Quanti anni può vivere una stella?

Le stelle simili al Sole vivono per circa 10 miliardi di anni e il nostro Universo ha solo 13,8 miliardi di anni. Qual è la durata massima della vita di una stella?

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Quanti anni può vivere una stella?
Quanti anni può vivere una stella?

Per una creatura che vive solo per pochi decenni – meno di un milionesimo di percento dell’età totale dell’Universo – una stella è così longeva che potrebbe anche sopravvivere per sempre.

Nonostante il fatto che ci siano centinaia di miliardi di stelle solo nella Via Lattea, la maggior parte di tutti gli esseri umani mai vissuti non ha mai visto una stella morire con i propri occhi senza aiuto. Qui nel nostro Sistema Solare, la nostra stella madre, il Sole, ha già quasi 4,6 miliardi di anni, ma ci vorranno altri 5-7 miliardi di anni prima che entri nelle sue fasi evolutive finali: quando diventerà una gigante rossa, espellerà i suoi strati esterni e si contrarrà fino a diventare una nana bianca.

Ma esiste una grande varietà di stelle in relazione a massa, colore e durata della vita. Anche se il nostro Universo ha visto passare ben 13,8 miliardi di anni dall’inizio del caldo Big Bang, formando più di un sestilione (~1021) di stelle nella parte che è osservabile. Sebbene molte di quelle stelle siano già vissute e morte, la maggior parte delle stelle che si sono formate sono ancora vive e la maggior parte delle stelle viventi sopravvivrà al Sole di una quantità di anni significativa.

C’è da chiedersi: per quanto tempo può vivere una stella e per quanto tempo il nostro Universo continuerà ad avere stelle? A partire dal 2023, queste sono domande a cui la scienza è all’altezza della sfida di rispondere.

Questo spaccato mostra le varie regioni della superficie e dell’interno del Sole, incluso il nucleo, che è l’unico luogo in cui si verifica la fusione nucleare. Con il passare del tempo e il consumo di idrogeno, la regione contenente elio nel nucleo si espande e la temperatura massima aumenta, provocando un aumento della produzione di energia del Sole. ( Credito : Wikimedia Commons/KelvinSong)

All’interno di stelle come il nostro Sole, ci sono due forze incredibilmente forti che si bilanciano a vicenda durante tutta la loro vita:

  1. la forza di gravità, che lavora per tirare irresistibilmente ogni particella della stella verso il centro,
  2. e la pressione verso l’esterno provocata della radiazione, cgenerata dalle reazioni di fusione nucleare che si verificano nel nucleo della stella.

Se queste forze, nel complesso, sono fuori equilibrio, la stella si espande o si contrae fino a raggiungere uno stato di equilibrio.



Questo ci aiuta a capire perché, all’estremità superiore dello spettro di massa, più massiccia è la tua stella, più grande tende ad essere. Le stelle subiscono la fusione nucleare nei loro nuclei: ovunque la temperatura superi i 4 milioni di K, che è la soglia di temperatura (approssimativa) per avviare la fusione dell’idrogeno nelle stelle. Tuttavia, temperature più elevate portano a velocità di fusione molto maggiori. Nel Sole, il centro raggiunge fino a 15 milioni di K, e con questi tassi di fusione più elevati si ottengono temperature più elevate e, di conseguenza, una dimensione maggiore per la nostra stella. Se osserviamo come la massa stellare, la temperatura stellare e le dimensioni stellari sono correlate, possiamo vedere che quando aumentiamo la massa di una stella, la temperatura e le dimensioni aumentano notevolmente in risposta.

Il (moderno) sistema di classificazione spettrale Morgan-Keenan, con l’intervallo di temperatura di ciascuna classe di stelle mostrato sopra di esso, in kelvin. La stragrande maggioranza (80%) delle stelle oggi sono stelle di classe M, con solo 1 su 800 stelle di classe O o B abbastanza massicce per generare una supernova con collasso del nucleo. Il nostro Sole è una stella di classe G, insignificante ma meno luminosa solo di circa il 5% delle stelle. Mentre la massa in genere determina la durata e il colore di una stella, numerosi fattori possono influenzare l’evoluzione di una stella. ( Crediti : LucasVB/Wikimedia Commons; Annotazioni: E. Siegel)

Queste relazioni, tra la massa di una stella e il suo colore/temperatura e dimensione, sono più gravi di quanto la maggior parte delle persone pensi. Spesso diciamo: “la fiamma che arde due volte più luminosa vive solo la metà del tempo“, ed è vero: per le fiamme che ottengono la loro energia da riserve equivalenti di combustibile. Per le stelle, tuttavia, la situazione è molto più grave che per le normali fiamme. Se dovessimo confrontare tre stelle tra loro:

  • uno con la massa del Sole,
  • uno cona il doppio della massa del Sole,
  • e uno dieci volte la massa del Sole,

troveremmo alcune proprietà tremendamente diverse tra loro.

Una stella simile al Sole ha una durata totale stimata di circa 12 miliardi di anni, una dimensione di 1 raggio solare, una luminosità di 1 luminosità solare, una temperatura superficiale media di circa 6000 K e un colore biancastro.

Una stella con il doppio della massa del Sole ha una durata stimata di circa 1,5 miliardi di anni, una dimensione di circa 1,7 raggi solari, una luminosità di circa 25 luminosità solari, una temperatura superficiale media di circa 10.000 K e un colore blu-bianco.

Una stella che è 10 volte la massa del Sole ha una vita totale di soli 20-40 milioni di anni circa, una dimensione che è circa 9 volte il raggio del Sole, una luminosità di circa 25.000 luminosità solari, una temperatura superficiale di 23.000 K , e un colore bluastro.

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Questa immagine mostra due sistemi stellari luminosi visti dalla Terra: i sistemi Alpha Centauri (a sinistra) e Beta Centauri (a destra). Sebbene entrambi siano sistemi ternari, Alpha Centauri è simile al sole e dista solo 4 anni luce; Beta Centauri è dominata da stelle circa 10 volte la massa del Sole e si trova a 400 anni luce di distanza. La differenza di colore è visibile ad occhio nudo. Proxima Centauri, un membro del sistema Alpha Centauri, si trova nel cerchio rosso. ( Credito : Skatebiker su Wikipedia in inglese)

Come regola generale, la vita di una stella è inversamente proporzionale alla sua massa al cubo: una stella due volte più massiccia del Sole vive solo un ottavo del tempo, ma una stella solo la metà della massa del Sole dovrebbe vivere per otto volte la durata del Sole. In altre parole, meno massiccia è una stella, più a lungo può vivere, mentre le stelle più massicce, nonostante abbiano più carburante, bruceranno molto più rapidamente e avranno la vita più breve di tutte.

Si stima che le stelle di massa più alta che si formano, grandi centinaia di volte la massa del Sole (o forse anche di più), resisteranno solo per 1-2 milioni di anni prima di morire in un cataclisma catastrofico, come un’esplosione di supernova o ipernova. Man mano che andiamo a masse sempre più basse, tuttavia, troviamo che le stelle:

  • bruciano il loro carburante più lentamente,
  • vivono più a lungo,
  • muoiono di morti meno violente,
  • e hanno più tempo per trasportare materiale dal profondo della stella agli strati esterni e viceversa.

Pertanto, se vogliamo comprendere le stelle più longeve di tutte, dobbiamo rivolgere la nostra attenzione alle stelle meno massicce di tutte: le nane rosse, che hanno tutte un destino diverso da quello del nostro Sole.

Quando la stella centrale in un sistema stellare morente si riscalda fino a temperature di circa 30.000 K, diventa abbastanza calda da ionizzare il materiale precedentemente espulso, creando una vera nebulosa planetaria nel caso di una stella simile al Sole. Qui, NGC 7027 ha recentemente superato quella soglia ed è ancora in rapida espansione. Con un diametro di soli ~0,1-0,2 anni luce, è una delle nebulose planetarie più piccole e più giovani conosciute. ( Crediti : NASA, ESA e J. Kastner (RIT))

Il Sole è la stella più studiata di tutte, e tra il 20 e il 25% di tutte le stelle sono simili ad esso. Se una stella pesa tra il 40% della massa del Sole e fino a otto volte più del Sole, avrà un ciclo di vita molto simile alla nostra stella.

  • fonderà l’idrogeno in elio nel suo nucleo durante la maggior parte della sua vita,
  • quando il suo nucleo interno esaurirà l’idrogeno, il nucleo inizierà a contrarsi,
  • poi il nucleo subirà quello che viene chiamato il “flash di elio”, dove le temperature interne salgono al di sopra di una soglia di ~ 26 milioni di K, consentendo l’inizio della fusione dell’elio,
  • e infine, quando il nucleo interno esaurirà l’elio, la stella espellerà i suoi strati esterni per formare una nebulosa planetaria, mentre il resto del nucleo si contrarrà formando una nana bianca.

Stelle più piccole del Sole, all’estremità bassa di massa dello spettro, possono avere vite che si avvicinano a ben 200 miliardi di anni: più di 10 volte l’età attuale dell’Universo.

Ma la definizione tecnica di una stella, per un astronomo, è “qualsiasi oggetto che subisce la fusione dell’idrogeno nel suo nucleo“. E la maggior parte delle stelle, forse fino al 75-80% di tutte le stelle, rientra nella categoria delle nane rosse: stelle le cui masse sono inferiori al 40% della massa del Sole, ma che ancora fondono l’idrogeno in elio nei loro nuclei.

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Questa foto mostra Proxima Centauri: la stella più vicina al nostro Sole al momento. Sebbene sia a soli 4,24 anni luce di distanza, Proxima Centauri non è nemmeno quasi visibile ad occhio nudo, poiché è intrinsecamente quasi 1000 volte più debole del Sole. ( Credit : Alessandro Cipolat Bares)

Queste stelle nane rosse, che possono avere una massa pari a circa il 7,5–8% della massa del Sole, hanno un aspetto molto diverso dalle stelle a cui siamo abituati in molti modi importanti. Proxima Centauri, l’esempio più vicino di nana rossa, ha solo il 12% della massa del Sole.

  • Sono relativamente piccole: spesso appena più grandi del pianeta Giove, che a sua volta è meno del 10% del raggio del Sole. Proxima Centauri ha solo il 15% del raggio del Sole.
  • Sono deboli, emettono pochissima luce visibile rispetto a una stella simile al Sole. Proxima Centauri, ad esempio, al 12% della massa del Sole, emette solo 1 parte su 20.000 della luce visibile del Sole.
  • Sono più fredde e si irradiano principalmente nell’infrarosso, piuttosto che nella parte visibile dello spettro. Proxima Centauri ha una temperatura di soli 3000 K e irradia solo lo 0,16% dell’energia totale del Sole.

Ma ciò che rende veramente notevoli le nane rosse per molti astronomi è il fatto che bruciano il loro combustibile nucleare così lentamente, gradualmente e dolcemente, che queste stelle sono quelle che chiamiamo completamente convettive. Le particelle all’interno di una stella non rimangono semplicemente stazionarie, ma possono muoversi un po’, poiché le particelle energetiche dall’interno possono essere trasportate all’esterno e le particelle più fredde più vicine all’esterno possono affondare verso l’interno. Questo accade all’interno del mantello terrestre; questo accade nelle atmosfere dei pianeti giganti; e succede in tutto l’interno delle stelle nane rosse.

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L’energia prodotta nel nucleo di una stella deve passare attraverso grandi quantità di materiale ionizzato prima di raggiungere la fotosfera, dove viene irradiata. All’interno del Sole c’è un’ampia zona radiativa non convettiva che circonda il nucleo, ma nelle stelle di massa inferiore l’intera stella può convogliare su scale temporali di decine o centinaia di miliardi di anni, consentendo alle nane rosse di fondere il 100% del idrogeno al loro interno. ( Credito : APS/Alan Stonebraker)

Mentre una stella simile al Sole ha un’ampia zona radiativa tra il nucleo e la zona convettiva esterna, queste stelle comuni di piccola massa sono completamente convettive. Ciò significa che il tempo necessario alle particelle per entrare e uscire dal nucleo è inferiore al tempo necessario alla fusione nucleare per bruciare il combustibile a idrogeno fino al completamento. Di conseguenza, mentre una stella simile al Sole fonderà l’idrogeno nel suo nucleo interno fino al completamento e quindi si evolverà nella fase successiva della sua vita, espellendo infine l’idrogeno incombusto nei suoi strati esterni, una stella nana rossa trasporterà il suo materiale nucleare dentro e fuori dal nucleo diverse volte nel corso della sua vita, bruciando infine il 100% del suo idrogeno interno fino al completamento.

A causa della loro massa inferiore rispetto alle stelle simili al Sole e della temperatura interna inferiore, le nane rosse non raggiungeranno mai le temperature interne necessarie, anche quando avranno esaurito il loro idrogeno e inizieranno a contrarsi, per avviare la fusione dell’elio nei loro nuclei. Mentre le odierne nane bianche si sono tutte formate da stelle simili al Sole e sono composte principalmente da elementi come carbonio, ossigeno, neon e altri elementi più pesanti, queste nane rosse bruceranno tutto il loro idrogeno e poi si contrarranno completamente per diventare nane bianche senza:

  • diventare un gigante,
  • iniziare la fusione del “guscio”,
  • accendere l’elio nei loro nuclei,
  • o espellere i loro strati esterni in una nebulosa planetaria.

Formeranno semplicemente una palla degenerata di elio paragonabile alle dimensioni della Terra: una nana bianca di elio.

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Questa immagine mostra rispettivamente Sirio A e B, una stella più blu e luminosa del nostro Sole e una stella nana bianca, come ripreso dal telescopio spaziale Hubble. Sirius B, come tutte le stelle nane bianche che esistono attualmente, è composto da elementi come carbonio, ossigeno, neon, calcio e magnesio. Ma in futuro esisteranno anche nane bianche di elio: generate dai resti di stelle nane rosse completamente convettive . ( Crediti : NASA, ESA, H. Bond (STScI) e M. Barstow (Università di Leicester))

All’estremità di massa elevata dello spettro delle nane rosse, queste stelle vivranno per alcune centinaia di miliardi di anni prima di raggiungere il loro destino inevitabile. Tuttavia, sono le stelle di massa più piccola che vivranno più a lungo. Fino all’estremità di massa più bassa dello spettro stellare, dove le stelle sono solo il 7,5–8% della massa del Sole (o circa 80 masse di Giove), queste stelle non sono più bilanciate dalla radiazione interna che contrasta la forza di gravità; le loro dimensioni sono principalmente determinate dalla fisica che governa gli atomi, la stessa che funziona in un pianeta gigante gassoso. Infatti, la stella nana rossa di massa più bassa conosciuta, 2MASS J0523−1403, arriva a:

  • 68 masse di Giove (con un’incertezza di ±13),
  • una temperatura di soli 2000 K,
  • emettere solo lo 0,014% della luminosità totale del Sole,
  • ed è solo l’1% più grande nel raggio del pianeta Giove.

È così debole nella luce visibile che è stata scoperta solo dai telescopi nell’infrarosso, nonostante fosse relativamente vicina, a soli 41,6 anni luce di distanza.

Ma per quanto tempo vivrà la stella nana rossa con la massa più bassa possibile? Partendo dal presupposto che nulla interferisce con il suo ciclo di vita, ovvero:

  • nessun’altra stella si fonde o interagisce con essa,
  • nessun compagno gli sottrae massa,
  • e nulla la perturba gravemente o la sconvolge,

stiamo parlando di molti trilioni di anni. Ci sono gravi incertezze quando si tratta di stimare esattamente per quanto tempo una tale stella può vivere, ma la stima minima è di circa 20 trilioni di anni, con la stima massima che sale fino a circa 380 trilioni di anni. È davvero, davvero tanto tempo!

Ma ciò non significa necessariamente che, tra 380 trilioni di anni, non ci saranno più stelle visibili nel cielo notturno. Ci sono tre motivi per questo.

  1. Anche se il tasso di formazione stellare, nel complesso, è diminuito negli ultimi 11 miliardi di anni della nostra storia cosmica, nuove stelle continuano a formarsi nelle regioni ricche di gas, che esistono nella nostra Via Lattea e in tutto il Gruppo Locale.
  2. La Via Lattea e Andromeda sono dirette verso una grande fusione galattica, che scatenerà un numero immenso di nuove stelle tra circa 4-7 miliardi di anni, e molte di esse avranno masse incredibilmente basse.
  3. Ma su scale temporali cosmiche ancora più lunghe, l’Universo è pieno di “stelle fallite” note come nane brune, molte delle quali esistono in sistemi binari. Quando si ispirano e si fondono l’una con l’altra, due nane brune di massa sufficiente possono fondersi per produrre una nuova stella nana rossa, che può quindi bruciare fino alla massima durata possibile per una stella.

In altre parole, delle stelle che esistono in questo momento, quelle più longeve sopravviveranno da decine a centinaia di trilioni di anni, con una durata massima possibile di circa 380 trilioni di anni. Ma l’Universo sta ancora formando stelle e probabilmente formerà ancora stelle in qualche modo tra molti trilioni di anni. Anche una volta che le galassie del Gruppo Locale si sono tutte fuse insieme; anche dopo che le ultime vestigia del nostro gas cosmico saranno sparite, avremo ancora stelle nane brune che si fondono insieme.

Quando due nane brune si fondono e la loro massa totale supera quella soglia di circa 80 masse di Giove, ne risulterà una nana rossa e nascerà una nuova stella. Con una vita di trilioni di anni (fino a un massimo di 380 trilioni di anni), un giorno ci sarà un’ultima, ultima stella da formare, visibile a un osservatore nel nostro Gruppo Locale. Sebbene sia difficile capire tali scale temporali, potrebbero esserci anche una o più stelle che risplenderanno tra diversi quintilioni di anni: miliardi di volte l’età attuale dell’Universo.

Sebbene il nostro Universo possa inevitabilmente tendere verso una morte termica – uno stato di massima entropia da cui non è possibile estrarre ulteriore energia – il nostro Universo continuerà ad avere stelle per un tempo incredibilmente lungo a venire. Stabilire esattamente per quanto tempo possiamo aspettarci che vivano le npiù longeve è un’area di ricerca su cui abbiamo fatto enormi progressi, ma dove la risposta definitiva rimane ancora un’incognita.

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