Vita e morte delle stelle
La vita di una stella inizia con una fase agitata, detta T-Tauri, che dura circa un milione di anni. Durante questa fase, la stella, ancora nel suo bozzolo di gas e polveri, emette radiazioni e particelle che perturbano profondamente il disco circumstellare.
La stella entra sulla « Sequenza Principale », dove passerà la maggior parte della sua esistenza (9 miliardi di anni per una stella come il Sole). Quando l'idrogeno (H) è esaurito nel nucleo, la contrazione riprende e la temperatura al centro della stella aumenta. Il seguito dello scenario, che racconta la fine della vita di una stella, dipenderà ancora una volta dalla sua massa:
- Per le stelle di massa debole ( M<0.3 Msole), la contrazione cessa e la stella "si estingue".
- Per le stelle più massicce (M>0.3 Msole), cioè la maggior parte delle stelle, la temperatura al centro raggiunge 108K, e la
fusione di He (elio) nel nucleo inizia. Nel guscio che circonda il nucleo l'aumento di temperatura permette la ripresa della fusione dell'idrogeno (H) in elio (He). La luminosità, cioè la pressione della radiazione, e di conseguenza il raggio della stella, aumentano molto. Nello stesso tempo, il guscio si gonfia, si raffredda e il centro diventa più denso. La stella diventa una gigante rossa. Nel centro, la combustione dell'elio (He) in carbonio (C) e ossigeno (O) dura poco tempo. All'esaurimento dell'elio (He), arriva la seconda crisi energetica per la stella. Di nuovo, la sua massa determina la sua evoluzione:
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- Se la massa è inferiore a 1.4 Msole, il guscio diluito è disperso lentamente per formare una « nebulosa planetaria » (esempio: Lira). Il nucleo "si spegne" molto lentamente sotto forma di
nana bianca, molto piccola, R ~3000 km, molto densa ~1010 kg/m3 e inizialmente molto calda, che si raffredda lentamente per divenire una nana nera.
- Per le stelle di massa superiore a 1.4 masse solari, la contrazione continua. La fusione di C (carbonio), O (ossigeno), Si (silicio), Mg (mangnesio), Ne (neon) … Fe (ferro), è molto rapida e libera poca energia. Quando arriva al ferro (Fe), l'elemento più stabile rispetto le reazioni termonucleari, non c'è più combustibile disponibile. La contrazione riprende. La temperatura al centro aumenta, provocando la fusione di elementi più pesanti del Fe (ferro). Ma queste reazioni di fusione consumano energia (mentre la fusione di elementi più leggeri del ferro (Fe) libera energia), accelerando ancora di più la contrazione!
- Se la massa è inferiore a 1.4 Msole, il guscio diluito è disperso lentamente per formare una « nebulosa planetaria » (esempio: Lira). Il nucleo "si spegne" molto lentamente sotto forma di
Si raggiunge allora la fusione di elettroni e protoni in neutroni. Il nucleo stellare collassa rapidamente, fino a raggiungere un raggio di ~10 km con una densità di 1017 kg/m3. Si produce un rimbalzo nell'interiore e una onda d'urto che provoca una supernova. Dopo l'esplosione, quello che resta è un oggetto centrale molto denso: una
stella di neutroni o un buco nero.
Materia espulsa da una supernova formatasi nel 1054 e che era stata osservata dai Cinesi: sovrapposizione di un'immagine nei raggi X (rappresentati in blu) e nel visibile (rosso). Le dimensioni dell'anello sono di circa un anno luce. NASA/CXC/ASU/J. e NASA/HST/ASU/J. Hester et al.