In astronomia, col termine evoluzione stellare ci si riferisce ai cambiamenti che una stella subisce durante la sua vita. Alcuni astronomi considerano non appropriato il termine "evoluzione", e preferiscono usare il termine ciclo vitale, in quanto le stelle non subiscono un processo evolutivo simile a quello degli individui di una specie ma, piuttosto, cambiano nelle loro quantità osservabili seguendo fasi ben precise che dipendono strettamente dalle caratteristiche fisiche della stella stessa.
Durante l'evoluzione di una stella, la luminosità, il raggio e la temperatura cambiano anche di molto. Però a causa dei tempi evolutivi molto lunghi (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguirne l'intero ciclo di vita. Pertanto, per compredere come esse evolvono si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita, e si costruiscono modelli fisico-matematici che permettono di riprodurre le proprietà osservate delle stelle.
Uno strumento fondamentale per gli astronomi, al fine di compredere l'evoluzione stellare, è il diagramma Hertzsprung-Russel (o diagramma H-R) che, riportando temperatura e luminosità (che variano insieme al raggio in funzione dell'età, della massa e della composizione chimica della stella) permette di sapere in che fase della vita si trova una stella. A seconda della massa, dell'età e della composizione chimica, i processi fisici in atto in una stella sono differenti e queste differenze portano stelle con caratteristiche diverse a seguire differenti percorsi evolutivi sul diagramma H-R.
Durante l'evoluzione di una stella, la luminosità, il raggio e la temperatura cambiano anche di molto. Però a causa dei tempi evolutivi molto lunghi (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguirne l'intero ciclo di vita. Pertanto, per compredere come esse evolvono si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita, e si costruiscono modelli fisico-matematici che permettono di riprodurre le proprietà osservate delle stelle.
Uno strumento fondamentale per gli astronomi, al fine di compredere l'evoluzione stellare, è il diagramma Hertzsprung-Russel (o diagramma H-R) che, riportando temperatura e luminosità (che variano insieme al raggio in funzione dell'età, della massa e della composizione chimica della stella) permette di sapere in che fase della vita si trova una stella. A seconda della massa, dell'età e della composizione chimica, i processi fisici in atto in una stella sono differenti e queste differenze portano stelle con caratteristiche diverse a seguire differenti percorsi evolutivi sul diagramma H-R.
Nascita
Una stella nasce da una nube molecolare gigante. La maggior parte dello spazio vuoto dentro ad una galassia contiene in realtà da 0,1 a 1 atomi per centimetro cubo. La nube ne contiene invece alcune centinaia (un buon tubo a vuoto terrestre ne contiene più di 100.000). Nonostante questa bassissima densità, una nube molecolare gigante contiene da 100.000 a dieci milioni di volte la massa del nostro Sole, grazie al fatto di essere appunto gigante: da 50 a 300 anni luce di diametro.
La nube è stabile, le sue molecole costituenti sono troppo spaziate per riunirsi sotto l'effetto della gravità. Se però la nube viene perturbata (ad esempio, dall'onda d'urto generata dall'esplosione di una supernova vicina, oppure dalle collisioni tra due o più nubi di polveri e gas con le onde che percorrerebbero a spirale la galassia), parte della materia della nube viene compressa. Quando questa parte compressa raggiunge una densità di almeno 100.000 atomi per cm3 la gravità comincia a farsi sentire, e la materia inizia ad accumularsi per formare alla fine una protostella. Ogni regione densa produrrà da una a decine di migliaia di stelle, a seconda della sua grandezza. Gli atomi che si accumulano guadagnano velocità mentre cadono verso il centro, riscaldando la protostella e facendole emettere una debole radiazione infrarossa. Inoltre la compressione in uno spazio piccolo fa ruotare su sé stessa la protostella, per la legge di conservazione del momento angolare. Queste protostelle sono in effetti rivelate da telescopi infrarossi, spesso nascoste dentro globuli di Bok, le regioni più dense di una nube molecolare gigante.
In alcune protostelle, le più piccole, la contrazione rimane l'unica fonte di energia. Queste protostelle diventano delle semplici sfere di gas inerte, le nane brune, all'inizio calde ma non abbastanza, e destinate a morire lentamente mentre si raffreddano nel corso di centinaia di miliardi di anni. Questa è la sorte che attende ogni protostella la cui massa sia inferiore a 0,07 volte quella del Sole (equivalente a 80 volte la massa del pianeta Giove!!). Tale protostella, se abbastanza piccola, può anche essere considerata un grosso pianeta, ma la distinzione è piuttosto indefinita e ancora non ben approfondita.
Se la protostella è più grande, la temperatura del suo nucleo aumenta a sufficienza (si calcola che la soglia minima sia a circa 15 Mkelvin, corrispondenti a 15 milioni di gradi Celsius!!!), da permettere agli elettroni di separarsi dai nuclei degli atomi. I nuclei acquistano abbastanza energia cinetica per vincere la repulsione Coulombiana, unendosi a formare un nucleo composto. Si è innescata la fusione nucleare, che riscalderà la stella per tutta la sua vita. In questa prima fase, che durerà in genere per il 90% della vita della stella, l'idrogeno si fonde per diventare elio, usando la catena protone-protone (per le stelle più piccole, come il nostro Sole), o il ciclo del carbonio-azoto (per le stelle più calde).
La fusione nucleare libera un enorme quantitativo di energia, pari allo 0,7 per mille dell'energia di massa a riposo degli atomi interessati (questa energia è calcolabile con la famosa equazione di Einstein E=mc²). L'energia liberata aumenta la pressione del gas, che riesce a sostenere il peso degli strati esterni e ferma la contrazione della protostella. Questa si trova adesso in equilibrio idrostatico, una condizione che resterà stabile finché la fusione nucleare potrà continuare. L'energia prodotta si dissipa verso l'esterno della stella e ne esce alla fine come luce visibile e altre forme di radiazione elettromagnetica.
Una volta che una protostella ha raggiunto questo stato di equilibrio viene considerata come stella.
La nube è stabile, le sue molecole costituenti sono troppo spaziate per riunirsi sotto l'effetto della gravità. Se però la nube viene perturbata (ad esempio, dall'onda d'urto generata dall'esplosione di una supernova vicina, oppure dalle collisioni tra due o più nubi di polveri e gas con le onde che percorrerebbero a spirale la galassia), parte della materia della nube viene compressa. Quando questa parte compressa raggiunge una densità di almeno 100.000 atomi per cm3 la gravità comincia a farsi sentire, e la materia inizia ad accumularsi per formare alla fine una protostella. Ogni regione densa produrrà da una a decine di migliaia di stelle, a seconda della sua grandezza. Gli atomi che si accumulano guadagnano velocità mentre cadono verso il centro, riscaldando la protostella e facendole emettere una debole radiazione infrarossa. Inoltre la compressione in uno spazio piccolo fa ruotare su sé stessa la protostella, per la legge di conservazione del momento angolare. Queste protostelle sono in effetti rivelate da telescopi infrarossi, spesso nascoste dentro globuli di Bok, le regioni più dense di una nube molecolare gigante.
In alcune protostelle, le più piccole, la contrazione rimane l'unica fonte di energia. Queste protostelle diventano delle semplici sfere di gas inerte, le nane brune, all'inizio calde ma non abbastanza, e destinate a morire lentamente mentre si raffreddano nel corso di centinaia di miliardi di anni. Questa è la sorte che attende ogni protostella la cui massa sia inferiore a 0,07 volte quella del Sole (equivalente a 80 volte la massa del pianeta Giove!!). Tale protostella, se abbastanza piccola, può anche essere considerata un grosso pianeta, ma la distinzione è piuttosto indefinita e ancora non ben approfondita.
Se la protostella è più grande, la temperatura del suo nucleo aumenta a sufficienza (si calcola che la soglia minima sia a circa 15 Mkelvin, corrispondenti a 15 milioni di gradi Celsius!!!), da permettere agli elettroni di separarsi dai nuclei degli atomi. I nuclei acquistano abbastanza energia cinetica per vincere la repulsione Coulombiana, unendosi a formare un nucleo composto. Si è innescata la fusione nucleare, che riscalderà la stella per tutta la sua vita. In questa prima fase, che durerà in genere per il 90% della vita della stella, l'idrogeno si fonde per diventare elio, usando la catena protone-protone (per le stelle più piccole, come il nostro Sole), o il ciclo del carbonio-azoto (per le stelle più calde).
La fusione nucleare libera un enorme quantitativo di energia, pari allo 0,7 per mille dell'energia di massa a riposo degli atomi interessati (questa energia è calcolabile con la famosa equazione di Einstein E=mc²). L'energia liberata aumenta la pressione del gas, che riesce a sostenere il peso degli strati esterni e ferma la contrazione della protostella. Questa si trova adesso in equilibrio idrostatico, una condizione che resterà stabile finché la fusione nucleare potrà continuare. L'energia prodotta si dissipa verso l'esterno della stella e ne esce alla fine come luce visibile e altre forme di radiazione elettromagnetica.
Una volta che una protostella ha raggiunto questo stato di equilibrio viene considerata come stella.
MATURITA'
Le nuove stelle sono di varie dimensioni e colori. Vanno dal blu al rosso, da un decimo a 50 volte la massa del Sole. La luminosità e il colore di una stella dipendono dalla sua temperatura superficiale, che a sua volta dipende dalla massa. Le stelle T Tauri stanno appena entrando in questo stadio.
Il resto della vita della stella sarà una lotta tra la gravità, che vuole comprimere la stella su sé stessa, e l'energia liberata dalla fusione dentro il suo nucleo, che vuole invece farla espandere.
Una nuova stella finirà per posizionarsi in un punto della sequenza principale del diagramma H-R. Resterà all'incirca nello stesso punto per quasi tutta la sua vita: alcuni milioni di anni per le stelle più grandi e calde, alcuni miliardi di anni per le stelle medie come il Sole, e decine o centinaia di miliardi di anni per le nane rosse. Quale che sia la loro dimensione, le stelle della
sequenza principale consumano l'idrogeno del loro nucleo convertendolo in elio. Dopo un tempo breve o lungo, l'idrogeno è comunque destinato a finire.
La ragione della lunga vita che la maggior parte delle stelle hanno nella sequenza principale è che la fusione nucleare mediante la catena protone-protone è un processo molto difficile e, dal punto di vista del singolo atomo, improbabile: si calcola che un atomo del Sole debba aspettare in media tredici miliardi di anni prima di trovarsi nella condizione di unirsi con altri per formare un nucleo di elio, e quindi in questo momento il Sole risplende solo grazie agli atomi "fortunati" che hanno aspettato molto meno tempo. Col passare dei millenni, sempre più atomi si trovano nelle condizioni giuste e quindi il Sole, come la maggior parte delle stelle di sequenza principale, aumenta lentamente di luminosità. Il ciclo del carbonio-azoto, che richiede temperature più alte ed è quindi usato solo dalle stelle più massicce, è invece molto più efficiente e porta ad un esaurimento molto più veloce delle scorte di idrogeno.
Il resto della vita della stella sarà una lotta tra la gravità, che vuole comprimere la stella su sé stessa, e l'energia liberata dalla fusione dentro il suo nucleo, che vuole invece farla espandere.
Una nuova stella finirà per posizionarsi in un punto della sequenza principale del diagramma H-R. Resterà all'incirca nello stesso punto per quasi tutta la sua vita: alcuni milioni di anni per le stelle più grandi e calde, alcuni miliardi di anni per le stelle medie come il Sole, e decine o centinaia di miliardi di anni per le nane rosse. Quale che sia la loro dimensione, le stelle della
sequenza principale consumano l'idrogeno del loro nucleo convertendolo in elio. Dopo un tempo breve o lungo, l'idrogeno è comunque destinato a finire.La ragione della lunga vita che la maggior parte delle stelle hanno nella sequenza principale è che la fusione nucleare mediante la catena protone-protone è un processo molto difficile e, dal punto di vista del singolo atomo, improbabile: si calcola che un atomo del Sole debba aspettare in media tredici miliardi di anni prima di trovarsi nella condizione di unirsi con altri per formare un nucleo di elio, e quindi in questo momento il Sole risplende solo grazie agli atomi "fortunati" che hanno aspettato molto meno tempo. Col passare dei millenni, sempre più atomi si trovano nelle condizioni giuste e quindi il Sole, come la maggior parte delle stelle di sequenza principale, aumenta lentamente di luminosità. Il ciclo del carbonio-azoto, che richiede temperature più alte ed è quindi usato solo dalle stelle più massicce, è invece molto più efficiente e porta ad un esaurimento molto più veloce delle scorte di idrogeno.
LA MORTE
Dopo milioni o miliardi di anni, a seconda della massa iniziale, la stella finisce il suo combustibile principale, l'idrogeno. Quando il nucleo della stella si trova con una carenza di idrogeno, la fusione nucleare cessa. Senza la pressione creata dall'energia della fusione, la gravità prende il sopravvento e gli strati esterni della stella iniziano a cadere verso il centro, comprimendo il nucleo e riscaldandolo, esattamente come durante la formazione della stella. Quando il nucleo raggiunge i 200 milioni di gradi, è possibile usare l'elio come combustibile per un nuovo ciclo di fusione nucleare, e il nucleo cessa di contrarsi. Nel frattempo, la fusione dell'idrogeno continua negli strati esterni al nucleo, adesso riscaldati a sufficienza, e la stella è costretta ad espandersi per far fronte a questa nuova iniezione di energia. La stella diventa una gigante rossa, decine o anche centinaia di volte più grande di prima, e molto più luminosa. Il nostro Sole raggiungerà questo stadio tra circa 5 miliardi di anni, e diventerà così grande da poter forse inglobare la Terra. In ogni caso, l'accresciuta luminosità del Sole sarà sufficiente a carbonizzarla completamente.
Il destino finale della stella dipende, come sempre, dalla sua massa.
Il destino finale della stella dipende, come sempre, dalla sua massa.
La fine di stelle piccole
Quando una stella di piccola massa, non più di 8 volte quella il Sole, raggiunge la fase di gigante rossa, i suoi strati esterni si espandono, il nucleo si contrae, e l'idrogeno inizia a fondere e formare elio non più nella zona centrale, ma in un guscio esterno al nucleo. Questa fusione rilascia nuova energia, e la stella ha una tregua nella sua lotta contro la gravità. A questo punto, i cambiamenti nella struttura interna della stella si propagano abbastanza lentamente perché un osservatore esterno la possa giudicare, essendo, come minimo, di svariate migliaia di anni.
A questa segue la fase di ramo orizzontale, luogo caratteristico del bruciamento di elio nella zona del nucleo, e contemporanemanente, dell'idrogeno in un guscio più esterno.
Il trasferimento della fusione nucleare agli strati esterni fa gonfiare la stella come un palloncino e risulta alla fine nell'espulsione di questi strati, formando una nebulosa planetaria. Si calcola che la maggior parte della stella, anche l'80%, venga espulso nello spazio. Il rimanente 20% rimane dov'era e la stella, privata di ogni fonte di energia, si raffredda e rimpicciolisce finché non è grande solo qualche migliaio di chilometri. È diventata una nana bianca. Le nane bianche sono estremamente stabili, perché la forza di gravità è contrastata dalla pressione degli elettroni, che a causa della densità sono diventati materia degenere. Questo è un effetto quantomeccanico che si manifesta solo in condizioni per noi estreme, ma naturali per una nana bianca. È una conseguenza del principio di esclusione di Pauli.
Senza altre fonti di energia, la nana bianca si raffredda lentamente irradiando il suo calore residuo nello spazio, finché, dopo molti miliardi di anni, sarà diventata una nana nera. Nessuna nana nera si è ancora formata, perché l'Universo è ancora troppo giovane, e le numerosissime nane bianche esistenti sono ancora impegnate a raffreddarsi. Una volta diventata nana nera, però, la stella non subirà altri cambiamenti.
A questa segue la fase di ramo orizzontale, luogo caratteristico del bruciamento di elio nella zona del nucleo, e contemporanemanente, dell'idrogeno in un guscio più esterno.
Il trasferimento della fusione nucleare agli strati esterni fa gonfiare la stella come un palloncino e risulta alla fine nell'espulsione di questi strati, formando una nebulosa planetaria. Si calcola che la maggior parte della stella, anche l'80%, venga espulso nello spazio. Il rimanente 20% rimane dov'era e la stella, privata di ogni fonte di energia, si raffredda e rimpicciolisce finché non è grande solo qualche migliaio di chilometri. È diventata una nana bianca. Le nane bianche sono estremamente stabili, perché la forza di gravità è contrastata dalla pressione degli elettroni, che a causa della densità sono diventati materia degenere. Questo è un effetto quantomeccanico che si manifesta solo in condizioni per noi estreme, ma naturali per una nana bianca. È una conseguenza del principio di esclusione di Pauli.
Senza altre fonti di energia, la nana bianca si raffredda lentamente irradiando il suo calore residuo nello spazio, finché, dopo molti miliardi di anni, sarà diventata una nana nera. Nessuna nana nera si è ancora formata, perché l'Universo è ancora troppo giovane, e le numerosissime nane bianche esistenti sono ancora impegnate a raffreddarsi. Una volta diventata nana nera, però, la stella non subirà altri cambiamenti.
la fine di stelle grandi
Il destino delle altre stelle, quelle grandi almeno 8-10 volte o più del Sole, è molto differente e spesso drammatico. Dopo che la stella si è trasformata non in gigante rossa, ma in supergigante rossa (detta in questo modo per la sua straordinaria grandezza, che può superare il miliardo di chilometri), l'elio viene fuso in carbonio e, come nel caso precedente, finisce rapidamente. Il nucleo riprende a contrarsi, ma stavolta il peso degli strati esterni è sufficiente a contrarre il nucleo abbastanza per riscaldarlo finché anche il carbonio può essere fuso. Il ciclo si ripete per varie volte, formando sempre nuovi elementi e ogni volta contrastando il peso della stella finché, 
ad una temperatura superiore al miliardo di gradi, il silicio si fonde e produce ferro-56. Questo e' l'elemento con la piu' alta energia di legame (circa 8 MeV per nucleone) e questa sua caratteristica lo rende energicamente stabile: non può dunque fare da combustibile per un'ulteriore fusione nucleare, essendo questa energicamente proibita. La produzione di energia del nucleo si ferma improvvisamente. Cosa succede a questo punto non è ben chiaro, ma la stella collassa improvvisamente, gli strati esterni vanno a schiantarsi contro il nucleo a velocità di 10.000 km/sec o più, e la stella esplode in una supernova. SUPERNOVA
ad una temperatura superiore al miliardo di gradi, il silicio si fonde e produce ferro-56. Questo e' l'elemento con la piu' alta energia di legame (circa 8 MeV per nucleone) e questa sua caratteristica lo rende energicamente stabile: non può dunque fare da combustibile per un'ulteriore fusione nucleare, essendo questa energicamente proibita. La produzione di energia del nucleo si ferma improvvisamente. Cosa succede a questo punto non è ben chiaro, ma la stella collassa improvvisamente, gli strati esterni vanno a schiantarsi contro il nucleo a velocità di 10.000 km/sec o più, e la stella esplode in una supernova. SUPERNOVAQuasi tutta la massa della stella viene allora espulsa in un'esplosione che la rende brevemente luminosa quanto un miliardo di stelle normali (in effetti, le supernovae sono visibili anche tra galassie differenti). Questo tipo di supernova, definito di tipo II, è però più debole di quello di tipo Ia, che scaturisce da un meccanismo completamente diverso che comporta la distruzione di una nana bianca in un sistema binario.
Durante l'esplosione, gli atomi pesanti (ma più leggeri del ferro) accumulati dalla stella iniziano a catturare neutroni e neutrini, diventando sempre più pesanti. Si formano così tutti gli elementi di peso atomico superiore al ferro, ed è questo l'unico processo fisico conosciuto che possa formarli.
Il nucleo della stella, nel frattempo, non è stato espulso come gli strati esterni. È invece stato compresso dalla loro caduta iniziale, così fortemente che gli elettroni sono dovuti "entrare" nel nucleo e combinarsi con i protoni per formare neutroni. Il nucleo è adesso diventato una stella di neutroni (ciò accade quando il nucleo ha una dimensione compresa tra 1,44 e 3 masse solari), una palla grande qualche decina di chilometri ma che contiene l'intera massa del Sole. La densità è così alta (centinaia di milioni di tonnellate per ogni centimetro cubo) che la stella di neutroni può essere considerata un nucleo atomico gigante.
Spesso l'esplosione di supernova non è perfettamente sferica. Le grandi masse in gioco fanno sì che anche una leggera asimmetria abbia come risultato che il grosso del gas esploso va da una parte, mentre la stella di neutroni viene "sparata" dalla parte opposta ad una velocità di varie centinaia di chilometri al secondo. Queste stelle di neutroni "veloci" sono state in effetti trovate in gran numero.
Non tutte le supernovae di tipo II formano una stella di neutroni. Se il nucleo supera una certa massa limite, (nota come limite di Volkoff-Oppenheimer, pari a circa 3 masse solari), i neutroni non riescono a sostenerne il peso, niente può più contrastare la forza di gravità che comprime il nucleo, e questo collassa in un buco nero. L'esatta relazione tra stelle e buchi neri, così come il modo esatto in cui questi ultimi si formano, ci sono ancora sconosciuti.
Durante l'esplosione, gli atomi pesanti (ma più leggeri del ferro) accumulati dalla stella iniziano a catturare neutroni e neutrini, diventando sempre più pesanti. Si formano così tutti gli elementi di peso atomico superiore al ferro, ed è questo l'unico processo fisico conosciuto che possa formarli.
Il nucleo della stella, nel frattempo, non è stato espulso come gli strati esterni. È invece stato compresso dalla loro caduta iniziale, così fortemente che gli elettroni sono dovuti "entrare" nel nucleo e combinarsi con i protoni per formare neutroni. Il nucleo è adesso diventato una stella di neutroni (ciò accade quando il nucleo ha una dimensione compresa tra 1,44 e 3 masse solari), una palla grande qualche decina di chilometri ma che contiene l'intera massa del Sole. La densità è così alta (centinaia di milioni di tonnellate per ogni centimetro cubo) che la stella di neutroni può essere considerata un nucleo atomico gigante.
Spesso l'esplosione di supernova non è perfettamente sferica. Le grandi masse in gioco fanno sì che anche una leggera asimmetria abbia come risultato che il grosso del gas esploso va da una parte, mentre la stella di neutroni viene "sparata" dalla parte opposta ad una velocità di varie centinaia di chilometri al secondo. Queste stelle di neutroni "veloci" sono state in effetti trovate in gran numero.
Non tutte le supernovae di tipo II formano una stella di neutroni. Se il nucleo supera una certa massa limite, (nota come limite di Volkoff-Oppenheimer, pari a circa 3 masse solari), i neutroni non riescono a sostenerne il peso, niente può più contrastare la forza di gravità che comprime il nucleo, e questo collassa in un buco nero. L'esatta relazione tra stelle e buchi neri, così come il modo esatto in cui questi ultimi si formano, ci sono ancora sconosciuti.
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