonde anche il neon, poi l’ossigeno, il silicio, e così via fino alla produzione di ferro 56. Oltre l’isotopo 56 del ferro non si può proseguire, perché il suo processo di fusione diventa esotermico, ossia richiederebbe energia aggiuntiva per avvenire, invece che produrre energia come le reazioni precedenti. Ma nessuno gliela fornisce, per cui il nucleo di ferro continua a crescere, con tutti gli elementi delle varie fasi di crescita della stella stratificati in gusci.
A un certo punto, però, la massa del nucleo diventa eccessiva e non riesce a reggere alla forza di gravità. La stella si distrugge e termina la sua vita con una supernova formando una stella di neutroni o un buco nero.
