Come si forma una stella

Alcune informazioni sull'origine delle stelle sono state ricavate dalle relazioni intercorrenti tra il loro tipo di spettro e la grandezza assoluta. Nello studiare l'origine di una stella si può fare riferimento al Sole, che rappresenta una stella media, con composizione chimica abbastanza tipica: 73% di idrogeno, 25% di elio, 1,5% di carbonio, azoto e ossigeno, 0,5% di elementi più pesanti, come magnesio, silice e ferro. Rispetto al Sole, in effetti, alcune stelle sono più ricche di minerali, mentre altre appaiono più povere, tuttavia le variazioni sono sempre piuttosto piccole. Per quanto riguarda la massa, la maggior parte delle stelle ha valori diversi mentre la luminosità varia da meno di un centesimo rispetto a quella del Sole a molte migliaia di volte in più. 1..0 stesso ovviamente vale per la temperatura, che alla superficie va nella maggior parte delle stelle da 2000 a 50.000 °c. Se si pongono in diagramma la luminosità e la temperatura, si osserva che più del 90% delle stelle cade in una banda diagonale al diagramma che viene detta «sequenza principale» e alla quale appartiene il Sole. All'esterno di questa banda si trovano tre gruppi di stelle. Due stanno al di sopra: sono le stelle giganti e supergiganti; mbasso invece si trova il gruppo delle stelle nane bianche. Mentre le prime hanno bassa temperatura superficiale e alta luminosità, il terzo gruppo è costituito da stelle molto calde, ma con luminosità debole. Inizialmente una stella è un globo di fuoco che va espandendosi e raffreddandosi. La sua formazione è legata ad una nube di gas e polvere cosmica e poiché l'origine avviene quasi contemporaneamente da una singola nube ne deriva che le stelle appartenenti ad un ammasso dovrebbero avere pressappoco non soltanto la stessa età, ma anche una composizione iniziale simile. Soltanto la massa sarà diversa, poiché i singoli elementi della nube di origine possono avere dimensioni molto varie. L'evoluzione di una stella può essere desunta dal già ricordato diagramma di Hertsprung e Russel, dove sono presi in considerazione la luminosità di una stella, il suo spettro e quindi la temperatura supero ficiale della stessa. Se siconsidera una stella di massa1e quindi l0 volte quella del Sole, ma a composizione simile si possono schematizzare, secondo Hoyle, le seguenti tappe di evoluzione di una stella:

1. Frammento di una nube di gas interstellare che dà luogo ad un ammasso incandescente.

2. L'ammasso si contrae sotto l'azione di forze gravitazionali. La temperatura e la pressione aumentano finché il collasso gravitazionale non viene rallentato dalle forze che spingono verso l'esterno,

3. E una protostella appena nata e la sua energia viene da una lenta contrazione con dispersione per irraggiamento verso la superficie. La stella compare nel diagramma H-R sotto forma di astro a bassa temperatura; quella del centro invece continua a salire fino al punto in cui l'energia che la stella ottiene dalle sue reazioni nucleari è in equilibrio con la perdita che ha per l'emissione di radiazioni dalla superficie allo spazio. Per una stella di massa simile al Sole questa condizione viene raggiunta dopo circa 20 milioni di anni. L'astro entra nella sequenza principale del diagramma H-R dove rimane per molti miliardi di anni, cioè finché può continuare ad attingere dal suo interno per reazioni nucleari l'energia che le deriva dalla conversione di idrogeno in elio. Il Sole è rimasto in questa fase per circa 5 miliardi di anni ed è a metà strada della sua vita; si ritiene che ne avrà per altri 5.

4. Il nucleo della stella dove l'idrogeno si è trasformato in elio va via via contraendosi diventando sempre più caldo fino a raggiungere la temperatura in cui ha inizio la conversione di elio in carbonio; per ulteriore

evoluzione il carbonio viene convertito in elementi chimici più pesanti. Dall'interno emergono materiali ad alta temperatura e una parte di essi può andare nello spazio. In sostanza, la vita della stella inizia quando una grande quantità di gas, costituito per lo più da idrogeno, inizia a concentrarsi a causa dell'attrazione gravitazionale. A seguito del collasso gli atomi di gas entrano in collisione fra di loro con frequenza e velocità sempre maggiori. Il gas come conseguenza si riscalda tanto che gli atomi di idrogeno urtandosi non rimbalzano più ma si fondono a formare elio. La reazione si verifica con sviluppo di calore ed è simile a quanto avviene in una bomba all'idrogeno. La stella che si trova in questa situazione inizia a splendere. Col calore aggiuntivo aumenta la pressione del gas finché questa è sufficiente a controbilanciare l'attrazione gravitazionale. Si verifica in sostanza quanto avviene in un palloncino: la pressione che l'aria esercita al suo interno è in equilibrio con la tensione della gomma che cerea di rimpicciolirlo. Questo fenomeno fa sì che le stelle siano stabili per molto tempo fino a quando il calore generato dalle reazioni nucleari che avvengono all'interno non controbilancia l'attrazione gravitazionale. Si arriva al paradosso che quanto maggiore è la scorta di idrogeno combustibile con cui la stella inizia la sua evoluzione, tanto più rapidamente essa esaurirà il SUO combustibile. Anche perché maggiore è la massa della stella. tanto più elevata dev'essere la temperatura necessaria a oontrobilanciare l'attrazione gravitazionale. Ne deriva che una stella più è calda e più rapidamente consuma il suo combustibile. Gli astri più grandi del Sole possono esaurire tutto il combustibile dispombile anche in soli cento milioni di anni. Con l'esaurimento del rombustibile la stella inizia a raffreddarsi e quindi a contrarsi. Essa può dar luogo ad una nana bianca, il cui raggio è di alcune migliaia di km,con una densità di molte t per cm3. Una delle prime nane bianche scoperta è quella che orbita attorno a Sirio, la stella più luminosa del cielo notturno. Se le stelle hanno una dimensione inferiore, come due masse lunari, la concentrazione può portare a stelle più piccole delle nane bianche, chiamate stelle a neutroni, il cui raggio è di soli 15 km e la densità di milioni di t per cm cubo. Il collasso di una stella porta alla formazione di buchi neri, che sarebbero perfettamente sferici indipendentemente dalla forma e dalla natura della stella collassata.