Come nasce una stella? Cosa fa partire il ciclo vitale stellare?

Nel corso della sua vita ogni stella percorre numerose tappe che compongono il suo ciclo vitale.

Dove nascono le stelle?

Tutto però ha origine con la formazione stellare che avviene in determinate zone del mezzo interstellare, ossia all’interno delle nubi molecolari dette anche nebulose, enormi nubi di polveri e gas rarefatti composte in prevalenza da idrogeno ed elio, all’interno delle quali si può formare un addensamento di materia causato dal collasso gravitazionale delle sue porzioni più dense.

Nel caso in cui questi locali addensamenti raggiungano una massa sufficientemente grande, ovvero al di sopra della cosiddetta massa di Jeans, allora proseguiranno il processo di condensazione.

Man mano che le regioni più dense collassano inglobano sempre più materia e la nube si suddivide in porzioni gerarchicamente sempre più piccole. Il moto turbolento delle particelle che compongono la nube incentiva la sua frammentazione in nuclei densi, anch’essi turbolenti e supercritici.

Un nucleo denso è detto supercritico quando la sua energia gravitazionale è maggiore rispetto alla sua energia termica e magnetica, questa condizione porta il nucleo al suo inevitabile collasso.

Rottura dell'equilibrio

Inizialmente i nuclei continuano a mantenersi in uno stato di equilibrio dinamico in cui la forza di gravità è bilanciata dall’energia termica degli atomi e delle molecole che li compongono.

Ad un certo punto però questo equilibrio viene rotto. La rottura può avvenire in maniera spontanea a causa degli intrinsechi moti turbolenti della nube, oppure come conseguenza di un evento esterno, come ad esempio la collisione tra due nubi distinte.

A prescindere dalla causa quello che accade è che si crea una regione della nube ha una densità maggiore, ovvero l’energia termica non è più in grado di bilanciare quella di gravità e ha inizio il vero e proprio collasso.

La massa della protostella ne determina il destino

È grazie a questo primo collasso che si viene a formare il nucleo idrostatico della protostella che successivamente vivrà una fase di accrescimento. La quantità di materia che sarà in grado di accumulare sarà un elemento cruciale nel determinarne il destino.

Se la protostella non riesce a raggiungere la massa limite di 0.8 masse solari non si vengono a creare le condizioni per innescare reazioni di fusione dell’idrogeno e quindi la protostella evolverà in una nana bruna.

Se invece riesce a raggiungere una massa compresa tra 0.08 e 8 masse solari allora evolverà in una stella pre-sequenza principale. L’energia emessa da una stella in questa fase non è dovuta alle reazioni termonucleari di fusione dell’idrogeno nel nucleo stellare ma al collasso gravitazionale. La stella in questa fase continua a contrarsi fino a raggiungere la sequenza principale.

Nel caso in cui invece la massa della protostella supera decisamente le 8 masse solari allora salterà questo passaggio intermedio e passerà subito la sequenza principale in cui viene finalmente innescata la reazione nucleare di fusione dell’idrogeno in elio.

Durante questa lunga fase del ciclo vitale la stella andrà ad occupare una determinata posizione all’interno della sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russel in base alla sia massa e alla sua composizione chimica che ne determinerà anche le evoluzioni future.