Protostelle e Stelle
Definiamo il momento in cui si passa dalla fase di protostella a quella di stella propriamente detta. La fase di protostella è abbastanza movimentata, alternando periodi di quiete ad altri di attività estremamente violenta; la normale vita di una stella, invece, è caratterizzata da una relativa stabilità. Gli astrofisici cominciano infatti a chiamare stella un oggetto celeste al momento in cui iniziano in esso le reazioni termonucleari, che creano uno stato di equilibrio tra il collasso gravitazionale, e la dilatazione dovuta all' enorme calore. Come si arriva a ciò? Nella protostella, tra temperatura e pressione, entrambe crescenti, si stabilisce un equilibrio in virtù del quale una parte della radiazione si perde nello spazio, allontanando e disperdendo il bozzolo di gas e polveri ancora fredde che circondavano la protostella; questa perdita di energia permette però un' ulteriore contrazione gravitazionale che, a sua volta, produce altra energia, e quindi altro calore, che contribuisce a riscaldare ulteriormente l' interno. Malgrado la perdita di radiazione verso l' esterno, quindi, la temperatura della protostella continua a salire finché, se la massa è grande a sufficienza, raggiunge i valori necessari all' innesco della fusione termonucleare. Senza soffermarci a descrivere i principali tipi di reazioni nucleari che possono avvenire in queste prime fasi, diciamo che, in ogni caso, si ha la trasformazione di idrogeno in elio, con una perdita di massa dello 0, 7% circa, che si trasforma in energia secondo la nota formula einsteiniana. La produzione di energia è tale allora da arrestare praticamente del tutto la contrazione gravitazionale, e nasce la stella vera e propria, che è caratterizzata, rispetto alla fase precedente da una relativa stabilità, la quale dura finché l' idrogeno interno, o per lo meno una certa percentuale di esso che varia a seconda della massa, non si è trasformato in elio, e cioè per milioni di anni per le stelle più massicce, o per miliardi, come per le stelle di massa paragonabile a quella del Sole o minore. La vita di una stella è, dunque, tanto più breve quanto più grande è la sua massa infatti, tanto più massiccia è la stella, tanta più energia essa deve produrre per contrastare l' immensa pressione gravitazionale. Inoltre, in relazione alle masse in gioco, e quindi alle temperature raggiunte all' interno della stella, le reazioni termonucleari possono avvenire in due modi distinti attraverso il ciclo "protone-protone" per le stelle di massa paragonabile a quella del sole, o attraverso il ciclo "carbonio-azoto" nel caso di stelle più massicce. Il modo di produrre energia è diverso nei due casi, e diversa è l' evoluzione stellare che ne consegue. Per comprendere queste diverse strade evolutive, è indispensabile l'aiuto del diagramma h-r. Torniamo adesso alla fase iniziale dell'innesco delle reazioni termonucleari, e vediamo di descrivere il più semplicemente possibile le diverse strade evolutive che può intraprendere la vita della stella. Abbiamo parlato di due possibili cicli della fusione dell'idrogeno il ciclo protone-protone e quello carbonio-azoto. Come già accennato, la presenza dell' uno o dell' altro ciclo dipende dalla massa in questione. Con masse anche di poco superiori a quella del Sole, la temperatura arriva a toccare, grazie alla spaventosa pressione gravitazionale, valori tra i 16 e i 30 milioni di gradi, temperature atte a innescare il ciclo carbonio-azoto. In questo ciclo l' idrogeno brucia tanto più rapidamente quanto più è alta la temperatura, e poiché questa è tanto più alta quanto più ci si avvicina al centro della stella, è chiaro che tanto maggiore è la massa della stella, tanto più piccolo è il nucleo che produce la maggior parte dell' energia. La produzione di energia è dunque enorme in un volume ridottissimo in confronto a quello della stella, e ciò fa sì che, a causa dell' eccessiva densità di questo nucleo, densità che lo rende opaco alla radiazione, non tutta l' energia prodotta in esso possa uscirne, ma una parte rimane come ingorgata in un ribollire di correnti convettive. Gli strati più esterni del nucleo, invece, riescono ad espellere grandi quantità di energia per irraggiamento, attraverso l' immenso involucro, che è costituito da gas molto meno densi rispetto a quelli che compongono il nucleo, e che proprio per questo è trasparente, contrariamente al nucleo, alla radiazione elettromagnetica.
