[ITA] Il ciclo di vita di una stella

La vita di una stella

Come ogni altra cosa nel nostro universo anche le stelle valgono le stesse regole del ciclo vitale quindi nascono, crescono e infine muoiono a volte con eventi spettacolari a volte in modo molto anonimo.
Dobbiamo inoltre considerare che il ciclo di vita di una stella è su una scala molto grande, i miliardi di anni, quindi è possibile solo studiare le varie fasi stellari confrontando stelle simili che vediamo nelle loro fasi diverse di vita cercando di intuirne i comportamenti.

Fasi della vita di una stella

Il ciclo vitale di una stella si può suddividere in varie fassi

• La formazione stellare
• Sequenza principale
• Post-sequenza principale
• Fase finale

Le fasi post sequenza principale e la fase finale è diversa per categorie di stelle, cosa significa? Che in base alla loro massa hanno un comportamento diverso.

Formazione stellare

Il primo passo è senza dubbio la nascita di una nuova stella e per comprendere la formazione stellare dobbiamo prima rispondere a una domanda ovvia, la cui risposta però può non essere così ovvia, dove nasce una stella?
Una stella nasce all'interno di particolari nubi interstellari che grazie alla loro densità e alla loro temperatura singoli atomi di idrogeno si trasformano in idrogeno molecolare, queste nubi prendono il nome di Nubi Molecolari.
Le nubi molecolari sono composte quasi nella loro totalità da Idrogeno e per il restante 23%/28% da Elio con alcune tracce di altri elementi più pesanti ¹.

_{CC0 Creative commons, Zona di formazione stellare "Pilastri della creazione", Fonte}

Ora che sappia dove si forma una stella possiamo analizzare il come.
All'interno di questa nube agiscono contemporaneamente due tipi di forze:

• L'energia dei gas che esercitano una forza cinetica verso l'esterno.
• L'energia potenziale della gravità.

Finché le due forze rimangono in equilibrio non succede praticamente nulla, questo equilibrio viene chiamato "Teorema del viriale" che dimostra che per mantenere questo equilibrio la gravità deve essere il doppio dell'energia cinetica².

Quando questo equilibrio di rompe in favore della gravità (instabilità di Jeans) inizia il collasso della nube su se stessa a causa della gravità, dando origine a agglomerati di gas e polveri oscuri, chiamati anche Globuli di Bok³.

_{CC0 Creative Commons, gli spazi neri nella nube sono i "Globuli di Bok", Fonte}

All'interno del globulo di Bok l'energia potenziale si converte in energia termica, il conseguente aumento della temperatura determina la nascita della protostella, con un disco attorno che andrà ad accrescere la massa della stella determinandone la tipologia, questo processo dura finché non inizia la fusione dell'idrogeno in elio "accendendo la stella"
Se la protostella non raggiunge le 0.08 masse solari non diventerà mai una vera e propria stella ma una semplice nana bruna⁴.

Sequenza principale

Questa è la fase principale della vita di una stella e quasi tutta la sua esistenza la passa in questa fase, indipendentemente dalla sua massa, si stima che il 90% della vita di una stella sia nella sequenza principale⁵.
Durante la sequenza principale nella stella continua il processo di fusione nucleare dell'idrogeno in elio e parte della massa viene espulsa verso l'esterno (il cosidetto vento stellare) tale massa espulsa, tranne nelle super giganti⁶, è del tutto trascurabile.

Post Sequenza principale

Come detto in precedenza la fase principale dura per quasi tutta la vita di una stella, ma cosa succede quando la stella finisce di "bruciare" tutto l'idrogeno del suo nucleo?
La sequenza principale termina e inizia una fase chiamata post sequenza principale, dove in base alla massa della nostra stella (usando come metodo di confronto le "masse solari") succede una cosa diversa

da 0.08 a 0.8 Masse solari

Con questa (relativamente) poca massa ci sono le stelle conosciute anche come "nane rosse", si crede, che le nane rosse al termine dell'idrogeno inizino un processo di riscaldamento che porta la stella a cambiare addirittura colore in azzurro, una volta che anche l'idrogeno nelle parti esterne viene bruciato la stella si affievolisce diventando una nana bianca⁷.
Ma come mai ho utilizzato il "si crede"? perchè la vita stimata di una nana rossa è molto più lunga dell'attuale durata dell'universo, quindi nessuna nana rossa è mai arrivata nella fase post sequenza principale.

da 0.8 a 8 Masse solari

Le stelle con massa da 0.8 a 8 masse solari si comportando diversamente, a differenza delle nane rosse il loro nucleo alla fine dell'idrogeno subisce numerosi collassi gravitazionali, che come spiegato sopra nella parte di formazione, questo porta a un innalzamento della temperatura interna del nucleo mentre gli stati esterni si espandono e si raffreddano perdendo sempre più luminosità e tenendo a un colore più rosso⁷ diventando una "sub-gigante rossa".
Una volta che lo strato esterno a nucleo ha raggiunto la temperatura necessaria per il verificarsi la fusione nucleare dell'idrogeno la stella acquista una certa stabilità, interrompendo il processo di espansione e raffreddamento e diventando una gigante rossa, più fredda rispetto a prima ma più grande, questo processo dura un miliardo di anni.
Nel caso che le reazioni nucleari fossero troppo poco "energetiche" la stella controbilancia questo contraendosi e innalzando la temperatura, dando origine a una gigante blu.

Stelle con massa maggiore di 8 masse solari

Le stelle massicce (così vengono chiamate le stelle con almeno 8 masse solari) subiscono un processo del tutto simile a quello esposto qua sopra, solo che diventano analogamente delle super-giganti rosse o delle super-giganti blu, la trasformazione in super gigante-blu può avvenire in qualsiasi momento della vita di una super-gigante rossa.
E' bene ricordare che il vento stellare di queste stelle giganti è molto forte e sopratutto in questa fase provoca una notevole perdita di massa.

Fase Finale

Una volta interrotti tutti i processi di fusione nucleare si ha la morte di una stella, la morte della stella è un evento traumatico per tutti gli astri vicini, non c'è dubbio che qualunque sia la tipologia di stella se un pianeta ospitasse la vita e orbitasse intorno a una stella nella sua fase finale (se non fosse già successo nella fase precedente) verrebbe spazzata via, e nel caso di stelle particolarmente massicce anche semplicemente la vicinanza di pochi anni luce potrebbe determinare la fine della vita.
La morte di una stella può avere come risultante, una nana bianca (e una nana nera, di cui è solo teorizzata l'esistenza), una nebulosa planetaria, una supernova, una stella di neutroni o un buco nero stellare.
La conseguenza che si verifica è dovuta alla massa della stella.

Stelle con massa compresa tra 0.08 e 10 masse solari

Se la massa stellare non supera le 0.5 masse solari non ci sono passaggi intermedi, la stella diventa una nana bianca che si affievolirà nel tempo ⁸ fino a diventare una nana nera, ma come abbiamo già detto in precedenza questo è solo un modello teorico in quanto nessuna stella con una massa simile ha ancora raggiunto lo stadio di raffreddamento completo per essere considerata una nana nera in quanto il tempo di raffreddamento è superiore all'età stessa dell'universo.
Se invece la massa è compresa tra le 0.5 masse solari e le 10 masse solari, una volta terminate tutte le reazioni nucleari gli strati più esterni vengono espulsi fuori in un "super-vento stellare", questo processo da origine a una nebulosa planetaria come le conosciamo noi oggi, ma cosa succede al nucleo? il nucleo si trasforma anch'esso in una nana bianca e segue un processo di raffreddamento del tutto simile alle stelle di massa inferiore⁸.

_{CC0 Creative Commons, Fase finale di una stella con massa compre tra 0.8 e 10 masse solari, Fonte}

Stelle con massa superiore a 10 masse solari

La fine di una stella così massiccia è un evento spettacolare visto che da origine a una supernova.

_{CC0 Creative Commons, Ricostruzione di esplosione di una supernova, Fonte}

La supernova quando esplode arriva ad avere una luminosità (anche se per brevi istanti) superiore a quella dell'intera galassia che ospitava la stella (ed questo ci permette di osservare le supernove di galassie lontane).
L'esplosione della stella in supernova può però lasciarsi dietro un nucleo residuo della vecchia stella che se ha una massa non superiore a 3.8 masse solari rimane una densissima stella di neutroni⁸, se invece la massa residua è superiore alle 3.8 masse solari ecco che si genera un buco nero stellare⁹, che come ogni buco nero non esistono studi certi sulla composizione della materia e come è fatto al suo interno.
Se invece il nucleo residuo è inferiore a 1.4 masse solari o del tutto assente il materiale rilasciato dall'esplosione oltre a generare una bellissima nebulosa per gli osservatori terrestri, fornirà il materiale necessario alla formazione di nuove stelle o pianeti rocciosi/gassosi.

_{CC0 Creative Commons, Nebulosa del granchio risultato di una supernova, Fonte}

Bibliografia
[1] http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W
[2] K. Sun, Physics and chemistry of the interstellar medium, University Science Books, 2006, pp. 435–437, ISBN 1-891389-46-7.
[3] Clemens D.P., Yun, J.L., Heyer M.H. (1991). Bok globules and small molecular clouds
[4] http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1997A%26A...327.1054B&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=44db12b10928852
[5] http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M
[6] http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D
[7] http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
[8] http://adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..337A
[9] http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0264-9381/20/10/309/meta