Star della sequenza principale: Definizione e ciclo di vita

Le stelle della sequenza principale fondono gli atomi di idrogeno per formare atomi di elio nei loro nuclei. Circa il 90 per cento delle stelle nell'universo, incluso il sole, sono stelle della sequenza principale. Queste stelle possono variare da circa un decimo della massa del Sole fino a 200 volte più massicce.

Le stelle iniziano la loro vita come nuvole di polvere e gas. La gravità attira queste nuvole insieme. Si forma una piccola protostella, alimentata dal materiale che collassa. Le protostelle si formano spesso in dense nubi di gas e possono essere difficili da rilevare.

"La natura non forma le stelle isolatamente", ha affermato Mark Morris, dell'Università della California a Los Angeles (UCLS), in una dichiarazione (si apre in una nuova scheda). "Li forma a grappoli, da nubi natali che collassano sotto la loro stessa gravità".

I corpi più piccoli con massa solare inferiore a 0,08 non possono raggiungere lo stadio di fusione nucleare al loro interno. Invece, diventano nane brune, stelle che non si accendono mai. Ma se il corpo ha una massa sufficiente, il gas e la polvere che collassano bruciano più caldi, raggiungendo infine temperature sufficienti per fondere l'idrogeno in elio. La stella si accende e diventa una stella della sequenza principale, alimentata dalla fusione dell'idrogeno. La fusione produce una pressione verso l'esterno che si bilancia con la pressione verso l'interno causata dalla gravità, stabilizzando la stella.

La durata della vita di una stella della sequenza principale dipende dalla sua massa. Una stella di massa maggiore può avere più materiale, ma brucia più velocemente a causa delle temperature interne più elevate causate da maggiori forze gravitazionali. Mentre il sole trascorrerà circa 10 miliardi di anni sulla sequenza principale, una stella 10 volte più massiccia rimarrà per soli 20 milioni di anni. Una nana rossa, che è massiccia la metà del Sole, può durare da 80 a 100 miliardi di anni, che è molto più lunga dell'età dell'universo di 13,8 miliardi di anni. Questa lunga vita è una delle ragioni per cui le nane rosse sono considerate buone fonti per i pianeti che ospitano la vita, perché sono stabili per così tanto tempo.

Sirus, la stella più luminosa del cielo notturno, è una stella binaria composta da Sirio B, una massiccia nana bianca e Sirio A, una stella della sequenza principale di tipo A. (Credito immagine: Getty)

Stella brillante e brillante

Più di 2000 anni fa, l'astronomo greco Ipparco fu il primo a fare un catalogo di stelle in base alla loro luminosità, secondo l'astronomo sviluppatore di software Dave Rothstein (si apre in una nuova scheda), laureato alla Cornell University con un dottorato di ricerca in Filosofia e un Master in Astronomia, nel 2007.

"Fondamentalmente, ha guardato le stelle nel cielo e le ha classificate in base alla loro luminosità, le stelle più luminose erano di 'magnitudo 1', le successive più luminose erano di 'magnitudo 2', ecc., fino a 'magnitudo 6', che erano le stelle più deboli che potesse vedere", ha scritto Rothstein. Gli strumenti moderni hanno migliorato le misurazioni della luminosità, rendendole più precise.

All'inizio del XX secolo, gli astronomi si sono resi conto che la massa di una stella è correlata alla sua luminosità o alla quantità di luce che produce. Questi sono entrambi legati alla temperatura stellare. Stelle 10 volte più massicce del sole brillano più di mille volte tanto.

La massa e la luminosità di una stella si riferiscono anche al suo colore. Le stelle più massicce sono più calde e più blu, mentre le stelle meno massicce sono più fredde e hanno un aspetto rossastro. Il sole cade tra lo spettro, conferendogli un aspetto più giallastro.

"La temperatura superficiale di una stella determina il colore della luce che emette", secondo l'Osservatorio mondiale di Las Cumbres (si apre in una nuova scheda). "Le stelle blu sono più calde delle stelle gialle, che sono più calde delle stelle rosse."

Questa comprensione ha portato alla creazione di una trama nota come diagramma Hertzsprung-Russell (HR) (si apre in una nuova scheda), un grafico delle stelle basato sulla loro luminosità e colore (che a sua volta mostra la loro temperatura). La maggior parte delle stelle si trova su una linea nota come "sequenza principale", che va da in alto a sinistra (dove le stelle calde sono più luminose) a in basso a destra (dove le stelle fredde tendono ad essere più deboli).

Quando le stelle si spengono

Alla fine, una stella della sequenza principale brucia attraverso l'idrogeno nel suo nucleo, raggiungendo la fine del suo ciclo di vita. A questo punto esce dalla sequenza principale.

Stelle più piccole di un quarto della massa del sole collassano direttamente in nane bianche. Le nane bianche non bruciano più la fusione al centro, ma irradiano comunque calore. Alla fine, le nane bianche dovrebbero raffreddarsi in nane nere, ma le nane nere sono solo teoriche; l'universo non è abbastanza vecchio perché le prime nane bianche si raffreddino sufficientemente e facciano la transizione.

Storie correlate

Cos'è una supernova?

Il nostro sole va in letargo?

La stella del "mostro cosmico" sputa energia con la forza di un miliardo di soli

Le stelle più grandi scoprono che i loro strati esterni collassano verso l'interno fino a quando le temperature non sono abbastanza calde da fondere l'elio in carbonio. Quindi la pressione di fusione fornisce una spinta verso l'esterno che espande la stella diverse volte più grande della sua dimensione originale, formando una gigante rossa. La nuova stella è molto più debole di quanto non fosse come stella della sequenza principale. Alla fine il sole formerà una gigante rossa, ma non preoccupatevi non accadrà ancora per un po': cinque miliardi di anni, appunto.

"In questo processo del sole che diventa una gigante rossa", ha detto Joshua Blackman, un ricercatore specializzato in astronomia stellare e sistemi planetari presso l'Università della Tasmania (si apre in una nuova scheda), "è probabile che cancellerà i pianeti interni probabilmente Mercurio e Venere sarà distrutta".

Rappresentazione artistica dell'evoluzione di una stella simile al Sole, dalla sua nascita come piccola protostella a sinistra, alla sua espansione in una gigante rossa e poi in una nebulosa planetaria, a destra. (Credito immagine: ESA)

Se la stella originale avesse una massa fino a 10 volte quella del Sole, brucerebbe attraverso il suo materiale entro 100 milioni di anni e collasserebbe in una nana bianca super densa. Stelle più massicce esplodono in una violenta morte da supernova, vomitando gli elementi più pesanti formati nel loro nucleo attraverso la galassia. Il nucleo rimanente può formare una stella di neutroni, un oggetto compatto che può assumere una varietà di forme (si apre in una nuova scheda).

La lunga vita delle nane rosse significa che anche quelle formate poco dopo il Big Bang esistono ancora oggi. Alla fine, tuttavia, questi corpi di piccola massa bruceranno attraverso il loro idrogeno. Diventeranno più fiochi e più freddi e alla fine le luci si spegneranno.

Segui Nola Taylor Redd su @NolaTRedd (si apre in una nuova scheda) , Facebook ( si apre in una nuova scheda) o Google+ ( si apre in una nuova scheda) . Seguici su @Spacedotcom (si apre in una nuova scheda) , Facebook (si apre in una nuova scheda) o Google+ (si apre in una nuova scheda) . Aggiornato dall'editore di Livescience Ben Biggs il 25 gennaio 2022.

Risorse addizionali

Scopri di più sui cicli di vita delle stelle (si apre in una nuova scheda) e cosa succede alle diverse stelle e sui loro destini (si apre in una nuova scheda) su Science Mission Directorate della NASA (si apre in una nuova scheda).

Bibliografia

  • JW Blackman, JP Beaulieu, DP Bennett, C. Danielski, C. Alard, AA Cole, A. Vandorou, C. Ranc, SK Terry, A. Bhattacharya, I. Bond, E. Bachelet, D. Veras, N. Koshimoto , V. Batista & JB Marquette, Nature.com, " Un analogo gioviano in orbita attorno a una stella nana bianca (si apre in una nuova scheda) "
  • Jesse S. Allen, La classificazione degli spettri stellari (si apre in una nuova scheda), University College London
  • Il diagramma Hertzsprung-Russell (si apre in una nuova scheda) , European This Web Agency
Ir arriba