Stella

stélla Corpo celeste che brilla di luce propria, alimentato dalle reazioni termonucleari che avvengono nel suo nucleo. A differenza dei pianeti, che splendono di luce riflessa e sono formati da materia ordinaria (solida, liquida o gassosa), le s. sono costituite da plasma. Molte s. fanno parte di sistemi formati da due o più componenti. formazione ed evoluzione Le s. nascono dalla condensazione di nubi di gas e polveri. I processi nucleari sono innescati da piccole fluttuazioni che casualmente fanno aumentare la densità in un punto della nube dove, poco per volta, viene richiamata altra materia. Quando, dopo alcuni milioni di anni, la temperatura e la densità raggiungono valori sufficientemente elevati, prendono avvio le reazioni di fusione nucleare. All'inizio sono quattro nuclei di idrogeno (protoni) a fondersi in un nucleo di elio con liberazione di energia, sotto forma di radiazione elettromagnetica. L'evoluzione dipende dalla massa M della s., che può variare tra 0,1 e 50 M⊙ (massa del Sole). Quando la s. ha bruciato tutto l'idrogeno disponibile, l'attrazione gravitazionale non è più bilanciata dalla pressione di radiazione, la s. collassa e nel nucleo aumenta notevolmente la temperatura. Se M >0,5 M⊙ si innesca, a questo punto, un nuovo ciclo di reazioni: due nuclei di elio si fondono per formare un nucleo di berillio che, fondendosi con un altro nucleo di elio, forma un nucleo di carbonio. Gli strati esterni si espandono, la temperatura diminuisce e la s. assume un colore rosso (stadio di gigante rossa). In questa fase, diametro e luminosità possono fluttuare (variabile cefeide). In una s. di media grandezza, come il Sole, le reazioni nucleari dopo questo stadio si arrestano: per collasso gravitazionale, la s. diventa sempre più piccola e si trasforma in una nana bianca, un oggetto piccolo e denso che, una volta emessa tutta l'energia gravitazionale di cui dispone, diventa una nana nera e si spegne definitivamente. Ma la morte di una s. può anche essere un fenomeno molto più rapido e violento. Le s. con M >1,5 M⊙, prima di arrivare allo stadio di nana bianca espellono grandi quantità di materia e formano una nebulosa planetaria attorno al loro nucleo. Se M >3 M⊙, questa fase può essere esplosiva (nova e supernova); per s. con 1,5≺M≺3 è possibile avere una fase esplosiva anche successiva alla formazione della nana bianca, per l'assorbimento di massa da parte di quest'ultima dallo spazio che la circonda. Nel nucleo delle s. con M≻10 M⊙, prima di raggiungere lo stadio conclusivo vengono sintetizzati anche elementi più pesanti. A seconda della massa finale residua della s., poi, il nucleo centrale si trasformerà o in una stella di neutroni o in un buco nero. Si ritiene che s. di massa molto grande possano collassare direttamente in buchi neri senza passare per la fase esplosiva. temperatura e luminosità