Come muore una stella

tramite: O2O
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Introduzione

Le stelle brillano di luce propria e possono assumere varie colorazioni. Producono immense quantità di energia all'interno del proprio nucleo, attraverso un lungo processo di fusione nucleare. L'energia emessa si irradia nello spazio circostante sotto forma di vento stellare, neutrini e radiazioni elettromagnetiche. La stella più vicina a noi è il sole, sorgente principale dell'energia che investe il pianeta terra. Le altre stelle restano visibili soltanto di notte come puntini bianchi o gialli, e la loro immagine appare distorta e tremolante, a causa della differente densità dell'atmosfera terrestre e degli spazi esterni ad essa. Nel corso della storia, filosofi, poeti, musicisti ed artisti di ogni epoca, si sono ispirati allo straordinario fascino di un cielo stellato. Scorriamo le fasi della vita di una stella e vediamo come muore questo corpo celeste, prezioso dispensatore di energia e vita.

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Una stella nasce dalla contrazione gravitazionale di una nube molecolare, una regione ad alta concentrazione di gas, che si surriscalda fino ad attivare reazioni termonucleari all'interno del suo nucleo. Da questo momento, la durata della sua vita, dipenderà dalla sua massa. Quest'ultima determina la luminosità, cioè la velocità alla quale brucia il combustibile nucleare. Per questo motivo, le stelle di massa maggiore sono più luminose, bruciano più velocemente ed hanno una vita più breve. Per il 90% della loro vita, le stelle godono di una fase stabile, detta sequenza principale. Durante tale periodo, l'idrogeno del nucleo fonde in elio.

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Una stella trascorre buona parte della sua esistenza a bruciare idrogeno. Il sole, ad esempio, attraversa questa fase di stabilità da circa cinque miliardi di anni. L'idrogeno che si consuma, cede il posto all'elio e la stella si espande sempre di più fino a diventare di colore giallo o rosso. L'apice di questa fase è detta gigante rossa e può durare un miliardo di anni. Se la massa della stella è limitata, invece, si consuma fino a trasformarsi in una nana bianca che continua a risplendere grazie al calore residuo del nucleo. Successivamente, si raffredda fino a diventare una nana nera, spegnendosi pian piano. Quest'evoluzione della nana bianca sconfina nel campo delle ipotesi, considerando che ad oggi non è mai stata osservata nessuna nana nera. Gli scienziati hanno supposto che il periodo di tempo necessario al raffreddamento e al conseguente collasso di una nana bianca, sia addirittura superiore all'età attuale dell'universo.

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Se la massa della stella è maggiore di 8 masse solari, ne scaturisce un'esplosione che genera una supernova, una stella tanto luminosa da superare per luce emessa anche la galassia che la ospita. L'esplosione è talmente forte da espellere nello spazio circostante la maggior parte della materia che costituiva la stella, originando una nebulosa detta "resto di supernova". Se la massa del nucleo residuo è pari a 3,8 masse solari, la materia della stella in collasso si concentra in uno spazio ridottissimo, generando un'attrazione gravitazionale così potente da risucchiare ogni cosa capiti nel suo raggio (luce, stelle, pianeti). Quest'evoluzione è oggetto di studi scientifici che, ad oggi, non hanno ancora svelato completamente la natura di quelli che comunemente chiamiamo "buchi neri".

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