L'evoluzione stellare è l'insieme dei cambiamenti che unastella sperimenta nel corso della sua esistenza. La stella nel corso della sua vita subisce variazioni diluminosità,raggio etemperatura dell'esterno edel nucleo anche molto pronunciate. Tuttavia, dato che il ciclo vitale di una stella si estende per un tempo molto lungo su scala umana (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire passo passo l'intero ciclo di vita di una stella. Per comprendere come si evolvono le stelle si osserva di solito unapopolazione di stelle che contiene stelle in fasi diverse della loro vita, e poi si costruisce unmodello matematico che permette di riprodurre le proprietà osservate.
Uno strumento ancora oggi fondamentale per gli astronomi, per esempio per inquadrare immediatamente lo stato e l'evoluzione di una stella, è ildiagramma Hertzsprung-Russell (detto per brevità diagramma H-R). Il diagramma riporta temperatura superficiale e luminosità (che variano insieme al raggio in funzione dell'età, della massa e della composizione chimica della stella) e 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 diversi, e queste differenze portano stelle con caratteristiche diverse a seguire diversi percorsi evolutivi sul diagramma H-R.
Alcuniastronomi considerano non appropriato il termine "evoluzione", e preferiscono usare il termineciclo vitale stellare, in quanto le stelle non subiscono un processo evolutivo simile aquello 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.
Lo stesso argomento in dettaglio:Formazione stellare.
La nascita delle stelle è stata osservata con l'ausilio dei granditelescopi di terra e soprattutto deitelescopi spaziali (in particolar modoHubble eSpitzer). Le moderne tecniche di osservazione dello spazio nelle varielunghezze d'onda dellospettro elettromagnetico, soprattutto nell'ultravioletto e nell'infrarosso, e l'importante contributo dellaradioastronomia, hanno permesso di individuare i luoghi diformazione stellare.
Le stelle si formano all'interno dellenubi molecolari, delleregioni di gas ad "alta" densità[1] presenti nelmezzo interstellare, costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti.[2] Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e leionizzano in maniera molto forte, creando le cosiddetteregioni H II; un noto esempio di simili oggetti è laNebulosa di Orione.[3]
La formazione di una stella ha inizio quando unanube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalleonde d'urto di unasupernova o dellacollisione tra due galassie. Non appena si raggiunge una densità dellamateria tale da soddisfare i criteri dell'instabilità di Jeans (che si instaura quando lapressione interna del gas non è in grado di contrastare il collasso gravitazionale cui va naturalmente incontro unanube ricca dimateria), la regione inizia acollassare sotto la sua stessa gravità.
Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densiagglomerati di gas e polveri oscure, noti comeglobuli di Bok, che arrivano a contenere una quantità di materia pari ad oltre 50masse solari (M☉). Mentre all'interno del globulo il collasso gravitazionale causa un incremento della densità materiale, l'energia potenziale gravitazionale viene convertita inenergia termica, con un conseguente aumento dellatemperatura: si forma in tal modo unaprotostella, circondata da undisco che ha il compito di accrescerne lamassa.[4] Il periodo in cui l'astro è soggetto al collasso, fino all'innesco, nelle parti centrali della protostella, dellereazioni difusione dell'idrogeno in elio, è variabile. Una stella massiccia in formazione permane in questa fase per qualche centinaio di migliaia di anni,[5] mentre per una stella di massa medio-piccola dura un periodo di circa 10–15 milioni di anni.[5]
Se possiede una massa inferiore a 0,08 M☉, la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una fredda e poco brillantenana bruna;[6] se possiede una massa fino ad otto masse solari, si forma unastella pre-sequenza principale, spesso circondata da undisco protoplanetario; se la massa è superiore ad 8 M☉, la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase. Le stelle pre-sequenza principale si dividono in due categorie: lestelle T Tauri (eFU Orionis), che hanno una massa non superiore a due masse solari, e lestelle Ae/Be di Herbig, con masse fino ad otto masse solari. Queste stelle sono però caratterizzate da forti instabilità evariabilità, poiché non si trovano ancora in una situazione diequilibrio idrostatico. Un fenomeno tipico della fase T Tauri sono glioggetti di Herbig-Haro, caratteristichenebulose a emissione originate dalla collisione tra iflussi molecolari in uscita daipoli stellari e il mezzo interstellare.[7]
Enigmatico è il meccanismo di formazione dellestelle massicce. Lestelle di classe B (≥9M☉), nel momento in cui al loro interno si innescano le reazioni nucleari, si trovano ancora nel pieno della fase di accrescimento, la quale sarebbe contrastata e frenata dalla radiazione prodotta dal giovane astro; tuttavia, come accade per le stelle meno massicce, sembra che si formino dei dischi associati agetti polari che permetterebbero all'accrescimento di proseguire.[5] Analogamente, per quanto riguarda lestelle di classe O (>15M☉), le reazioni subentrano durante la fase di accrescimento, la quale prosegue però grazie alla formazione di enormi strutturetoroidali, fortemente instabili.[5]
Lo stesso argomento in dettaglio:Sequenza principale.
Le stelle trascorrono circa il 90% della propria esistenza in una fase di stabilità durante la quale fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; tale fase prende il nome disequenza principale.[8]
In questa fase, ogni stella genera unvento diparticellecariche che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio (che per gran parte delle stelle risulta irrisoria). Il Sole, ad esempio, perde, nelvento solare, 10−14 masse solari di materia all'anno,[9] ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10−7 – 10−5 masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sull'evoluzione dell'astro.[10]
La durata della fase di sequenza principale dipende innanzi tutto dalla quantità di combustibile nucleare disponibile, quindi dalla velocità a cui esso è fuso; vale a dire, dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella.[8] La permanenza del Sole nella sequenza principale è stimata in circa 1010 anni. Le stelle più grandi consumano il proprio "carburante" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni); le stelle più piccole invece bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente ed hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni).[8]
Oltre alla massa, un ruolo preminente nell'evoluzione dell'astro è rivestito dalla propriametallicità, che influenza la durata della sequenza principale, l'intensità delcampo magnetico[11] e del vento stellare.[12] Le vecchie stelle dipopolazione II hanno una metallicità minore delle più giovani stelle di popolazione I, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli.[13]
La sequenza principale termina non appena l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è stato completamente convertito in elio dallafusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste.[14]
Lo stesso argomento in dettaglio:Ramo orizzontale, Ramo asintotico delle giganti, Stella subgigante, Stella gigante, Gigante blu e Gigante rossa.
Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,4 masse solari, lenane rosse,[15] si riscaldano mano a mano che l'idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità dellereazioni nucleari e divenendo per breve tempo dellestelle azzurre; quando tutto l'idrogeno negli strati interni è stato convertito inelio, esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio. Tuttavia, poiché la durata della sequenza principale per una stella di questo tipo è stata stimata sugli 80 miliardi – 1bilione di anni[16][17][18] e l'attualeetà dell'universo si aggira sui 13,7 miliardi di anni,[19] pare logico dedurne che nessuna nana rossa abbia ancora avuto il tempo di giungere al termine della sequenza principale.[20][21]
Le stelle la cui massa è compresa tra 0,8 ed 8 masse solari attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo (core) subisce diversi collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura, mentre gli strati più esterni, in reazione al vastosurplus energetico che ricevono dal core in contrazione,[22] si espandono e si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione via via sempre più tendente al rosso.[16] Ad un certo punto, l'energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di idrogeno immediatamente circostante il nucleo di raggiungere la temperatura di ignizione della fusione nucleare. A questo punto, la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile disubgigante, si trasforma in una fredda ma brillantegigante rossa con un nucleo inerte di elio e un guscio in cui prosegue la fusione dell'idrogeno e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.[14][23][24]
Se la stella possiede una massa sufficiente (~ 1 M☉), una complessa serie di contrazioni e collassi gravitazionali provoca un forte innalzamento della temperatura nucleare sino ad oltre 100 milioni di kelvin, che segna il violento innesco (flash) della fusione dell'elio incarbonio eossigeno tramite ilprocesso tre alfa, mentre nel guscio immediatamente superiore continua il processo di fusione dell'idrogeno residuo in elio.[14][24] La stella, raggiungendo questo stadio evolutivo, arriva ad un nuovo equilibrio e si contrae leggermente passando dalramo delle giganti rosse alramo orizzontale del diagramma H-R.[24]
Non appena l'elio è stato completamente esaurito all'interno del core, lo strato attiguo, che in precedenza ha fuso l'idrogeno in elio, inizia a fondere quest'ultimo in carbonio, mentre sopra di esso un altro strato continua a fondere parte dell'idrogeno restante in elio; la stella entra così nelramo asintotico delle giganti (AGB, acronimo diAsymptotic Giant Branch).[25]
Gli strati più esterni di una gigante rossa o di una stella AGB possono estendersi per diverse centinaia di volte il diametro del Sole, arrivando ad avere raggi dell'ordine dei 108 km (alcune unità astronomiche),[25] come nel caso diMira (οCeti), una gigante del ramo asintotico con un raggio di 5 × 108 km (3 U.A.).[26]
Se la stella ha una massa sufficiente (non superiore ad 8-9 M☉[24]), col tempo è possibile l'innesco anche dellafusione di una parte del carbonio in ossigeno,neon emagnesio.[16][24][27]
Qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento, la stella compensa questodeficit energetico contraendo le proprie dimensioni e riscaldando la propria superficie; a questo punto la stella attraversa una fase evolutivamente parallela a quella di gigante rossa, ma caratterizzata da unatemperatura superficiale decisamente più elevata, che prende il nome difase di gigante blu.[23]
Lo stesso argomento in dettaglio:Stella gigante brillante, Stella ipergigante, Stella supergigante, Stella di Wolf-Rayet, Supergigante blu, Supergigante gialla e Supergigante rossa.Quando termina il processo di fusione dell'idrogeno in elio ed inizia la conversione di quest'ultimo in carbonio, lestelle massicce (con massa superiore ad 8 M☉) si espandono raggiungendo lo stadio disupergigante rossa.
Non appena si esaurisce anche la fusione dell'elio, iprocessi nucleari non si arrestano ma, complice una serie di successivi collassi del nucleo ed aumenti di temperatura e pressione, proseguono con la sintesi di altri elementi più pesanti:ossigeno,neon,silicio ezolfo.
In tali stelle, poco prima della loro fine, può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo che appare stratificato; tale struttura è paragonata da moltiastrofisici agli strati concentrici di unacipolla.[28] In ciascun guscio avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dallapressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso. Il prodotto finale dellanucleosintesi è ilnichel-56 (56Ni), risultato della fusione del silicio, che viene completata nel giro di pochi giorni.[20][29][30]
Il nichel-56decade rapidamente inferro-56 (56Fe).[31] Poiché inuclei del ferro possiedono un'energia di legame nettamente superiore a quella di qualunque altro elemento, la loro fusione, anziché essere unprocesso esotermico (che produce ed emette energia), è fortementeendotermica (cioè richiede e consuma energia).[20]
La supergigante rossa può anche attraversare uno stadio alternativo, che prende il nome disupergigante blu. Durante questa fase la fusione nucleare avviene in maniera più lenta; per via di tale rallentamento, l'astro si contrae e, poiché una grande quantità di energia viene emessa da una superficiefotosferica più piccola, la temperatura superficiale aumenta, donde il colore blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase disupergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi. Una supergigante rossa può in qualunque momento, a patto che rallentino le reazioni nucleari, trasformarsi in una supergigante blu.[28]
Nelle stelle più massicce, ormai in una fase evolutiva avanzata, un grande nucleo di ferro inerte si deposita al centro dell'astro; in tali oggetti gli elementi più pesanti, spinti damoti convettivi, possono affiorare in superficie, formando degli oggetti molto evoluti noti comestelle di Wolf-Rayet, caratterizzate da fortiventi stellari che provocano una consistente perdita di massa.[32]
Lo stesso argomento in dettaglio:Stella degenere.Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, lapressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare lagravità deglistrati più esterni dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro ad uncollasso, mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: unastella compatta, costituita damateria in uno stato altamentedegenere.[33]
Lo stesso argomento in dettaglio:Nana bianca e Nebulosa planetaria.
In seguito ai progressivi collassi e riscaldamenti susseguitisi durante le fasi sopra descritte, il nucleo della stella assume una configurazionedegenere:[34] si forma in questo modo la nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale allimite di Chandrasekhar (1,44 masse solari).[34]
Quando nel nucleo cessa completamente la fusione del combustibile nucleare, la stella può seguire due diverse vie a seconda della massa. Se ha una massa compresa tra 0,08 e 0,5 masse solari, la stella morente dà luogo ad una nana bianca di elio senza alcuna fase intermedia, espellendo gli strati esterni sotto forma divento stellare.[16][34] Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causano l'espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di "supervento"[35] che assorbe laradiazione ultravioletta emessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma diluce visibile dall'involucro dei gas, i quali vanno a costituire unanebulosità in espansione, lanebulosa protoplanetaria prima eplanetaria poi, al cui centro rimane il cosiddettonucleo della nebulosa planetaria (PNN, dall'inglesePlanetary Nebula Nucleus), che diverrà poi la nana bianca.[36]
Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 milioni di K,[34] che diminuisce in funzione degli scambi termici con lospazio circostante, finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo dinana nera.[37] Si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo.[34]
Lo stesso argomento in dettaglio:Buco nero stellare, Stella di neutroni e Supernova.
Nelle stelle con masse superiori ad 8 masse solari, la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore alLimite di Chandrasekhar. Oltrepassato quest'ultimo, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro ad un improvviso e irreversibile collasso. Glielettroni urtano contro iprotoni dando origine aneutroni eneutrini assieme ad un fortedecadimento beta ed a fenomeni dicattura elettronica. L'onda d'urto generata da questo improvviso collasso provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissimasupernova di tipo II o ditipo Ib o Ic, se si trattava di una stella particolarmente massiccia.
Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita. Le supernovae esplose in epoca storica nellaVia Lattea furono osservate adocchio nudo dagli uomini, che le ritenevano erroneamente delle "nuove stelle" (donde il terminenova, utilizzato inizialmente per designarle) che comparivano in regioni del cielo dove prima non sembravano essercene.[38]
L'energia liberata nell'esplosione è talmente elevata da consentire la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, qualioro,magnesio ecc; questo fenomeno è dettonucleosintesi delle supernovae.[38] L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte dellamateria che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddettoresto di supernova,[38] mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere. Se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari, esso collassa in unastella di neutroni (che talvolta si manifesta comepulsar), che si configura stabile poiché il collasso gravitazionale, cui andrebbe naturalmente incontro, è contrastato dalla pressione delneutronio, la particolaremateria degenere di cui tali oggetti sono costituiti. Tali oggetti hanno una densità elevatissima (circa1017kg/m3) e sono costituiti da neutroni, con una certa percentuale dimateria esotica, principalmentemateria di quark, presente probabilmente nel suo nucleo.
Nel caso in cui la stella originaria sia talmente massiccia che il nucleo residuo mantiene una massa superiore a 3,8 masse solari (limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff),[39] nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale ed il nucleo collassa fino a raggiungere dimensioni inferiori alraggio di Schwarzschild: si origina così unbuco nero stellare.[40] La materia costituente ilbuco nero si trova in un particolare stato, altamente degenere, che ifisici non sono ancora riusciti ad esplicare.[40]
Gli strati esterni della stella espulsi nella supernova contengono una grande quantità di elementi pesanti che possono essere reimpiegati in nuovi processi di formazione stellare; tali elementi possono anche permettere la formazione disistemi extrasolari, che possono contenere, eventualmente, anche deipianeti di tiporoccioso. Le esplosioni delle supernovae ed i venti delle stelle massicce svolgono un ruolo di primo piano nel plasmare le strutture delmezzo interstellare.[38]
| Massa originale (in M☉) | Luminosità nella SP (inL☉) | Durata della SP (× 109 anni) | Prodotto finale della fusione | Fenomeno terminale | Massa espulsa (in M☉) | Natura del residuo | Massa del residuo (in M☉) | Densità del residuo (×103 kg m−3) | Raggio del residuo (inm) | Accel. di gravità (in m s−2) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 30 | 10 000 | 0,006 | ferro | supernova tipo Ib | 24 | buco nero | 6 | 3 × 1015 | 6192,21 | 5,19 × 1012 |
| 10 | 1 000 | 0,01 | silicio | supernova tipo II | 8,5 | stella di neutroni | 1,5 | 5 × 1014 | 17861,44 | 2,5 × 1012 |
| 3 | 100 | 0,30 | ossigeno | nebulosa planetaria | 2,2 | nana bianca | 0,8 | 2 × 107 | 2,67 × 106 | 1,49 × 107 |
| 1 | 1 | 10 | carbonio | nebulosa planetaria | 0,3 | nana bianca | 0,7 | 107 | 3,22 × 106 | 8,99 × 106 |
| 0,3 | 0,004 | 800 | elio | vento stellare | 0,01 | nana bianca | 0,3 | 106 | 5,22 × 106 | 1,46 × 106 |
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