Tipi di stelle

Gli stadi che una stella attraversa nella sua vita corrispondono anche ai diversi tipi di stelle che si possono osservare in cielo tramite gli strumenti astronomici.

Giganti rosse

Si tratta di stelle in cui, conseguentemente alla combustione dell'idrogeno in elio, si è formato un nucleo molto denso, il quale collassando provoca un riscaldamento in grado di innescare successive reazioni termonucleari (che, a partire da nuclei di elio-4, ⁴He, dà origine a nuclei di carbonio-12, ¹²C). A causa dell'alta temperatura, la stella si espande enormemente, originando una gigante rossa. Tale espansione abbassa la temperatura negli strati superficiali, facendo assumere alla stella il caratteristico colore rosso. In una gigante rossa la combustione dell'elio dura per un tempo pari a 1/5 di quello necessario per bruciare l'idrogeno quando la stella si trovava nella sequenza principale. Il meccanismo delle reazioni nucleari si ripete, ma non indefinitamente: quando l'elio si esaurisce, entrano in gioco altri combustibili nucleari (ferro-56, ⁵⁶Fe), che si esauriranno anch'essi, con conseguenti contrazioni e aumenti di temperatura e, quando tutti gli elementi si saranno esauriti, nessuna pressione dall'interno potrà opporsi alla compressione della forza gravitazionale.

Nane bianche

Nelle stelle con massa inferiore a 1,44 masse solari la pressione e temperatura del nucleo non arrivano a innescare la combustione del carbonio e dell'ossigeno: la stella residua inizia a raffreddarsi, formando una nana bianca. Inizia la contrazione gravitazionale, che si arresta solo quando è bilanciata dalla pressione del gas nel nucleo (la densità è di alcune tonnellate per centimetro cubo). A causa della bassa luminosità, le nane bianche sono difficilmente osservabili; con il passare del tempo, la stella si raffredderà sempre più, diventando una scura e fredda sfera di carbonio e ossigeno solidi, più o meno delle dimensioni della Terra (nana nera).

Nove

Le stelle con nuclei di massa superiore a 1,44 masse solari attraversano fasi di contrazione e di fusione nucleare, producendo nel loro nucleo elementi sempre più pesanti. Le nove sono stelle di tipo esplosivo, componenti di sistemi binari di stelle, costituiti di norma da una gigante rossa e da una nana bianca. La nana bianca attira gravitazionalmente l'idrogeno dalla gigante rossa e in tal modo si accresce, causando l'aumento della pressione e della temperatura nello strato superficiale. Raggiunta la temperatura di innesco della fusione nucleare, la nova esplode, con un improvviso aumento della luminosità stellare che dura per qualche giorno, per poi tornare, con il passare del tempo, alle condizioni iniziali.

Supernove

Quando la massa di una stella è di almeno una decina di volte maggiore di quella del Sole, si giunge alla formazione di un nucleo di ferro-56, ⁵⁶Fe, non più in grado di liberare ulteriore energia: come conseguenza, la stella collassa e la temperatura si innalza fino ad alcuni miliardi di gradi in brevissimo tempo; quando i gusci più esterni in contrazione si imbattono nel nucleo solido, generano un'onda d'urto, che si propaga verso l'esterno della stella; giunta sulla superficie della stella, l'onda trascina una grande quantità di gas nello spazio esterno alla stella: si realizza così un'immane "esplosione di supernova" e la luminosità della stella cresce enormemente, raggiungendo in poche ore valori fino a circa un miliardo di volte superiori rispetto a quella del Sole. La supernova arricchisce lo spazio interstellare circostante di molti elementi pesanti, ciò che resta del suo nucleo è una stella di neutroni o, alternativamente, quando si parte con differenti condizioni iniziali, un buco nero.

Stelle di neutroni e pulsar

Dopo l'esplosione di una supernova, il materiale che rimane collassa per gravità: si forma un nucleo estremamente denso di neutroni, che viene detto stella di neutroni, sede di intensi campi magnetici.

Nel 1967 sono state scoperte altre sorgenti simili, chiamate pulsar, cioè sorgenti di onde radio pulsanti. Il periodo di rotazione di una pulsar è destinato ad aumentare nel tempo. Alcune pulsar fanno parte di sistemi doppi, cioè sono legate gravitazionalmente a un'altra stella. In questa situazione, durante la rotazione la stella di neutroni attira su di sé materia dalla sua compagna, con la conseguenza di modificare la sua velocità di rotazione.

Buchi neri

Un buco nero è un oggetto celeste, con diametro variabile da 10 a 30 km, la cui materia è eccezionalmente addensata ed esercita un'attrazione gravitazionale così intensa da impedire alla materia stessa, alla luce e a qualunque altra radiazione elettromagnetica di sfuggirne. È presumibilmente lo stadio finale dell'evoluzione di una stella di grande massa (almeno tre volte quella del Sole): in questo caso, quando la stella esplode come supernova, la sua parte centrale subisce un violento collasso gravitazionale, che comprime la materia indefinitamente generando il buco nero, che successivamente può catturare altra materia e aumentare così la propria massa fino a valori di milioni di volte quella del Sole; prima di "cadere" nel buco nero, la materia gli ruota attorno muovendo a spirale e formando un disco di accrescimento. In questa zona dello spazio si instaura un campo gravitazionale intensissimo.