fondamenti di evoluzione stellare pubblicazione: novembre 2004 - ultimo aggiornamento: gennaio 2005 Nascita di una stella. Una stella nasce quando una nube interstellare, generalmente ricca di idrogeno ed elio, in rotazione su se stessa, comincia a collassare gravitazionalmente verso il proprio centro di gravità, diminuendo progressivamente il proprio volume ed aumentando, per la legge di conservazione del momento, la propria velocità angolare e la propria temperatura. Quando la materia nel centro raggiunge determinati valori critici di densità e temperatura (circa 3 milioni di gradi) la stella si accende, dando inizio alle reazioni termonucleari e generando il vento stellare. Questo libera la stella dal guscio di polveri che la circondava, separandola cosí da quanto rimasto della nebulosa originaria, che darà origine a stelle compagne o pianeti. A questo punto la stella è entrata a tutti gli effetti nella sequenza principale, dove rimarrà fino al termine delle reazioni termonucleari. Si tratta di reazioni di fusione, durante le quali la stella, inizialmente, consuma l'idrogeno di cui è principalmente composta, con una grande produzione di energia. Per ogni quattro atomi di idrogeno sottoposti a fusione vengono prodotti un atomo di elio ed un'ingente quantità di energia, derivante dal difetto di massa della reazione, pari a circa lo 0.7% della massa originaria (secondo la legge E=mc²). Maggiore è la massa della stella, piú rapido sarà il consumo dell'idrogeno. In questa fase la stella rimane nella 'sequenza principale' del diagramma di Hertzsprung-Russel, e qui essa trascorre la maggior parte della propria vita. Le stelle piú massicce rimangono in sequenza principale pochi milioni di anni, mentre quelle piú piccole riescono a sostenere la fusione dell'idrogeno anche per diverse centinaia miliardi di anni. Si stima che una stella di massa analoga a quella del Sole possa avere una vita media nella sequenza principale di circa 10-12 miliardi di anni. Trasformazione in gigante rossa. Quando, presto o tardi, si esaurisce l'idrogeno presente nel nucleo stellare, la forza di gravità non è piú compensata dalla spinta centripeta dell'energia prodotta, e la stella si contrae leggermente, con un conseguente aumento di temperatura. Questo fa sí che vengano innescate le reazioni di fusione dell'idrogeno nelle regioni appena esterne al nucleo, mentre al centro iniziano le reazioni di fusione dell'elio. A questo punto la stella si espande fino a raggiungere un volume pari anche ad oltre un milione di volte quello originario: è il cosiddetto stadio di 'gigante rossa'. In questo stadio, la stella esce dalla sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russel e si sposta rapidamente nella regione in alto a destra, riservata alle giganti rosse. · Una stella di massa solare, a causa di instabilità nelle reazioni di combustione dell'elio, comincia a perdere materia a causa dei pulsi termici, fino a dare origine ad una vasta nebulosa planetaria. Quel che rimane della stella è una nana bianca, un piccolo nucleo composto essenzialmente da carbonio e ossigeno. · Se la stella ha massa compresa fra 2.25 e 8 masse solari, le reazioni dell'elio non sono sufficientemente instabili per causare il fenomeno dei pulsi termici. L'evoluzione seguita è simile a quella prevista per il Sole, ma solo dopo aver raggiunto valori di temperatura estremamente piú alti e luminosità piú basse. · In una stella di massa superiore a 8 volte circa quella del Sole, all'accensione del carbonio segue quella, in serie, degli altri elementi progressivamente piú pesanti. Quando nel nucleo si accumula una sufficiente quantità di ferro, l'elemento piú leggero per cui la reazione di fusione nucleare non sia piú energicamente conveniente, la stella esplode dando origine a una supernova. (bfb) (C) Terminus Central, 2004-2005. Torna all'indice degli articoli per principianti.