Sebbene le stelle siano oggetti inanimati, tendiamo a descrivere le loro fasi evolutive come se fossero vive. Proprio come noi, nascono, vivono e poi muoiono. Naturalmente, la loro durata di vita è molto più lunga della nostra e possono "vivere" per miliardi di anni. Durante la loro vita, le stelle producono quantità monumentali di energia attraverso processi nucleari nel loro interno, conferendo loro il loro caratteristico bagliore. Cominciamo quindi dall'inizio. Da dove vengono le stelle?

La materia non è distribuita in modo uniforme nello spazio. Tra i vuoti del nulla, esistono regioni di nubi di gas e polvere, chiamate mezzo interstellare, più dense delle zone circostanti. Di solito, l'energia cinetica delle particelle delle nubi è bilanciata dalla forza gravitazionale della nube. Tuttavia, se la nube viene perturbata, magari da una supernova vicina, l'equilibrio si rompe e la nube può diventare più densa in certe zone.

Quando raggiungono una certa massa critica, le parti più dense della nube possono contrarsi sotto l'influenza della propria attrazione gravitazionale, causando la frammentazione della nube in sezioni più piccole e dense. Questo processo richiede qualche milione di anni. Man mano che la nube si contrae, la temperatura e la densità aumentano. Alla fine, il nuovo oggetto acquista una forma sferica e diventa ciò che si chiama una protostella. A causa della sua attrazione gravitazionale, la materia della nube continua a cadere in essa, aumentando continuamente la temperatura e la densità fino a quando non diventano così grandi che le reazioni nucleari iniziano dove l'idrogeno fonde per formare elio. Una nuova stella è nata.

Nel centro di questa nube di gas e polvere chiamata nebulosa Omega si formano continuamente nuove stelle. Fonte: NASA

La maggior parte delle stelle nasce nei bracci di una galassia a spirale, dove ci sono più gas e polvere. A volte, diverse stelle possono formarsi all'interno della stessa nube molecolare, e si parla di ammasso stellare. Esistono due tipi di ammassi: gli ammassi aperti, che tendono a contenere qualche centinaio di stelle relativamente giovani e calde, abbastanza distanziate, e gli ammassi globulari, che tendono a contenere migliaia di stelle molto più vecchie, più compattamente raggruppate.

Ad eccezione del Sole, la maggior parte delle stelle è estremamente lontana. La stella più vicina, Proxima Centauri, si trova a 4,24 anni luce di distanza. Ciò significa che quando gli astronomi osservano le stelle, è difficile vedere esattamente cosa sta accadendo. Principalmente osservano due cose: la luminosità della stella e il suo colore.

Quando gli astronomi parlano della luminosità di una stella, intendono la magnitudine assoluta, ovvero la luminosità reale di una stella e non quella apparente, che dipenderebbe dalla sua distanza da noi. Questa viene normalmente misurata su una scala logaritmica rispetto al nostro Sole: ad esempio, se una stella ha una luminosità pari a 1, ha la stessa luminosità del nostro Sole. Il colore di una stella è legato alla sua temperatura superficiale: le stelle "più calde" appaiono più blu rispetto alle stelle più fredde, che sono rossastre.

Si può creare un grafico bidimensionale con la temperatura superficiale delle stelle rispetto alla loro luminosità. Il grafico potrebbe assomigliare a quello qui a destra.

Questo è probabilmente il diagramma più importante in astronomia: il Diagramma di Hertzsprung-Russell, chiamato così in onore dei due astronomi che lo disegnarono per la prima volta. Sull'asse orizzontale è riportata la temperatura superficiale, che aumenta da destra a sinistra, e sull'asse verticale è riportata la produzione di energia o luminosità della stella.

È interessante notare che le stelle nel diagramma di Hertzsprung-Russell non sono distribuite uniformemente. Al contrario, formano un pattern molto distinto. La maggior parte delle stelle si trova su una banda che va dall'angolo in alto a sinistra del diagramma (stelle grandi, brillanti e calde) all'angolo in basso a destra (stelle piccole, fioche e fredde). Questa viene chiamata Sequenza Principale. In alto a destra del diagramma si trovano stelle molto grandi, brillanti ma fredde, che chiamiamo Giganti Rosse, e nell'angolo in basso a sinistra si trovano le Nane Bianche, stelle piccole, fioche, ma estremamente calde.

Per circa il 90% della vita di una stella, essa sarà relativamente stabile e avrà più o meno la stessa luminosità, temperatura superficiale e dimensione. A questo punto della sua evoluzione, la stella è in equilibrio idrostatico. Pertanto, la sua posizione nel diagramma di Hertzsprung-Russell non cambia. In questo stato, la stella è una stella della Sequenza Principale: il nostro Sole ne è un esempio lampante. Le stelle della Sequenza Principale vanno da quelle calde e luminose in alto a sinistra del diagramma a quelle più fredde e fioche in basso a destra. Le stelle possono rimanere in questa fase per un tempo molto lungo. Tuttavia, i tempi non sono uguali per tutte le stelle. Le stelle più grandi tendono a bruciare il loro combustibile molto più velocemente e, di conseguenza, a esaurirlo molto prima. Le stelle più piccole non hanno bisogno di usare tanta energia per controbilanciare la loro gravità, e quindi hanno vite più lunghe.

Le fasi della vita di una stella sono definite dalla quantità e dal tipo di combustibile che la stella possiede. Durante la Sequenza Principale, le stelle usano l'idrogeno come combustibile. Quando l'idrogeno comincia a esaurirsi, la stella produce meno energia per sostenere il proprio peso e il nucleo inizia a contrarsi. Ciò aumenta la temperatura e la densità nel nucleo, e la luminosità della stella aumenta di conseguenza. Attraverso il calore intensificato rilasciato, il raggio della stella aumenta da 100 a 1000 volte la sua dimensione originale, ma con una superficie maggiore da riscaldare e meno combustibile per farlo, la temperatura superficiale può diminuire fino al 50%, e la stella diventa più rossa. Tali stelle sono chiamate Giganti Rosse. Nel diagramma di Hertzsprung-Russell si trovano nell'angolo in alto a destra.

Per le stelle piccole (cioè con massa inferiore a 8 volte quella del Sole), al termine della fase di Gigante Rossa, la stella non riesce a contrarsi abbastanza da generare le temperature necessarie per ulteriori fusioni nucleari. Senza processi nucleari che la alimentino, gli strati esterni della stella diventano instabili e il vento stellare prodotto dalla stella li soffia via. Dalla Terra, possiamo vedere questo come enormi nubi colorate che si allontanano rapidamente dalla stella, lasciando solo il nucleo della stella. Questa nube che si allontana dalla stella è chiamata nebulosa planetaria.

La Nebulosa Elica è un esempio di nebulosa planetaria soffiata via dalla Nana Bianca rimasta al centro, ancora visibile al centro della foto (Fonte: NASA). Una nebulosa planetaria è chiamata così non perché abbia qualcosa a che fare con i pianeti, ma perché gli astronomi di un tempo non riuscivano a osservarla molto bene e sembrava una sfera sfocata, un po' come un pianeta.

Il nucleo residuo è piccolo ma molto denso e caldo. Vengono chiamate Nane Bianche per le loro dimensioni ridotte ma la superficie caldissima. Sono così dense che solo un cucchiaino del loro materiale peserebbe quanto un elefante sulla Terra. Le Nane Bianche si trovano nell'angolo in basso a sinistra del diagramma di Hertzsprung-Russell. Per le stelle piccole come il nostro Sole, il nucleo residuo sarà composto da carbonio (e un po' di ossigeno), ma per le stelle più grandi potrebbe essere composto da neon.

Queste stelle non fondono più materiale insieme, quindi perderanno il loro calore nel tempo. Alla fine, si affievoliranno e diventeranno Nane Brune.

Come abbiamo visto, esistono molti tipi diversi di stelle e possono variare enormemente. La differenza più evidente tra di loro è la dimensione. L'immagine mostra alcune stelle della nostra galassia. Ci sono tre giganti rosse: Antares, Betelgeuse e Aldebaran. Rigel è una supergigante blu. Sirio è una stella della Sequenza Principale ma più grande del nostro Sole, mostrato come un piccolo punto in basso a sinistra, minuscolo rispetto agli altri. Le Nane Bianche sono così piccole che non possono essere mostrate in scala in questa immagine. Fonte: NASA.

Per le stelle con massa superiore a 8 volte quella del nostro Sole, la morte è segnalata da un'esplosione gigantesca: nel primo secondo può essere luminosa quanto un'intera galassia con centinaia di miliardi di stelle. Tali esplosioni sono chiamate Supernove di tipo II.

Dopo una supernova, a seconda della massa della stella originale, ci sono due possibili esiti per il nucleo della stella. Per le stelle più piccole, il nucleo diventa una Stella di Neutroni. Tuttavia, se il nucleo della stella ha una massa superiore a circa 2,5 volte quella del Sole, ciò che rimane è un Buco Nero.

Il punto luminoso di questa foto è l'esplosione della supernova del 1987 avvenuta nella Nube di Magellano a circa 156.000 anni luce da noi.

Sebbene l'esplosione stellare sia avvenuta circa 166.000 anni a.C., è stata osservata da noi il 23 febbraio 1987. SN 1987A è stata una delle esplosioni stellari più luminose dall'invenzione del telescopio, più di 400 anni fa. Fonte: NASA/HUBBLE

Durante una supernova, tutta la materia si contrae nel nucleo della stella in esplosione. Ciò significa che protoni ed elettroni vengono compressi insieme così strettamente da diventare neutroni. Esiste un limite a quanto i neutroni possono essere compressi, e quindi alla fine il nucleo smette di contrarsi e si forma una Stella di Neutroni.

Le Stelle di Neutroni sono composte solo da neutroni e hanno un raggio di soli circa 10 km. Tuttavia, una Stella di Neutroni è così densa che solo un cucchiaino del suo materiale ha circa 20 volte la massa della Grande Piramide di Giza. Di fatto, le Stelle di Neutroni sono gli oggetti più densi che conosciamo. Molte stelle di neutroni ruotano rapidamente con periodi compresi tra qualche millisecondo (1/1000 secondi) e qualche secondo. Questa rotazione genera onde radio che vengono osservate dai radioastronomi come impulsi netti e regolari, e una tale Stella di Neutroni è chiamata Pulsar. Più di 400 di queste Pulsar sono state trovate dalla prima scoperta della prima Stella di Neutroni nel 1967.

La Pulsar più conosciuta si trova al centro della Nebulosa del Granchio. La Nebulosa del Granchio è una nube creata in un'esplosione di supernova osservata dagli astronomi cinesi nel 1054 d.C. La Nebulosa del Granchio si sta espandendo da allora. Al centro di questa nube c'è una pulsar, cioè una Stella di Neutroni che ruota circa 30 volte al secondo. Fonte: NASA

Per creare un Buco Nero, il nucleo della stella deve avere una massa superiore a 2,5 volte quella del Sole. A masse così elevate, la forza gravitazionale del nucleo è così alta che quando il materiale della stella collassa rapidamente verso l'interno, la forza di repulsione tra i neutroni non riesce a contrastarla. La materia continua a cadere, creando un oggetto sempre più denso, fino a diventare infine un Buco Nero.

Un Buco Nero è una regione dello spazio in cui è concentrata una tale quantità di massa (e quindi di gravitazione) che nulla — nemmeno la luce — può sfuggirne. Questo è noto come singolarità, perché tutta la materia è concentrata in un unico punto. Poiché la luce non può sfuggirne, i buchi neri appaiono… neri. Ciò significa che gli astronomi non riescono a vederli. Tuttavia, possono essere rilevati osservando l'aumento di temperatura della materia circostante quando questa si avvita a spirale ed è inghiottita dal Buco Nero. Questi Buchi Neri di solito hanno masse comprese tra circa 4 e 10 volte quella del Sole.

Tuttavia, esistono altri tipi di Buchi Neri. Gli astronomi hanno anche scoperto i Buchi Neri Supermassicci (BNS), con masse milioni di volte superiori a quella del nostro Sole. Questi sono stati trovati al centro delle galassie. Ce n'è uno anche al centro della nostra galassia. Si chiama Sagittario A* e la sua massa è circa 4 milioni di volte quella del Sole. Alcuni BNS creano potenti getti chiamati quasar.

Impressione artistica di un quasar distante nell'Universo primordiale. Il denso gas, la polvere e persino le stelle circostanti producono la luminosità del quasar quando vengono risucchiati nel BNS. Fonte: NASA

I quasar possono emettere l'energia di centinaia di galassie da una regione non molto più grande del nostro sistema solare. I quasar si trovano solo molto lontano e si sono formati quando l'Universo era molto più giovane e la densità della materia che circondava il BNS era molto maggiore. I Buchi Neri rimasti ora al centro delle galassie hanno già inghiottito la maggior parte della materia che li circondava e quindi producono molto meno energia.

Sorprendentemente, la storia non finisce qui: gli astronomi hanno trovato un altro tipo di Buco Nero — il buco nero intermedio, con masse centinaia di volte superiori a quella del nostro Sole. Si tratta di una scoperta abbastanza recente e gli astronomi non sono del tutto sicuri di come interpretarla. Sebbene gli studi sembrino dimostrarne l'esistenza, nessuno riesce a spiegare come vengono creati, poiché sembrano troppo grandi per essere il risultato di stelle!

La maggior parte delle stelle non sono stelle singole come il nostro Sole, ma sono i cosiddetti sistemi binari composti da due stelle. Può accadere che una di queste stelle sia già diventata una Nana Bianca, mentre l'altra è ancora una Gigante Rossa. In questo caso la materia viene accresciuta, cioè trasferita continuamente dalla Gigante Rossa alla Nana Bianca. A seconda della velocità di deposizione della materia sulla superficie della Nana Bianca, ci sono due possibili esiti.

La materia depositata sulla superficie della Nana Bianca esplode. Tale esplosione è chiamata nova (in latino significa "nuova"), perché sembra che sia apparsa una nuova stella nel cielo. Circa ogni anno si osservano decine di tali novae nella sola Via Lattea. La stella è luminosa per alcuni giorni o settimane prima di affievolirsi nuovamente. Sono state osservate anche novae ricorrenti, con intervalli di ripetizione di anni o decenni.

Lontano, una stella è esplosa come supernova di tipo I. È visibile come il punto luminoso in basso a sinistra, avvenuta alla periferia di una galassia (Fonte immagine: NASA). Questa è la seconda possibilità: la Nana Bianca può esplodere in un'esplosione gigantesca, chiamata supernova di tipo I. Queste supernovae possono avvenire con la stessa frequenza e possono essere luminose quanto le supernovae di tipo II: possono avere la luminosità di centinaia di miliardi di stelle.