Cos'è è nata una stella?

Nascita di una Stella: Un Viaggio Cosmico

La nascita di una stella è un processo lungo e complesso che avviene all'interno di enormi nubi di gas e polvere chiamate <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/nebulose%20molecolari">nebulose molecolari</a>. Queste nebulose, sparse per le galassie, sono i vivai stellari dove si formano le nuove stelle.

Il processo di formazione stellare può essere schematicamente suddiviso in diverse fasi:

1. Collasso Gravitazionale: Tutto inizia con una perturbazione all'interno di una <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/nebulosa%20molecolare">nebulosa molecolare</a>. Questa perturbazione, che può essere causata da un'onda d'urto proveniente da una supernova vicina o dalla collisione con un'altra nube, innesca un <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/collasso%20gravitazionale">collasso gravitazionale</a>. La gravità attira la materia verso il centro della perturbazione.

2. Frammentazione: Durante il collasso, la nube si frammenta in nuclei più piccoli e densi. Questi frammenti continuano a collassare individualmente, aumentando la loro densità e temperatura.

3. Formazione di una Protostella: Uno di questi frammenti in collasso diventa una <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/protostella">protostella</a>. Una protostella è un embrione di stella, una sfera di gas e polvere calda ma non ancora in grado di generare energia attraverso la fusione nucleare. La protostella è circondata da un disco di accrescimento.

4. Disco di Accrescimento e Getto Bipolare: Mentre la protostella continua a collassare, forma un <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/disco%20di%20accrescimento">disco di accrescimento</a> rotante attorno a sé. La materia del disco cade sulla protostella, aumentandone la massa. Parallelamente, la protostella espelle materia lungo gli assi di rotazione, formando potenti <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/getto%20bipolare">getti bipolari</a> di gas ionizzato.

5. Stella T Tauri: La protostella continua a contrarsi e riscaldarsi. Quando la temperatura nel nucleo raggiunge circa 10 milioni di gradi Celsius, inizia la <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/fusione%20nucleare">fusione nucleare</a> dell'idrogeno in elio. A questo punto, la stella si chiama <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/stella%20T%20Tauri">stella T Tauri</a> ed è ancora molto attiva, con forti venti stellari e fluttuazioni di luminosità.

6. Stella di Sequenza Principale: Dopo un periodo di transizione, la stella si stabilizza ed entra nella <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/sequenza%20principale">sequenza principale</a>. Nella sequenza principale, la stella brucia stabilmente idrogeno nel suo nucleo, generando energia e mantenendo un equilibrio tra la gravità (che tende a farla collassare) e la pressione (dovuta alla fusione nucleare che tende ad espanderla). La durata della vita di una stella nella sequenza principale dipende dalla sua massa: le stelle più massicce bruciano il loro combustibile più velocemente e hanno una vita più breve, mentre le stelle meno massicce bruciano il loro combustibile più lentamente e hanno una vita più lunga.

Il destino finale di una stella, dopo aver esaurito il suo combustibile nucleare, dipende anch'esso dalla sua massa. Stelle come il Sole diventeranno <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/nane%20bianche">nane bianche</a>, mentre stelle molto più massicce possono esplodere come <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/supernova">supernovae</a> e lasciare dietro di sé <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/stelle%20di%20neutroni">stelle di neutroni</a> o <a href="https://it.wikiwhat.page/kavramlar/buchi%20neri">buchi neri</a>.