Illuminano le nostre notti, hanno ispirato miti e leggende degli uomini sin dalla preistoria, sono le fornaci da cui gli elementi chimici di cui siamo composti si sono formati. Parliamo delle stelle. Sebbene sembrino eterne e immutabili, in realtà anche loro hanno un ciclo vitale che può durare milioni o miliardi di anni. La prima cosa da sapere è che le stelle non sono sparpagliate a casaccio nella volta celeste, ma sono raggruppate in grandi ammassi chiamate galassie. Secondo gli astronomi nell’universo ce ne sarebbero 100 miliardi. I puntini luminosi che vediamo in realtà ci raccontano come è fatta una stella non nel momento in cui la osserviamo, ma com'era nel passato: infatti la luce che le stelle emanano impiega da decine a migliaia di anni per raggiungere la Terra. Insomma, scrutare l’universo è un po’ come viaggiare indietro nel tempo. Ed è possibile che alcune stelle lontane super luminose siano in realtà già morte. L'evoluzione stellare è l'insieme dei cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza. La stella nel corso della sua vita subisce variazioni di luminosità, raggio e temperatura dell'esterno e del nucleo anche molto pronunciate. Tuttavia, dato che il ciclo vitale di una stella si estende per un tempo molto lungo su scala umana, è impossibile per un essere umano seguire passo passo l'intero ciclo di vita di una stella.
Come e dove si formano le stelle
Le stelle sono prevalentemente costituite da idrogeno, che è l'elemento più abbondante nell'Universo. La formazione stellare non può avvenire dovunque, ma solo dove l'idrogeno si trova in forma molecolare, quindi sottoforma di H2, con energia interna e condizioni di densità che favoriscono la tendenza della gravità a far collassare il materiale. All'interno delle nubi molecolari avviene il collasso gravitazionale della materia che inizia a formare una protostella, così chiamata poiché le reazioni di fusione nucleare non sono ancora iniziate. Una stella "nasce" da un ammasso di gas in cui gli elementi iniziano a interagire fra loro. Ciò comporta una contrazione e un aumento vertiginoso di densità. L’antagonismo tra le forze gravitazionali interne, che tendono a far contrarre l’ammasso di gas, e l’elevatissima pressione termica che tende a farlo esplodere, determina il successivo destino: superata una certa massa critica, i materiali collassano e si ha la formazione di una protostella. La nascita delle stelle è stata osservata con l'ausilio dei grandi telescopi di terra e soprattutto dei telescopi spaziali. La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d'urto di una supernova o della collisione tra due galassie. Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure, noti come globuli di Bok. Mentre all'interno del globulo il collasso gravitazionale causa un incremento della densità materiale, l'energia potenziale gravitazionale viene convertita in energia termica, con un conseguente aumento della temperatura: si forma in tal modo una protostella, circondata da un disco che ha il compito di accrescerne la massa.
Se possiede una massa inferiore a 0,08 masse solari, la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una fredda e poco brillante nana bruna; se possiede una massa fino ad otto masse solari, si forma una stella pre-sequenza principale, spesso circondata da un disco protoplanetario. Le stelle pre-sequenza principale si dividono in due categorie: le stelle T Tauri, che hanno una massa non superiore a due masse solari, e le stelle Ae/Be di Herbig, con masse fino ad otto masse solari. Queste stelle sono però caratterizzate da forti instabilità e variabilità, poiché non si trovano ancora in una situazione di equilibrio idrostatico. Man mano che la stella accumula materiale sotto effetto della gravità, la temperatura al centro della protostella aumenta sempre di più fino al punto in cui, nel nucleo stellare, si innescano le reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno. Quando la temperatura raggiunge i 10 milioni di kelvin, superata questa soglia la protostella diviene una stella.
La sequenza principale
L'innesco delle reazioni di fusioni nucleare dell'idrogeno in elio al centro delle stelle segna l'inizio della fase più lunga della loro vita, definita di sequenza principale. Il nostro Sole si trova nella sua fase di sequenza principale da circa 5 miliardi di anni e vi rimarrà ancora per un tempo simile. La frazione di tempo trascorsa dalle stelle nella fase di sequenza principale varia a seconda della loro massa: più sono massicce e minore sarà il tempo passato in fase di sequenza principale. La stabilità è legata alla disponibilità di idrogeno all’interno del nocciolo: quando esso finisce il nucleo non è più in grado di sostenere gli strati esterni. Una stella di massa maggiore consumerà più velocemente i suoi atomi di idrogeno e per questo motivo “sosterà” meno tempo nella sequenza principale, diventando presto instabile. La permanenza del Sole nella sequenza principale è stimata in circa 10 miliardi di anni. Uno strumento ancora oggi fondamentale per gli astronomi, per esempio per inquadrare immediatamente lo stato e l'evoluzione di una stella, è il diagramma Hertzsprung-Russell. Il diagramma riporta temperatura superficiale e luminosità e permette di sapere in che fase della vita si trova una stella.
La fase di gigante rossa
Terminato l'idrogeno nel nucleo, le stelle escono dalla fase di sequenza principale ed entrano nella fase di gigante rossa. Questa fase è caratterizzata da un nucleo inerte di elio e dall'innesco di reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno in un guscio che circonda il nucleo. Siccome ora le reazioni nucleari sono più vicine alla superficie di prima, le stelle si espandono enormemente, da qui il nome gigante rossa. Ad un certo punto, anche l'idrogeno nel guscio finisce e, mancando la fonte di energia, la gravità ricomincia il suo lavoro facendo collassare le stelle su sé stesse. Le stelle la cui massa è compresa tra 0,4 ed 8 masse solari attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo subisce diversi collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura, mentre gli strati più esterni, in reazione al vasto surplus energetico che ricevono dal core in contrazione, si espandono e si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione via via sempre più tendente al rosso.
Ramo orizzontale e asintotico delle giganti
Il collasso gravitazionale continua fino a quando la temperatura all'interno del nucleo raggiunge i 100 milioni di gradi, necessari ad innescare le reazioni di fusione nucleare dell'elio in carbonio e ossigeno. Questa nuova fase di fusione dell'elio nel nucleo stellare è chiamata di ramo orizzontale. Una volta terminato anche l'elio nel nucleo, le stelle collassano sotto la gravità e si innescano le reazioni di fusione nucleare dell'elio in un guscio attorno al nucleo. Questa fonte di energia più esterna fa espandere le stelle che entrano nella fase di ramo asintotico delle giganti. Terminato l'elio nel guscio esterno, le stelle vanno incontro ad una fase di instabilità in cui esse espellono gli strati più esterni delle loro atmosfere.
Espansione Sole
La morte delle stelle di massa simile al Sole
Nelle stelle di massa simile al Sole o poco più massicce, la forza di gravità non è tale da far aumentare la temperatura del nucleo fino a fondere carbonio e ossigeno. La stella così arresta il suo ciclo vitale e tutto ciò che rimane è questo nucleo caldissimo di ossigeno e carbonio, la cosiddetta nana bianca, circondata da una splendida nebulosa planetaria fatta degli strati esterni di atmosfera stellare espulsi. Se ha una massa compresa tra 0,08 e 0,5 masse solari, la stella morente dà luogo ad una nana bianca di elio senza alcuna fase intermedia, espellendo gli strati esterni sotto forma di vento stellare. Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causano l'espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di "supervento" che assorbe la radiazione ultravioletta emessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro.
La morte delle stelle di grande massa
Un fato diverso e più spettacolare attende le stelle di grandissima massa, caratterizzate da un colore spostato verso il blu. La loro vita è più breve e termina in modo molto più violento, con una esplosione di supernova. La loro grande massa permette di avere reazioni di fusione nucleare che vanno oltre quelle del carbonio e dell'ossigeno. Man mano che esse procedono la stella inizia a formare una struttura "a cipolla", con gli elementi più leggeri in superficie e quelli più pesanti verso il nucleo. In ciascun guscio avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il ciclo si interrompe quando le reazioni di fusione nucleare creano un nucleo fatto di ferro e nichel. A questo punto, le reazioni di fusione nucleare non possono più procedere. La gravità così comprime sempre di più la stella e si arriva a temperature dell'ordine del miliardo di gradi e densità elevatissime che innescano una esplosione di supernova.
Nelle stelle con masse superiori ad 8 masse solari, la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore al Limite di Chandrasekhar. Oltrepassato quest'ultimo, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro ad un improvviso e irreversibile collasso. Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita. L'energia liberata nell'esplosione è talmente elevata da consentire la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, quali oro, magnesio ecc. L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della materia che costituiva la stella; tale materia forma il resto di supernova, mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere. Se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari, esso collassa in una stella di neutroni, che si configura stabile poiché il collasso gravitazionale, cui andrebbe naturalmente incontro, è contrastato dalla pressione del neutronio. Se la stella è più massiccia di 25 masse solari, avremo la formazione di un buco nero stellare. Entrambi sono gli oggetti più densi dell'Universo dato che la gravità ha compresso queste enormi masse in uno spazio estremamente piccolo. Gli strati esterni della stella espulsi nella supernova contengono una grande quantità di elementi pesanti che possono essere reimpiegati in nuovi processi di formazione stellare.