Vita, morte e miracoli delle stelle

Una stella è un corpo celeste formatosi a partire da una nebulosa. A causa della forza di gravità il pulviscolo e i gas della nebulosa (soprattutto idrogeno ed elio) tendono ad aggregarsi, costituendo unità sempre più grandi che tendono ad attrarre ancor più materiale. Man mano che questi centri di aggregazione crescono, la pressione al centro aumenta e con essa aumenta anche la temperatura, perché quando un gas viene compresso esso tende a scaldarsi. Quando la temperatura supera i 10 milioni di gradi si innesca la fusione nucleare: gli atomi di idrogeno si scontrano e si uniscono, dando origine ad atomi di elio e producendo una grande quantità di energia. A questo punto la stella inizia a emettere luce e calore.
Per un lungo periodo di tempo le stelle rimangono in uno stato di equilibrio tra la forza di gravità, che tenderebbe a schiacciarne la struttura, e la fusione nucleare, che spinge il materiale verso l'esterno. La durata di questa fase dipende dalle dimensioni della stella: più essa è grande, più le temperature sono alte e più elevata è di conseguenza l'attività nucleare che deve contrastare la forza di gravità. Le stelle più grandi, quindi, rimangono in equilibrio solo per pochi milioni di anni. Una stella relativamente piccola come il Sole, invece, vi rimane per 10 miliardi di anni. Quando si trova in questa condizione di equilibrio si dice che la stella si trova nella Sequenza principale.
Anche per le stelle come il Sole, prima o poi viene il momento di fare i conti con la gravità. Quando l'idrogeno termina, la fusione nucleare si arresta e la stella inizia a contrarsi. La gravità comprime la stella verso il centro, ma questa ulteriore pressione fa aumentare la temperatura. A 100 milioni di gradi l'elio entra in fusione generando carbonio. Grazie alla fusione dell'elio la stella trova una nuova fase di equilibrio che le permette di tornare a contrastare la gravità. Ma la sua fine, a questo punto, è vicina. Nel frattempo l'aumentata temperatura fa sì che l'idrogeno presente attorno all'astro entri in fusione: la stella diviene così molto più grande, inglobando i pianeti che ruotano nelle sue vicinanze. Gli strati più esterni assumono una colorazione rossastra; siamo nella fase di gigante rossa.
La fusione dell'elio in carbonio non dura molto tempo, circa 100 milioni di anni, poi la gravità riprende il sopravvento e comprime la stella riducendola alle dimensioni della Terra e causando l'espulsione di una grande quantità di materiale gassoso, che dà origine a una nebulosa planetaria, un anello multicolore che si allarga e si disperde nel cosmo. La stella diviene una nana bianca, un corpo talmente denso che un cucchiaino di materiale pesa diverse tonnellate. La nana bianca è destinata a spegnersi lentamente; solo l'incontro con un'altra stella da cui attingere nuovo materiale la potrà rigenerare, ma essa andrà in breve incontro a una gigantesca esplosione, una supernova di tipo 1.
Il destino più spettacolare è riservato alle stelle con massa molto maggiore quella solare. Dopo la sintesi del carbonio, nel nucleo si raggiungono temperature talmente elevate da dare origine a elementi via via più pesanti, dall'ossigeno al magnesio, fino alla fusione del ferro, che però non produce ulteriore energia. L'equilibrio si rompe: nulla può più contrastare la gravità, che causa un collasso di ciò che rimane della stella. Con una tremenda esplosione in una frazione di secondo viene prodotta l'energia di una intera galassia! Siamo nel caso di una supernova di tipo 2. La temperatura raggiunta, circa un miliardo di gradi, induce la produzione di tutti gli elementi che compongono l'universo, anche noi stessi. Ecco perché si può dire che siamo fatti di stelle! Dopo la terribile esplosione, si possono verificare due casi. Nel primo protoni ed elettroni si scontrano e si annullano, producendo una stella di neutroni, all'interno delle quali la forza di repulsione tra i neutroni è sufficiente per contrastare la gravità. La densità di una stella di neutroni è molto maggiore rispetto alle nane bianche: un cucchiaino di questo materiale pesa un miliardo di tonnellate. Le stelle di neutroni sono corpi piccolissimi e ruotano molto velocemente attorno al proprio asse, anche più volte al secondo, emettendo fasci di onde radio come un faro. Le stelle di neutroni, per il caratteristico pulsare che le contraddistingue, sono chiamate anche "pulsar". Nel secondo caso, invece, quando la stella è molto più grande del Sole, nemmeno la forza repulsiva tra i singoli neutroni riesce a controbilanciare la forza di gravità e il collasso non può arrestarsi. Si forma così un buco nero, dotato di una forza di gravità tale da non lasciare sfuggire nemmeno la luce.
Negli ultimi tempi è stato osservato anche un altro tipo di supernova, ancora più potente, prodotte probabilmente da stelle ancora più grandi.
Da notare che esistono anche corpi che, per vari motivi, non sono diventate stelle vere e proprie; si può in un certo senso parlare di “stelle mancate” o, con un termine più tecnico, di nane brune. Un pianeta del nostro sistema solare, Giove, ha una massa non troppo distante da quella di una piccola nana bruna.
E' molto improbabile che il Sole entri in collisione con un'altra stella: c'è una sola probabilità su un miliardo. Ma negli ammassi globulari, dove le stelle sono molto più vicine rispetto ai bracci della galassia, lo scontro tra questi astri è molto più probabile.

M9 (conosciuto anche come NGC 6333), un ammasso globulare nella costellazione dell'Ofiuco.