L'evoluzione stellare

Nel corso del tempo, la struttura di una stella subisce modificazioni, passando attraverso una serie di fasi, caratterizzate da luminosità e temperatura differenti, che rappresentano il ciclo di vita stellare.

Il diagramma di Hertzsprung-Russell

Le principali tappe della vita delle stelle sono state ricostruite, indipendentemente, dall'astronomo danese E. Hertzsprung e dall'astronomo americano N.H. Russell in un diagramma statistico "a nube di punti" (diagramma di Hertzsprung-Russell, o H-R) che mostra l'esistenza di una dipendenza tra luminosità stellare e temperatura superficiale (fig. 2.1). La maggior parte dei punti, corrispondenti alle varie stelle, si distribuisce su una banda diagonale che unisce la zona a basse temperature (rosse) e basse luminosità alla zona ad alte temperature (blu) e alte luminosità (se le due grandezze, luminosità e temperatura, fossero indipendenti, i punti corrispondenti alle diverse stelle dovrebbero distribuirsi a caso su tutto il diagramma). Per ogni stella si può così determinare la posizione utilizzando due coordinate: temperatura e luminosità. Sull'asse verticale del diagramma sono riportate le luminosità (o le magnitudini assolute) delle stelle dell'insieme: in alto si ritrovano i valori più elevati. Sull'asse orizzontale sono riportate le temperature: le più alte sono verso sinistra (al posto delle temperature si possono indicare le classi spettrali delle stelle).

Un grandissimo numero di stelle, appartenenti alla sequenza principale, si raccoglie lungo una fascia che attraversa trasversalmente il grafico. Sono stelle stabili, che si trovano nella fase media della propria vita; quanto più una di queste stelle è luminosa, tanto più è calda (e azzurra). Il Sole appartiene a questa sequenza e vi compare in posizione intermedia, come stella gialla.

Al di fuori della sequenza principale, nella parte in alto a destra del diagramma, compare la zona delle stelle giganti rosse (e delle supergiganti). La posizione corrisponde a temperature fredde e medie magnitudini; le stelle appartenenti a questo gruppo devono necessariamente essere enormi, dato che la potenza irradiata è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann): l'alta luminosità è quindi associata all'estensione, cioè al diametro della stella stessa.

In basso a sinistra si trova il gruppo delle nane bianche. Si tratta di stelle calde e poco luminose, che quindi devono essere piccole (con raggi simili a quello della Terra).

L'appartenenza a un gruppo del diagramma H-R significa semplicemente che la stella si trova in una particolare fase della sua evoluzione.

La vita delle stelle

Il processo di formazione delle stelle avviene all'interno di grandi nubi di gas (in prevalenza idrogeno) e polveri interstellari (nebulose) e ha inizio quando una porzione di gas raggiunge una densità sufficiente a provocare un collasso gravitazionale del gas. La compressione provoca il riscaldamento del gas, che verso il centro raggiunge una temperatura di alcuni milioni di gradi, innescando le prime reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno (perché ciò accada, la massa della stella deve essere superiore a 0,08 volte la massa solare). Il processo di fusione nucleare produce elio e un'enorme quantità di energia, che contrasta il collasso gravitazionale fino a bloccarlo completamente: la stella raggiunge così una configurazione stabile, che mantiene per buona parte della sua vita. Questa fase corrisponde alla permanenza della stella nella sequenza principale nel diagramma di Hertzsprung-Russell.

La posizione e la permanenza di una stella nella sequenza principale dipendono dalla massa della nebulosa da cui si è originata: stelle nate con una grande massa diventano più calde (blu) e consumano il loro idrogeno nel giro di milioni di anni; stelle con massa piccola rimangono meno calde (rosse) e sono più longeve, miliardi di anni. Le stelle gialle rimangono nella sequenza circa 10 miliardi di anni: il Sole, che ha già 5 miliardi di anni, è una stella di "mezza età".

Quando quasi tutto l'idrogeno nel nucleo di una stella si è consumato e al suo posto è subentrato elio, le reazioni di fusione nucleare si interrompono. Gli strati esterni della stella, non più "sostenuti", collassano e tale processo provoca un aumento della temperatura, sufficiente a innescare nuove reazioni di fusione termonucleare . L'energia prodotta fa espandere l'involucro esterno di gas, che si raffredda tanto da cambiare colore e divenire rosso: si forma così una gigante rossa. Quel che avviene in seguito dipende dalla massa della stella.

Se la massa è simile a quella del Sole, la gigante rossa può perdere gli strati esterni al nucleo, che formano una nube in espansione (nebulosa planetaria); il nucleo resta "nudo", caldissimo, ma in assenza di reazioni nucleari, e si raffredda lentamente: appare sotto forma di nana bianca, destinata a trasformarsi in un corpo oscuro di materia inerte (nana nera).

Se la massa è un po' maggiore di quella del Sole, nella stella, durante la contrazione, si libera una quantità di energia tale da provocare delle vere esplosioni stellari, con espulsioni di nubi di materia verso lo spazio circostante. È questo lo stadio di nova.

Il collasso gravitazionale, quando la stella ha massa maggiore di almeno tre volte quella del Sole, è di così vaste proporzioni da provocare un'immane esplosione, a seguito della quale gran parte della stella si disintegra e viene lanciata nello spazio: è lo stadio di supernova. Si forma una nube di gas in rapida espansione, mentre il nucleo collassa rapidamente fino a formare una stella di neutroni, estremamente densa e compatta, che può emettere impulsi radio molto frequenti e precisi, presentandosi come pulsar.

Se la massa della stella è nettamente superiore a tre masse solari, il collasso gravitazionale prosegue indefinitamente. La densità continua ad aumentare e si forma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso: si forma in tal modo un buco nero.