Ciclo di Vita di una Stella

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Ciclo di vita di una stella

Rispetto ad ogni altra stella, il nostro Sole è piuttosto insignificante. Non è molto grande ed è solo una delle enormi quantità di stelle nell'universo. È circa a metà della sua vita, in uno stadio noto come sequenza principale. Tra qualche miliardo di anni, il nostro Sole morirà, ponendo fine a tutta la vita sulla Terra. Fornisce l'attrazione gravitazionale che mantiene i pianeti e altri oggetti in orbita attorno ad esso, e fornisce una fonte di energia che supporta tutta la vita sulla Terra.

La durata della vita di una stella dipende dalla sua massa. Se la stella ha molta materia e quindi una massa elevata, la sua durata sarà più breve. Questo potrebbe sembrare controintuitivo, ma le stelle più grandi usano il loro combustibile nucleare a un ritmo molto più veloce. Le stelle più piccole sono effettivamente più efficienti con il carburante che hanno. La massa di una stella dipende dalla quantità di materia presente nella nuvola, nota come nebulosa, che ha creato la stella.

Le stelle di una massa simile a quella del nostro Sole hanno tutte un ciclo di vita simile. Iniziano come una nebulosa . Una nebulosa è una nuvola di polvere e gas che può variare di dimensioni. Per rendere una stella delle dimensioni del nostro Sole, avresti bisogno di una nebulosa centinaia di volte più grande del nostro sistema solare. Questa nuvola, che contiene i mattoni della stella, collassa a causa della gravità. Mentre la nuvola si riduce di dimensioni, la sua temperatura aumenta quando le particelle che la compongono si scontrano. Quando questa nuvola crollata raggiunge una certa temperatura e pressione, si verifica la fusione nucleare. In questa fase, la sfera di gas è nota come protostar . La fusione nucleare è una reazione nucleare in cui due nuclei di luce si combinano insieme, formando un nucleo più pesante ed energia. Questa è l'energia che viene irradiata dalla stella. La quantità di energia prodotta in queste reazioni può essere calcolata da E = mc ² . "E" è la quantità di energia, "m" è il cambiamento di massa e "c" è la velocità della luce in metri al secondo.

Quando la pressione esterna della fusione nucleare è bilanciata dalla forza gravitazionale che unisce la stella, la descriviamo come stabile. Le stelle stabili, come il nostro Sole, sono nella fase principale della sequenza della vita della stella. Arriva un punto in cui la stella esaurisce il suo combustibile a idrogeno, ed è qui che inizia la fine della vita della stella. Le stelle esauriscono il loro combustibile dopo milioni o miliardi di anni, a seconda delle loro dimensioni. Quando la stella si esaurisce, le reazioni nucleari nel suo nucleo non possono continuare. Ciò significa che la pressione esterna diminuisce, permettendo alla forza gravitazionale di collassare nel nucleo. Gli strati esterni si espandono e si raffreddano leggermente. Questo raffreddamento cambia il colore della stella in rosso. In questa fase, la stella è conosciuta come un gigante rosso . Questo sarà il destino della nostra stella tra qualche miliardo di anni. Il nostro Sole si gonfierà e si espanderà a poche centinaia di volte la sua dimensione originale. Quando ciò accade, tutta la vita sulla Terra morirà.

Gli strati esterni della stella si allontanano quindi lasciando un nucleo caldo e denso. Questi possono produrre un bellissimo fenomeno noto come nebulosa planetaria . Il nucleo caldo di una nebulosa planetaria è noto come una nana bianca . Una nana bianca è una stella morta che brilla ancora a causa del calore residuo. Sono molto densi, con un cucchiaino di una nana bianca con una massa di diverse tonnellate. Nel tempo, questa stella morta si raffredderà e si affievolirà. Questa stella morta che si è raffreddata e non emette più luce è conosciuta come una nana nera .

Le stelle che sono molto più grandi delle nostre seguono un ciclo diverso nel corso della loro vita. Mentre le stelle più piccole, come il nostro Sole, sono formate da una nebulosa che collassa, le nebulose di stelle più grandi contengono molta più materia. Passano anche attraverso una fase di sequenza principale ma hanno una tonalità blu a causa delle loro temperature più elevate. La fine della vita di una stella più grande è molto più drammatica. Le stelle massicce possono avere nuclei abbastanza caldi e densi da fornire un ambiente in cui può verificarsi fusione nucleare per elementi aggiuntivi, non solo idrogeno. Come le stelle di una massa simile al nostro Sole, anche le stelle enormi crescono quando iniziano a esaurire il combustibile nucleare.

Questo termina in una grande esplosione nota come supernova . Le supernovae sono alcuni degli oggetti più luminosi nel cielo. Si ritiene che gli elementi più pesanti del ferro si formino in una supernova. Le stelle morte sono ora conosciute come stelle di neutroni e sono estremamente dense. Se una stella è molto grande e ha una massa sufficiente, allora può formarsi un buco nero alla fine della vita della stella massiccia. Un buco nero è un'area dello spazio in cui la gravità è così forte che nemmeno la luce può sfuggire.