Come invecchiano le stelle?

L'equilibrio idrostatico è quello che si stabilice tra la forza di gravità (che tenderebbe a far collassare la stella su se stessa) e la forza di pressione del gas all'interno (che invece tende a spingere in fuori gli strati superiori del gas).

Il bilancio termico, invece, consiste nella perfetta uguaglianza tra l'energia persa ogni secondo dalla stella (cioè quella emessa sotto forma di luce) e quella prodotta ogni secondo attraverso le reazioni di fusione nucleare.

Se la stella non producesse abbastanza energia o non avesse una pressione al centro sufficiente a sostenere il suo peso, essa collasserebbe su se stessa sotto la spinta della propria forza gravitazionale. Se invece producesse troppa energia, la stella dovrebbe espandersi per poterla smaltire, o addirittura esploderebbe!
L'astro trascorre in questo stato di equilibrio la maggioranza della propria vita, anche se talvolta alcune stelle attraversano delle fasi di instabilità: in questo caso esse diventano stelle variabili.

La stella non è eterna: dopo un periodo più o meno lungo,essa esaurisce l'idrogeno nel suo nucleo. Puņ trattarsi di qualche decina di milioni o di decine di miliardi di anni, a seconda della massa dell'astro.

Questo momento segna l'inizio della sua "vecchiaia" e la fine di una vita relativamente tranquilla. L'equilibrio che aveva sostenuto finora la stella viene a mancare ed essa deve subire una serie di violenti cambiamenti. Le fasi successive saranno molto piu' brevi di quella appena trascorsa.

La stella è ora ricca di elio e povera di idrogeno. Le reazioni di fusione nucleare rallentano per mancanza di combustibile e la stella non regge più il proprio peso. Il suo nucleo comincia allora a contrarsi e in questo modo la sua temperatura aumenta. Ricordi l'esperimento che hai fatto con il gas?

Anche la regione che circonda il nucleo si riscalda e le reazioni nucleari che si sono spente nel nucleo si riaccendono qui. Per disperdere il calore prodotto dalle nuove reazioni, gli strati esterni si gonfiano enormemente e si raffreddano: la stella diventa una gigante rossa.

Il raggio della stella aumenta fino a 1000 volte quello iniziale. La superficie che emette radiazione diventa grandissima, quindi la stella risulta fino a centomila volte più brillante di prima. La temperatura superficiale della stella scende a 3 - 4.000 gradi: a questa temperatura, essa emette luce rossa.
Le stelle che attraversano questa fase sono tra le più brillanti del firmamento.

La gigante rossa Betelgeuse, nella costellazione di Orione. Questa stella è grande più di 500 volte il Sole. Se si trovasse al suo posto, occuperebbe tutto lo spazio fino all'orbita di Marte e oltre. (cortesia STScI)

Durante la fase di gigante rossa e nelle successive, le relazioni tra massa, raggio, luminosità e temperatura non valgono più. Infatti l'equilibrio della stella è cambiato. Una gigante rossa è molto più luminosa di una stella di uguale massa che brucia idrogeno nel suo centro.

Qui sotto puoi vedere quanto sono grandi le giganti rosse: possiamo dire che il nome "giganti" è proprio meritato!

Le dimensioni di Aldebaran (una stella gigante rossa nella costellazione del Toro) rispetto al Sole e all'orbita di Mercurio. Clicca qui sotto per avere una immagine più grande.

Le dimensioni della gigante rossa Antares (nella costellazione dello Scorpione) in confronto a quelle del Sistema Solare interno (fino a Marte). Clicca qui sotto per avere una immagine più grande.

Come abbiamo detto, il nucleo della stella continua a contrarsi, riscaldandosi fino ad una temperatura di 100 milioni di gradi. A questo punto la velocità degli atomi di elio, presenti in abbondanza, è cresciuta con l'aumento della temperatura. Essi incominciano ad urtarsi con grande violenza, sufficiente per farli fondere a tre a tre per formare nuclei di carbonio.
La stella ha trovato un altra sorgente di energia per sostentarsi e quindi riprende il suo stato di equilibrio. Lentamente la sua superficie si riscalda e si contrae; la stella diventa molto meno luminosa e non emette più la maggior parte della radiazione nel rosso.