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Le stelle sono composte principalmente da idrogeno e gas elio. Variano notevolmente per dimensioni, luminosità e temperatura e vivono per miliardi di anni, passando attraverso diverse fasi. Il nostro sole è una stella tipica, una delle centinaia di miliardi che sporcano la Via Lattea.
Nascita
Le stelle nascono in grandi "vivai" galattici chiamati nebulose, una parola latina che significa nuvola. Le nebulose sono nuvole dense di polvere e gas che possono dare origine a centinaia di stelle. In alcune regioni di una nebulosa, gas e polvere si riuniranno in gruppi. Una nuova stella sorge quando uno di questi ammassi accumula così tanta massa che collassa sotto la forza della sua stessa gravità. L'aumentata densità della nuvola di condensa fa aumentare significativamente la sua temperatura. Alla fine, la temperatura diventa così alta che si verifica la fusione nucleare, formando una stella "infantile" chiamata protostar.
Stelle della sequenza principale
Una volta che un protostar ha raccolto abbastanza massa dal gas circostante e dalle nuvole di polvere, diventa una stella di sequenza principale. Le stelle della sequenza principale fondono insieme atomi di idrogeno per creare elio in un processo noto come fusione nucleare. Le stelle possono esistere in questa fase per miliardi di anni. Il nostro sole è attualmente nella sua fase di sequenza principale.
La luminosità di una stella dipende fortemente dalla sua massa. Più una stella di sequenza principale è massiccia, più luminosità mostrerà. Il colore di una stella di sequenza principale è un'indicazione della temperatura della stella. Le stelle più calde appariranno blu o bianche e le stelle più fredde appariranno rosse o arancioni. La massa di una stella influenzerà anche la sua durata. Più massa ha una stella, più breve sarà la sua durata.
Giganti Rossi
Dopo aver bruciato per miliardi di anni, una stella della sequenza principale finirà per esaurire la sua scorta di carburante poiché la maggior parte del suo idrogeno viene convertito in elio attraverso la fusione nucleare. L'elio in eccesso causerà quindi un aumento della temperatura della stella. In questo caso, la stella si espanderà per diventare un gigante rosso.
I giganti rossi sono di colore rosso vivo. Sono anche più grandi e molto più luminosi delle principali stelle della sequenza. Man mano che il nucleo del gigante rosso continua a collassare sotto la forza di gravità, diventerà abbastanza denso da convertire la sua scorta rimanente di elio in carbonio. Ciò accade in un periodo di circa 100 milioni di anni, fino a quando non è il momento che la stella muoia. Proprio come la massa determinerà la luminosità di una stella, determinerà anche il modo di morte di una stella.
Nani bianchi
Le stelle della sequenza principale che hanno masse più basse alla fine diventano nane bianche. Una volta che un gigante rosso ha bruciato attraverso la sua riserva di elio, la stella perderà massa. Il suo restante nucleo di carbonio continuerà a raffreddarsi e diminuire di luminosità per miliardi di anni fino a diventare un nano bianco. Alla fine, la stella nana bianca cesserà di produrre energia del tutto e si oscurerà per diventare una nana nera. Le stelle nane bianche sono più piccole, più dense e meno luminose delle stelle giganti rosse. La densità delle stelle nane bianche è così grande che un semplice cucchiaio di materiale nano bianco peserebbe diverse tonnellate.
Supernovas
Le stelle della sequenza principale che hanno masse più elevate sono destinate a morire in esplosioni drammatiche e violente chiamate supernova. Una volta che queste stelle hanno bruciato attraverso la loro fornitura di elio, il restante nucleo di carbonio viene infine convertito in ferro. Questo nucleo di ferro crollerà quindi sotto il suo stesso peso fino a quando non raggiunge un punto in cui la materia inizia a rimbalzare dalla sua superficie. Quando ciò accade, si verifica una massiccia esplosione che genererà un brillante lampo di luce che eguaglia la luminosità di un'intera galassia di stelle. Durante alcune esplosioni di supernova, protoni ed elettroni si combinano per formare neutroni. Questo a sua volta porta alla formazione di stelle estremamente dense chiamate stelle di neutroni.