Ciclo di vita di una piccola stella

Contenuto

• La formazione di un Protostar
• La scintilla termonucleare della vita
• Ciclo di vita di una piccola stella: sequenza principale
• Sequenza post-principale - Gli anni d'oro
• Le stelle solari si espandono fino a diventare nebulose planetarie
• Ciò che resta è un nano bianco
• La massa influisce sul ciclo di vita

Le stelle nascono davvero dalla polvere di stelle, e poiché le stelle sono le fabbriche che producono tutti gli elementi pesanti, il nostro mondo e tutto ciò che proviene da polvere di stelle.

Le nuvole di esso, costituite principalmente da molecole di idrogeno gassoso, fluttuano nell'inimmaginabile freddezza dello spazio fino a quando la gravità non le costringe a collassare su se stesse e formare stelle.

Tutte le stelle sono create uguali, ma come le persone, arrivano in molte varianti. Il determinante principale delle caratteristiche di una stella è la quantità di polvere di stelle coinvolta nella sua formazione.

Alcune stelle sono molto grandi e hanno una vita breve e spettacolare, mentre altre sono così piccole che a malapena avevano abbastanza massa per diventare una stella, e queste hanno vite estremamente lunghe. Il ciclo di vita di una stella, come spiegano la NASA e altre autorità spaziali, dipende fortemente dalla massa.

Le stelle all'incirca delle dimensioni del nostro sole sono considerate piccole stelle, ma non sono piccole come nane rosse, che hanno una massa circa la metà di quella del sole e sono vicine all'essere eterne quanto una stella può ottenere.

Il ciclo di vita di una stella a bassa massa come il sole, che è classificato come un tipo G, stella di sequenza principale (o una nana gialla), dura circa 10 miliardi di anni. Sebbene stelle di queste dimensioni non diventino supernova, finiscono la loro vita in modo drammatico.

La formazione di un Protostar

La gravità, quella forza misteriosa che mantiene i nostri piedi incollati al suolo e i pianeti che ruotano nelle loro orbite, è responsabile della formazione stellare. All'interno delle nuvole di gas interstellare e polvere che fluttuano intorno all'universo, la gravità fonde le molecole in piccoli gruppi, che si liberano delle nuvole madri per diventare protostar. A volte il crollo è scatenato da un evento cosmico, come una supernova.

In virtù della loro massa aumentata, i protostari sono in grado di attrarre più polvere di stelle. La conservazione della quantità di moto fa sì che la materia che collassa formi un disco rotante e la temperatura aumenta a causa dell'aumento della pressione e dell'energia cinetica rilasciata dalle molecole di gas attratte verso il centro.

Si ritiene che esistano diversi protostari nella Nebulosa di Orione, tra gli altri luoghi. I più piccoli sono troppo diffusi per essere visibili, ma alla fine diventano opachi man mano che si fondono. In questo caso, l'accumulo di materia intrappola la radiazione infrarossa nel nucleo, il che aumenta ulteriormente la temperatura e la pressione, impedendo infine che più materia cada nel nucleo.

L'inviluppo della stella continua ad attrarre la materia e crescere, tuttavia, fino a quando non accade qualcosa di incredibile.

La scintilla termonucleare della vita

È difficile credere che la gravità, che è una forza relativamente debole, potrebbe far precipitare la catena di eventi che porta a una reazione termonucleare, ma è quello che succede. Mentre il protostar continua ad accrescere la materia, la pressione al centro diventa così intensa che l'idrogeno inizia a fondersi in elio e il protostar diventa una stella.

L'avvento dell'attività termonucleare crea un vento intenso che pulsa dalla stella lungo l'asse di rotazione. Il materiale che circola attorno al perimetro della stella viene espulso da questo vento. Questa è la fase T-Tauri della formazione stellare, che è caratterizzata da una vigorosa attività superficiale, tra cui razzi e eruzioni. La stella può perdere fino al 50 percento della sua massa durante questa fase, che per una stella delle dimensioni del sole, dura alcuni milioni di anni.

Alla fine, il materiale attorno al perimetro delle stelle inizia a dissiparsi e ciò che rimane si fonde nei pianeti. Il vento solare si attenua e la stella si stabilizza in un periodo di stabilità sulla sequenza principale. Durante questo periodo, la forza esterna generata dalla reazione di fusione dell'idrogeno all'elio che si verifica nel nucleo equilibra l'attrazione verso l'interno della gravità e la stella non perde né guadagna materia.

Ciclo di vita di una piccola stella: sequenza principale

La maggior parte delle stelle nel cielo notturno sono le stelle principali della sequenza, perché questo periodo è di gran lunga il più lungo della vita di qualsiasi stella. Mentre si trova nella sequenza principale, una stella fonde l'idrogeno nell'elio e continua a farlo fino a quando il suo combustibile a idrogeno si esaurisce.

La reazione di fusione si verifica più rapidamente nelle stelle massicce rispetto a quelle più piccole, quindi le stelle enormi bruciano più calde, con una luce bianca o blu, e bruciano per un tempo più breve. Mentre una stella delle dimensioni del sole durerà per 10 miliardi di anni, un gigante blu super massiccio potrebbe durare solo 20 milioni.

In generale, due tipi di reazioni termonucleari si verificano nelle stelle della sequenza principale, ma nelle stelle più piccole, come il sole, si verifica un solo tipo: la catena protone-protone.

I protoni sono nuclei di idrogeno e, nel nucleo di una stella, viaggiano abbastanza velocemente per superare la repulsione elettrostatica e si scontrano per formare nuclei di elio-2, rilasciando un v-neutrino e un positrone nel processo. Quando un altro protone si scontra con un nuovo elio-2 nucleo, si fondono in elio-3 e rilasciano un fotone gamma. Infine, due nuclei di elio-3 si scontrano per creare un nucleo di elio-4 e altri due protoni, che continuano a continuare la reazione a catena, quindi, nel complesso, la reazione protone-protone consuma quattro protoni.

Una sotto-catena che si verifica all'interno della reazione principale produce berillio-7 e litio-7, ma questi sono elementi di transizione che si combinano, dopo la collisione con un positrone, per creare due nuclei di elio-4. Un'altra sotto-catena produce berillio-8, che è instabile e si divide spontaneamente in due nuclei di elio-4. Questi sottoprocessi rappresentano circa il 15 percento della produzione totale di energia.

Sequenza post-principale - Gli anni d'oro

Gli anni d'oro nel ciclo di vita di un essere umano sono quelli in cui l'energia inizia a calare, e lo stesso vale per una stella. Gli anni d'oro per una stella a bassa massa si verificano quando la stella ha consumato tutto il combustibile idrogeno nel suo nucleo, e questo periodo è anche noto come sequenza post-principale. La reazione di fusione nel nucleo cessa e il guscio esterno dell'elio collassa, creando energia termica quando l'energia potenziale nel guscio collassante viene convertita in energia cinetica.

Il calore in eccesso fa ricominciare a fondere l'idrogeno nel guscio, ma questa volta la reazione produce più calore di quanto non fosse quando si verificava solo nel nucleo.

La fusione dello strato di gusci di idrogeno spinge i bordi della stella verso l'esterno e l'atmosfera esterna si espande e si raffredda, trasformando la stella in un gigante rosso. Quando ciò accade al sole in circa 5 miliardi di anni, si espanderà per metà della distanza dalla Terra.

L'espansione è accompagnata da un aumento delle temperature al centro quando più elio viene scaricato dalle reazioni di fusione dell'idrogeno che si verificano nel guscio. Fa così caldo che la fusione dell'elio inizia nel nucleo, producendo berillio, carbonio e ossigeno, e una volta iniziata questa reazione (chiamata flash dell'elio), si diffonde rapidamente.

Dopo che l'elio nel guscio è esaurito, il nucleo di una piccola stella non può generare abbastanza calore per fondere gli elementi più pesanti che sono stati creati e il guscio che circonda il nucleo collassa di nuovo. Questo collasso genera una notevole quantità di calore - abbastanza per iniziare la fusione dell'elio nel guscio - e la nuova reazione inizia un nuovo periodo di espansione durante il quale il raggio delle stelle aumenta fino a 100 volte il suo raggio originale.

Quando il nostro sole raggiunge questo stadio, si espanderà oltre l'orbita di Marte.

Le stelle solari si espandono fino a diventare nebulose planetarie

Qualsiasi storia del ciclo di vita di una stella per bambini dovrebbe includere una spiegazione delle nebulose planetarie, perché sono alcuni dei fenomeni più sorprendenti nell'universo. Il termine nebulosa planetaria è un termine improprio, perché non ha nulla a che fare con i pianeti.

È il fenomeno responsabile delle immagini drammatiche dell'Occhio di Dio (la Nebulosa Elica) e di altre immagini simili che popolano Internet. Lungi dall'essere di natura planetaria, una nebulosa planetaria è la firma della morte di una piccola stella.

Mentre la stella si espande nella sua seconda fase gigante rossa, il nucleo collassa simultaneamente in una nana bianca super-calda, che è un residuo denso che ha la maggior parte della massa della stella originale racchiusa in una sfera delle dimensioni della Terra. La nana bianca emette radiazioni ultraviolette che ionizzano il gas nel guscio in espansione, producendo colori e forme drammatici.

Ciò che resta è un nano bianco

Le nebulose planetarie non durano a lungo, si dissipano in circa 20.000 anni. La stella nana bianca che rimane dopo che una nebulosa planetaria si è dissipata, tuttavia, ha una durata molto lunga. Fondamentalmente è un grumo di carbonio e ossigeno mescolato con elettroni che sono imballati così strettamente che si dice che siano degenerati. Secondo le leggi della meccanica quantistica, non possono essere compressi ulteriormente. La stella è un milione di volte più densa dell'acqua.

Non si verificano reazioni di fusione all'interno di una nana bianca, ma rimane calda in virtù della sua piccola superficie, che limita la quantità di energia che irradia. Alla fine si raffredderà per diventare un grumo nero e inerte di carbonio ed elettroni degeneri, ma ci vorranno dai 10 ai 100 miliardi di anni. L'universo non è abbastanza vecchio per questo ancora.

La massa influisce sul ciclo di vita

Una stella delle dimensioni del sole diventerà una nana bianca quando consuma il suo combustibile a idrogeno, ma una con una massa nel suo nucleo di 1,4 volte la dimensione del sole sperimenta un destino diverso.

Le stelle con questa massa, nota come limite di Chandrasekhar, continuano a collassare, perché la forza di gravità è sufficiente per superare la resistenza esterna della degenerazione elettronica. Invece di diventare nane bianche, diventano stelle di neutroni.

Poiché il limite di massa di Chandrasekhar si applica al nucleo dopo che la stella ha irradiato gran parte della sua massa di distanza, e poiché la massa persa è considerevole, la stella deve avere circa otto volte la massa del sole prima di entrare nella fase del gigante rosso per diventare un stella di neutroni.

Le stelle nane rosse sono quelle con una massa compresa tra la metà e i tre quarti di una massa solare. Sono le più belle di tutte le stelle e non accumulano più elio nei loro nuclei. Di conseguenza, non si espandono per diventare giganti rossi quando hanno esaurito il loro combustibile nucleare. Invece, si contraggono direttamente in nane bianche senza la produzione di una nebulosa planetaria. Poiché queste stelle bruciano così lentamente, però, ci vorrà molto tempo - forse fino a 100 miliardi di anni - prima che una di esse subisca questo processo.

Le stelle con una massa inferiore a 0,5 masse solari sono conosciute come nane brune. Non sono affatto stelle, perché quando si sono formati, non avevano abbastanza massa per iniziare la fusione dell'idrogeno. Le forze di compressione della gravità generano abbastanza energia per irradiare tali stelle, ma è con una luce appena percettibile sull'estremità rossa dello spettro.

Poiché non vi è alcun consumo di carburante, non esiste nulla che impedisca a una tale stella di rimanere esattamente com'è finché dura l'universo. Potrebbero essercene uno o molti di loro nelle immediate vicinanze del sistema solare e, poiché brillano così debolmente, non sapremo mai che erano lì.