La massa regola l’orologio stellare: perché alcune stelle durano milioni di anni e altre migliaia di miliardi

Non tutte le stelle hanno lo stesso orologio. Secondo la spiegazione della NASA, la loro vita può durare da pochi milioni a migliaia di miliardi di anni, e la massa aiuta a spiegare questa differenza. Le stelle di massa minore consumano combustibile più a lungo; quelle molto massicce lo bruciano più rapidamente e devono produrre energia a un ritmo più elevato per sostenersi contro il proprio peso.

La differenza nella durata è collegata a un’altra: non tutte le stelle terminano nello stesso modo. Quando l’idrogeno del nucleo si esaurisce, l’evoluzione successiva dipende fortemente dalla massa. Alcune stelle di bassa massa diventano giganti e lasciano una nana bianca. Nel caso descritto per le stelle di alta massa, il collasso del nucleo innesca una supernova e lascia una stella di neutroni o un buco nero.

La nascita: gas, polvere e gravità

Le stelle iniziano a formarsi in vaste nubi di gas e polvere chiamate nubi molecolari. La NASA indica che possono avere una massa compresa tra 1.000 e 10 milioni di volte quella del Sole ed estendersi per centinaia di anni luce. Sono fredde, una condizione che favorisce il raggruppamento del gas in regioni ad alta densità.

Alcuni ammassi di materia si scontrano tra loro o accumulano altra materia. Man mano che la loro massa aumenta, cresce anche la loro forza gravitazionale; alla fine, la gravità fa collassare alcuni di questi ammassi. L’attrito riscalda la materia e dà origine a una protostella, una stella in formazione. Inizialmente, la maggior parte dell’energia di una protostella proviene dal calore liberato durante questo collasso iniziale.

La fusione sostiene la fase più lunga

Dopo milioni di anni, le enormi pressioni e temperature del nucleo consentono ai nuclei di idrogeno di unirsi formando elio. Questo processo è chiamato fusione nucleare. L’energia liberata riscalda la stella e contribuisce a impedire che continui a collassare sotto l’effetto della gravità.

Le stelle che fondono stabilmente idrogeno in elio si trovano nella sequenza principale, la fase più lunga della loro vita. Durante questa fase, luminosità, dimensioni e temperatura cambiano lentamente nel corso di milioni o miliardi di anni. Il Sole si trova approssimativamente a metà di questa fase.

La massa fa sì che questo periodo non abbia la stessa durata per tutte le stelle. Il gas della stella è il suo combustibile e, secondo la NASA, la massa determina la velocità con cui lo consuma. Le stelle di massa minore bruciano combustibile più a lungo e sono meno luminose e più fredde di quelle molto massicce. Queste ultime devono bruciarlo a un ritmo più elevato per generare l’energia necessaria a sostenersi. Di conseguenza, alcune stelle di bassa massa possono brillare per migliaia di miliardi di anni, mentre alcune stelle massicce vivono solo pochi milioni di anni.

Quando l’idrogeno si esaurisce

All’inizio della fine della vita stellare, il nucleo resta senza idrogeno da trasformare in elio. La pressione prodotta dalla fusione contrastava la tendenza della gravità ad avvicinare la materia; quando questo equilibrio viene meno, il nucleo comincia a collassare. Comprimendosi, aumentano la sua temperatura e la sua pressione, e la stella si espande gradualmente. Da quel momento, il destino dipende fortemente dalla massa.

In una stella di bassa massa, l’atmosfera può continuare a espandersi fino a quando la stella diventa una subgigante o una gigante. Intanto, nel nucleo, la fusione trasforma l’elio in carbonio. La NASA indica che questo sarà il destino del Sole tra diversi miliardi di anni. Alcune giganti diventano instabili, pulsano ed espellono periodicamente parte della propria atmosfera. Alla fine, i loro strati esterni si disperdono come una nube in espansione di gas e polvere chiamata nebulosa planetaria. Il nucleo rimanente è una nana bianca, un residuo stellare di dimensioni approssimativamente pari a quelle della Terra che si raffredda gradualmente nel corso di miliardi di anni.

La fine esplosiva di alcune stelle massicce

Le stelle di alta massa possono attraversare ulteriori fasi di fusione. Il carbonio si trasforma in elementi più pesanti, come ossigeno, neon e magnesio, che fungono da combustibile per il nucleo. Nelle stelle più grandi, la catena prosegue fino a quando il silicio si fonde in ferro. Ogni nuovo combustibile offre meno tempo del precedente e il processo descritto dalla NASA dura solo pochi milioni di anni.

Quando il silicio si trasforma in ferro, la stella rimane senza combustibile nel giro di pochi giorni. Fondere il ferro per produrre elementi più pesanti richiede energia invece di liberarla. Nel destino descritto dalla NASA, il nucleo di ferro collassa finché le forze tra i nuclei non arrestano il collasso e provocano un rimbalzo. Questo cambiamento genera un’onda d’urto che attraversa la stella: l’esplosione che ne risulta è una supernova. Il nucleo sopravvive come residuo estremamente denso, che può essere una stella di neutroni o un buco nero.

Una generazione stellare alimenta la successiva

La fine di una stella contribuisce anche all’inizio di altre. La materia espulsa dalle supernove e da altri eventi stellari arricchisce le future nubi molecolari e può entrare a far parte di nuove generazioni di stelle. In questo modo, il ciclo descritto dalla NASA collega la formazione nelle nubi di gas e polvere alla fusione, ai residui e alla materia che ritorna nello spazio.

L’idea centrale è che la massa agisce da regolatore dell’orologio stellare: influisce sulla velocità con cui viene consumato il combustibile e sul percorso che la stella segue quando l’idrogeno del nucleo si esaurisce. Le traiettorie descritte non sono identiche per tutte le stelle; le fasi finali dipendono fortemente dalla loro massa.