Pensa a come il colore di un pezzo di metallo cambia con la temperatura. Una bobina di una stufa elettrica inizierà nera, ma con l’aggiunta di calore inizierà a brillare di un rosso spento. Con più calore la bobina diventa di un rosso più brillante, poi arancione. A temperature estremamente elevate la bobina diventerà giallo-bianca, o addirittura blu-bianca (è difficile immaginare che la bobina di una stufa diventi così calda). Il colore di una stella è determinato anche dalla temperatura della sua superficie. Le stelle relativamente fredde sono rosse, quelle più calde sono arancioni o gialle e quelle estremamente calde sono blu o bianco-blu. La tabella qui sotto mostra il sistema di classificazione. La classe di una stella è data da una lettera. Ogni lettera corrisponde a un colore e anche a una gamma di temperature. Nota che queste lettere non corrispondono ai nomi dei colori; sono rimaste da un vecchio sistema che non è più usato. Per la maggior parte delle stelle, la temperatura superficiale è anche legata alla dimensione. Le stelle più grandi producono più energia, quindi le loro superfici sono più calde. Queste stelle tendono al bianco bluastro. Le stelle più piccole producono meno energia. Le loro superfici sono meno calde e quindi tendono ad essere giallastre.
Come nota la NASA, le stelle hanno un ciclo di vita che si esprime in modo simile al ciclo di vita di un essere vivente: nascono, crescono, cambiano nel tempo, e alla fine muoiono. La maggior parte delle stelle cambia di dimensione, colore e classe almeno una volta nella loro vita. Quello che gli astronomi sanno sui cicli di vita delle stelle è dovuto ai dati raccolti dai telescopi visuali, radio e a raggi X. Per saperne di più sulla formazione delle stelle dall’Agenzia Spaziale Europea (ESA), clicca qui.
La Sequenza Principale
Per la maggior parte della vita di una stella, la fusione nucleare nel nucleo produce elio dall’idrogeno. Una stella in questa fase è una stella di sequenza principale. Questo termine deriva dal diagramma di Hertzsprung-Russell mostrato qui. Per le stelle sulla sequenza principale, la temperatura è direttamente collegata alla luminosità. Una stella è sulla sequenza principale finché è in grado di bilanciare la forza di gravità verso l’interno con la forza di fusione nucleare verso l’esterno nel suo nucleo. Più una stella è massiccia, più deve bruciare idrogeno per evitare il collasso gravitazionale. Poiché bruciano più combustibile, le stelle più massicce hanno temperature più alte. Il nostro Sole è una stella della sequenza principale da circa 5 miliardi di anni e continuerà sulla sequenza principale per altri 5 miliardi di anni. Le stelle molto grandi possono rimanere sulla sequenza principale solo per 10 milioni di anni. Le stelle molto piccole possono durare da decine a centinaia di miliardi di anni.
Giganti rosse e nane bianche
Quando una stella comincia a consumare il suo idrogeno, fonde gli atomi di elio in atomi più pesanti come il carbonio. Una stella gigante blu ha esaurito il suo idrogeno ed è in una fase di transizione. Quando gli elementi leggeri sono per lo più esauriti, la stella non può più resistere alla gravità e comincia a collassare verso l’interno. Gli strati esterni della stella crescono verso l’esterno e si raffreddano. La stella più grande e più fredda diventa di colore rosso e viene chiamata una gigante rossa, che alla fine brucia tutto l’elio del suo nucleo. Quello che succede dopo dipende da quanto è massiccia la stella. Una stella tipica, come il Sole, interrompe completamente la fusione. Il collasso gravitazionale riduce il nucleo della stella a un oggetto bianco e luminoso delle dimensioni della Terra, chiamato nana bianca. Una nana bianca alla fine si estingue.
Supergiganti e Supernove
Una stella che finisce l’elio terminerà la sua vita in modo molto più drammatico. Quando le stelle molto massicce lasciano la sequenza principale, diventano supergiganti rosse; a differenza di una gigante rossa, quando tutto l’elio di una supergigante rossa è finito, la fusione continua. Gli atomi più leggeri si fondono in atomi più pesanti fino agli atomi di ferro. Creare elementi più pesanti del ferro attraverso la fusione usa più energia di quella che produce, quindi le stelle normalmente non formano elementi più pesanti. Quando la stella non ha più elementi da fondere, il nucleo soccombe alla gravità e collassa, creando una violenta esplosione chiamata supernova. L’esplosione di una supernova contiene così tanta energia che gli atomi possono fondersi insieme per produrre elementi più pesanti come oro, argento e uranio. Una supernova può brillare come un’intera galassia per un breve periodo. Tutti gli elementi con un numero atomico superiore a quello del litio sono stati creati dalla fusione nucleare nelle stelle.
Stelle di neutroni e buchi neri
Dopo l’esplosione di una supernova, il materiale rimasto nel nucleo è estremamente denso. Se il nucleo è meno di circa quattro volte la massa del Sole, la stella diventa una stella di neutroni. Una stella di neutroni è fatta quasi interamente di neutroni, particelle relativamente grandi che non hanno carica elettrica. Se il nucleo che rimane dopo una supernova è più di circa cinque volte la massa del Sole, il nucleo collassa in un buco nero. I buchi neri sono così densi che nemmeno la luce può sfuggire alla loro gravità. Senza luce, un buco nero non può essere osservato direttamente. Ma un buco nero può essere identificato dall’effetto che ha sugli oggetti che lo circondano e dalla radiazione che fuoriesce dai suoi bordi. Il video qui sotto a sinistra mostra come sarebbe osservare una supernova, mentre l’altro TED Talk è sulla caccia ai buchi neri.