Evoluzione stellare
La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella dell'intero universo, configurabile nella teoria, attualmente la più accreditata, del Big-Bang.
Nucleosintesi stellare
Come abbiamo detto per il sistema solare, ed in particolar modo per il Sole, le stelle si sono formate, e continuano a formarsi, a partire da materiale interstellare, ricco di polveri e gas, che vaga per lo spazio galattico.
Spesso esso si addensa in fitte nubi, come quelle che occupano il piano equatoriale della galassia, così che al loro interno la materia inizierà a raggrupparsi, per effetto delle reciproche interazioni gravitazionali fra le particelle, in agglomerati, detti comunemente globuli di Bok, dei veri e propri embrioni stellari. Ognuno di questi a sua volta accumulerà sempre più materia, in modo tale da far crescere anche le forze gravitazionali, che di conseguenza contrarranno sempre più gli strati interni facendone aumentare la temperatura e la densità.
Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni di gradi, si innescheranno allora le reazioni termonucleari, che provocando una pressione interna capace di controbilanciare la contrazione, creeranno uno stato di equilibrio con l'avvio del processo di nucleosintesi stellare, nel quale l'idrogeno si fonde in elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia.
Sequenza principale
Tutto questo avviene nell'arco di milioni di anni, in maniera più o meno veloce a seconda della massa iniziale della nube, sino ad arrivare ad un punto, definito sequenza principale, la fase di maggior attività di ogni stella, che durerà per un tempo dipendente dalla quantità di materia. Infatti, tanto più sarà la massa stellare, di altrettanto la stella brillerà di splendore, bruciando però più velocemente le proprie risorse energetiche. Di conseguenza le stelle massiccie avranno una vita inferiore rispetto a quelle di dimensioni minori.
A questo punto inizia inoltre un meccanismo di autoregolazione dell'attività stellare, che permette ad ogni stella di dosare le proprie risorse energetiche. In pratica ad ogni abbassamento di temperatura, corrisponderà una contrazione del corpo stellare, e quindi un riscaldamento, viceversa ad ogni aumento di essa corrisponderà invece una dilatazione, e perciò un raffreddamento.
Fase finale
Successivamente, quando il combustibile nucleare inizierà ad esaurirsi, ossia quando tutto l'idrogeno si sarà tramutato in elio, il nucleo centrale della stella non riuscirà più a produrre quella quantità di energia necessaria a contrastare le forze gravitazionali, che così torneranno a contrarre l'astro. I conseguenti aumenti di temperatura, riscaldando gli strati adiacenti al nucleo, causeranno l'espansione degli strati gassosi esterni, che liberi ormai da vincoli gravitazionali, si estenderanno per centinaia di milioni di km (gigante rossa).
Per le fasi successive gli studiosi pensano che il nucleo stellare continui a contrarsi dando fondo a tutte le risorse energetiche. Gli ultimi elementi fonderanno allora in altri sempre più pesanti (idrogeno, elio, carbonio, ecc...), sino a raggiungere uno stato di squilibrio dove, a seconda delle dimensioni della stella, essa evolve in differenti maniere. Facendo infatti riferimento ad una massa pari a quella del Sole, abbiamo che le stelle concludono la loro vita in:
- Nana bianca - lo stadio finale di quelle con massa fino ad 1,4 masse solari. In essa praticamente, dopo l'espulsione degli strati esterni, rimarrà un involucro gassoso in espansione che creerà una nebulosa planetaria, al centro della quale vi sarà il nucleo stellare che, essendo composto da materia degenerata per le intense forze gravitazionali, non irradierà più energia, raffreddandosi quindi in maniera molto lenta sino a diventare una nana nera.
- Stella di neutroni - se la massa è compresa fra 1,4 masse solari fino ad un valore di 2-3 volte tanto. In questo caso il corpo stellare, passando per una fase di supernova, espanderà gli strati esterni espellendo più o meno violentemente la materia che creerà poi un involucro gassoso in rapida espansione. Il nucleo invece, diminuendo le proprie dimensioni, aumenterà allo stesso tempo la densità, così da risultare alla fine una sfera estremamente compatta (con un diametro di una decina di km), che per effetto delle grandi forze risultanti e dell'intenso campo magnetico, inizierà a girare vorticosamente attorno al proprio asse emettendo particolari impulsi sotto forma di onde radio (pulsar). La composizione della materia subirà inoltre cambiamenti radicali mutando tutti i propri elettroni e protoni in neutroni.
- Buco nero - quando la massa ammonta ad oltre 3 volte quella del Sole. In questo caso la stella inizia a contrarsi per effetto delle grandi forze gravitazionali, ed in maniera molto più massiccia, che non nelle stelle di dimensioni minori. La densità crescerà allora all'infinito dando inizio ad una fase di contrazione, che nemmeno la degenerazione della materia riuscirà ad arrestare, mentre di pari passo aumenteranno le sue capacità attrattive, sino ad impedire persino alla luce di sfuggire.
