La futura vita della stella dipende essenzialmente dalla sua
massa iniziale, più è grande alla nascita e più corta sarà
la sua esistenza:
Le più grandi vivono un centinaio di milioni di anni;
Le più piccoli vivono più di 100 miliardi di anni.
Affinché questa massa di gas e polveri si trasformi in una
stella è necessario che sia talmente grande da portare
la temperatura del suo nucleo fino a qualche milione di
gradi.
Se è troppo piccola non riesce a raggiungere la
temperatura sufficiente e sopravvive come qualcosa di
non molto diverso dal pianeta Giove.
nucleo
Fusione nucleare
H
H
H
H
He
4 atomi di idrogeno si
uniscono per formare 1
atomo di elio e produrre
energia
L’energia che si origina nel nucleo produce una
pressione che spinge verso l’esterno. La forza di
gravità spinge verso l’interno. La stella raggiunge
l’equilibrio quando le due forze si equivalgono.
La stella in queste condizioni vive un tempo variabile
(che dipende dalla sua massa iniziale), e
comunque fin quando dura il suo combustibile (H).
Quando tutto l’idrogeno si sarà trasformato in elio,
verrà meno una delle due forze che garantiscono
l’equilibrio della stella, la stella a questo punto
collassa su se stessa e la sua “seconda vita” sarà
determinata ancora una volta dalla sua massa
iniziale.
Il nostro Sole ad esempio, una volta esaurito
l’idrogeno collasserà su se stesso, determinando
però un nuovo aumento di temperatura e
l’innescarsi di nuove reazioni nucleari che
porteranno alla formazione di elementi più pesanti.
Aumenterà di nuovo la forza di espansione dovuta
alla fusione nucleare determinando un aumento
dell’involucro stellare: il Sole si sarà trasformato un
una gigante rossa (le sue dimensioni saranno tali
da lambire l’orbita terrestre). Esaurito anche questo
carburante
la
stella
torna
a
contrarsi
trasformandosi un una nana bianca ormai fredda
e non più brillante.
