Si sottolinea che i seguenti paragoni fra masse stellari sono intesi fra masse di ZAMS (Zero Age Main Sequence) cioè fra stelle appena accese dal processo protone-protone.
Diagrammi riassuntivi di Hertzsprung Russel
Formazione
Una nube interstellare in lenta rotazione può, ad un certo punto, collassare gravitazionalmente: la velocità di rotazione aumenta ed il disco si appiattisce poiché la forza centrifuga si oppone al collasso solo in direzione perpendicolare all'asse di rotazione. In circa un milione di anni si forma un piccolo denso e caldo nucleo chiamato protostella, che emette imponenti getti di gas detti "oggetti di Herbing-Haro". In questa prima fase della loro vita le stelle sono riconoscibili per l'emissione infrarossa del un guscio di polveri e gas residuo ("cocoon") che le circonda. Quando la temperatura raggiunge i 10 milioni di gradi, nel nucleo protostellare comincia la fusione che trasforma la protostella in una stella di sequenza principale.Sequenza Principale
In questa fase le stelle fondono idrogeno H tramite reazione protone-protone e, dove la temperatura sia sufficiente, ciclo CNO. Le stelle spendono la maggior parte della loro vita in questa fase: il Sole spenderà circa il 90% della sua intera esistenza, 11 su 12,3 miliardi di anni, in questa fase. Per avere un'idea dei diversi tempi di permanenza in sequenza principale delle altre stelle, si cita che stelle di 0,4 masse solari restano 200 miliardi di anni nella sequenza principale, mentre stelle di 40 masse solari vi restano solo 1 milione di anni!Fusione dell'idrogeno in un guscio: nascono le Giganti Rosse
Alla fine della sequenza principale l'idrogeno inizia a bruciare in un guscio attorno al nucleo mentre quest'ultimo, composto di elio non a temperatura sufficiente per fondere, si contrae.A questo punto -sebbene con meccanismi diversi a seconda della massa stellare, come scritto in seguito- il nucleo fornisce energia e, quindi, fa espandere (e quindi raffreddare) enormemente la stella: la temperatura diminuisce e la luminosità aumenta, si ha cioè uno spostamento verso l'alto e verso destra lungo l'RGB (Red Giant Branch) nel diagramma di Hertzsprung-Russel. Nell'RGB a causa del raffreddamento avviene il "primo dredge-up": mescolamento di materiale stellare dovuto allo sprofondamento della zona interna dello strato convettivo.
Ci sono però alcune sostanziali differenze a seconda della massa della stella:
- Massa inferiore a 2.2 masse solari
Il nucleo aumenta in densità fino a raggiungere lo stato degenerato e, a volume costante per le proprietà dello stato raggiunto, si scalda fino a raggiungere la temperatura necessaria per fondere l'elio tramite processi 3-alfa: l'inizio di questi processi libera una grande energia nel nucleo detta "helium core flash". Dopo tale esplosione energetica il nucleo si espande e quindi raffredda facendo così diminuire i processi di fusione dell'idrogeno nel guscio: questo porta ad una nuova contrazione e riscaldamento, ovvero la temperatura aumenta e la luminosità diminuisce, e quindi si ha uno spostamento verso il basso e la sinistra lungo l'HB (Horizontal Branch) nel diagramma di Hertzsprung e Russel.
- Massa superiore a 2.2 masse solari
Il nucleo non raggiunge lo stato degenerato: i processi 3-alfa cominciano gradualmente e fanno progressivamente espandere la stella. Quando la fusione dell'elio raggiunge regime la stella percorre nel diagramma HR il ciclo "blue loop".
AGB Asymptotic Giant Branch
Si trovano in questa fase dell'evoluzione stellare le cosiddette stelle variabili Cefeidi e RR-Lyrae, storicamente importanti per determinare distanze interstellari. Questa fase dell'evoluzione stellare si può suddividere schematicamente in una fase iniziale ed una di pulsazioni termiche.- AGB iniziale "Early AGB"
Una volta esaurito il nucleo di elio la stella si ritrova con un guscio di idrogeno fondente attorno ad un guscio di elio fondente attorno ad un nucleo di carbonio ed ossigeno. Quest'ultimo, non essendo a temperatura sufficiente per fondere, si contrae. L'energia gravitazionale rilasciata da questa contrazione, stimolando le reazioni sovrastanti, causa un'espansione e quindi un raffreddamento che "spegne" il guscio di idrogeno e fa avvenire il "secondo dredge-up". La temperatura diminuisce e la luminosità aumenta: si ha uno spostamento verso l'alto e verso destra nel diagramma HR su un percorso vicino all'RGB chiamato per questo AGB.
- Pulsazioni termiche "Thermal Pulses"
Alla fine del "secondo dredge-up" la stella ha due gusci attivi di idrogeno ed elio molto vicini: ciò rende la situazione termicamente instabile e le conseguenti fasi di pulsazione:
1) Sotto al guscio di idrogeno si forma un altro strato di elio
2) Questo nuovo strato di elio comincia a fondere
3) L'energia rilasciata fa espandere e quindi raffreddare la stella
4) Il guscio di idrogeno diventa dormiente
5) La stella si addensa fino a riaccendere il guscio di idrogeno, che gradualmente riforma un sottostante strato di elio che...
Avviene il "terzo dredge-up" che riesce a trasportare gli elementi dal nucleo fino alla superficie grazie alla formazione di una zona convettiva fra i gusci.
Durante i thermal pulses hanno luogo particolari processi di cattura neutronica: Un neutrone, trasformandosi in protone dopo aver rilasciato un elettrone, trasforma l'elemento nel successivo elemento sulla tavola periodica. I neutroni coinvolti in tali reazioni provengono principalmente dall'interazione di carbonio 13, proveniente dal nucleo e distribuito su tutta la massa grazie al terzo dredge-up, ed elio 4. Per stelle con massa superiore a 4 masse solari avviene l'HBB (Hot Bottom Burning): la zona più interna del guscio convettivo esterno può raggiungere la temperatura di fusione dell'idrogeno ed essere sede di nucleo sintesi, in particolare di Litio 7. Può anche iniziare il ciclo CNO grazie al quale l'abbondanza di azoto carbonio 13 sulla superficie stellare aumenta a discapito del carbonio 12.
Dopo l' AGB
- Stelle di massa inferiore a 4 masse solariLa massa persa durante le pulsazioni termiche, investita dalla radiazione ultravioletta proveniente dalla "stella rimanente", riemette per fluorescenza e costituisce quello che chiamiamo nebulosa planetaria. La stella, perdendo sempre più massa e aumentando sempre più in temperatura poiché vengono scoperti via via strati interni sempre più caldi, abbandona l'AGB spostandosi verso sinistra a luminosità costante nel diagramma HR. Dopo l'ultima pulsazione resta praticamente il nucleo degenere di carbonio ed ossigeno che si raffredda e diventa una nana bianca. Esiste un limite alla quantità di materia che può essere bilanciata dalla degenerazione elettronica e tale, detto di Chandrasekhar e corrispondente a circa 1.44 masse solari, costituisce proprio la massima massa che una nana bianca può avere. Si ritiene che, poiché in una nana bianca non c'è produzione energetica, essa debba lentamente raffreddarsi fino a diventare un'invisibile nana nera, ma questo è un processo lentissimo e l'universo non è ancora abbastanza vecchio per avere nane nere!
- Stelle di massa superiore a 4 masse solari
I processi di fusione possono procedere fino alla formazione di un nucleo di ferro che, non potendo più supportare energicamente gli strati superiori, collassa trasformandosi in gran parte in neutroni. A questo punto gli strati superiori, non avendo la forza necessaria per comprimere un nucleo di neutroni, vi "rimbalzano" contro dando luogo ad una colossale esplosione detta supernova di tipo II (Supernove di tipo I si hanno in sistemi doppi costituiti da una nana bianca e da una stella: quando quest'ultima diventa una gigante rossa può cedere materia alla compagna fino a farle superare il limite di Chandrasekhar e, quindi, farla esplodere. Queste esplosioni sono usate in astronomia come "candele standard" a causa della loro energia, e quindi luminosità, costante: un nucleo degenerato che ha appena superato il limite di Chandrasekhar ha sempre la stessa energia).
Dall'esplosione di supernova di tipo II può restare una stella di neutroni dal grandissimo campo magnetico (un sistema doppio di stelle di neutroni è un ottimo laboratorio naturale per sperimentare la relatività generale) o un buco nero, che ci appare nero proprio perché la sua attrazione gravitazionale è tale da non permettere neanche ai fotoni di oltrepassare il suo bordo detto "orizzonte degli eventi".