Come si formano e si evolvono le stelle: la scienza del ciclo vitale stellare

Ogni stella ora visibile nel cielo notturno ha iniziato nello stesso modo: come gas freddo alla deriva all'interno di una nuvola molecolare. Secondo la NASA Science, queste nuvole sono costituite principalmente da idrogeno e polvere, sono abbastanza fredde perché il gas si ammucchi insieme e danno origine a tasche dense dove la turbolenza crea nodi gravitazionalmente instabili.

Nascita in una nuvola molecolare

Quando un nodo denso all'interno di una nuvola molecolare diventa sufficientemente massiccio, collassa sotto la sua stessa gravità. Il portale educativo dell'Agenzia spaziale europea descrive le nebulose — le giganti nuvole di gas trovate nei bracci spirali galattici — come la materia prima per questo processo, notando che una nebulosa può essere fatta collassare da un trigger esterno come un'esplosione di supernova vicina o una collisione tra nuvole.

Il gruppo di osservatori Las Cumbres Observatory illustra la scala coinvolta con una nuvola molecolare modellata di circa 1,2 anni luce di diametro e circa 10 Kelvin (-263 gradi Celsius) — vicino allo zero assoluto. Mentre una tale nuvola collassa, inizia a ruotare, appiattendosi in un disco con un nucleo denso e riscaldato al centro.

Da protostella a stella vera

Quel nucleo riscaldato è chiamato protostella. Secondo Las Cumbres Observatory, una protostella brilla dal calore della contrazione gravitazionale da sola — non è ancora una stella nel senso della fusione. I materiali educativi dell'ESA aggiungono che il disco protostellare circostante continua ad alimentare massa nel nucleo attraverso l'accrezione, mentre il campo magnetico rotante dell'oggetto giovane guida i venti in uscita e i getti che gradualmente eliminano il gas e la polvere rimanenti.

La protostella continua a contrarsi e riscaldarsi fino a quando la temperatura del nucleo supera circa 10 milioni di Kelvin. A quel punto, i nuclei di idrogeno possono fondersi in elio, rilasciando energia e fermando l'ulteriore collasso. Sia NASA Science che ESA identificano questo momento — l'accensione della fusione di idrogeno sostenuta — come il punto in cui una protostella diventa una stella della sequenza principale. Secondo Las Cumbres Observatory, la durata di questa fase di contrazione pre-sequenza principale dipende fortemente dalla massa: una protostella di alta massa può collassare in una stella in circa un milione di anni, una protostella simile al Sole richiede circa 50 milioni di anni e le protostelle di bassa massa possono richiedere più di 100 milioni di anni.

La sequenza principale: una lunga età media dipendente dalla massa

Una volta che la fusione inizia, una stella entra nella sequenza principale, la fase stabile in cui passa la grande maggioranza della sua vita convertendo l'idrogeno in elio nel suo nucleo. NASA Science afferma che tutte le stelle vivono la maggior parte della loro esistenza in questo modo, ma quanto tempo dura quella fase dipende quasi interamente dalla massa: le stelle più massicce bruciano il loro idrogeno molto più velocemente di quelle più piccole, anche se iniziano con riserve di carburante più grandi.

Quelle cifre, tratte dai materiali educativi di evoluzione stellare dell'ESA, mostrano perché le stelle più massicce e più calde sono anche le più brevi: una stella di tipo O di circa 40 masse solari si consuma in circa un milione di anni, mentre una nana rossa di circa la metà della massa del Sole può teoricamente continuare a fondere idrogeno per decine di miliardi di anni, più a lungo di quanto l'universo ha esistito.

Morte: tre finali diversi

NASA Science e ESA concordano sul fatto che la massa di una stella decide anche come muore. Le stelle simili al Sole e di bassa massa si gonfiano in giganti rosse mentre l'idrogeno nel nucleo si esaurisce, quindi versano i loro strati esterni come un guscio di gas incandescente — una nebulosa planetaria — lasciando dietro un nucleo caldo, estremamente denso chiamato nana bianca. L'ESA descrive le nane bianche come raggiungimento di densità superiori a 1.000 chilogrammi per centimetro cubo, che poi si raffreddano lentamente su scale temporali immense.

Le stelle con circa otto o più masse solari incontrano una fine molto più violenta. I materiali dell'ESA descrivono le stelle di massa media (circa 8-20 masse solari) che procedono attraverso successivi stadi di fusione di carbonio, ossigeno, neon, silicio e ferro prima di collassare catastroficamente in una supernova di tipo II, lasciando una stella di neutroni dietro. NASA Science nota similmente che le stelle molto più massicce del Sole terminano in esplosioni di supernova che disperdono gli elementi forgiati al loro interno nello spazio.

Per le stelle più massicce, l'ESA afferma che se il nucleo residuo in collasso supera circa tre masse solari, nemmeno la pressione estrema che sostiene una stella di neutroni può sostenerla, e collassa ulteriormente in un buco nero — un oggetto che NASA Science descrive come avente gravità "così intensa che nemmeno la luce può sfuggire".

Riciclato in nuove stelle

Il materiale che una stella morente rilascia non scompare. NASA Science nota che la materia espulsa in una supernova o versata da una stella morente simile al Sole ritorna nel mezzo interstellare, arricchendola con elementi forgiati dalla fusione e permettendo a nuove stelle — e potenzialmente a nuovi sistemi planetari — di formarsi dalle rovine. Questo ciclo di collasso, fusione e dispersione è ciò che gli astronomi nel loro insieme si riferiscono come il ciclo vitale stellare.