La durata della vita di una stella dipende essenzialmente dalla sua massa e dalla sua composizione chimica (altri fattori incidono in maniera molto minore).<\/p>\n
I tempi scala delle diverse fasi dell’evoluzione dipendono dalla fonte di energia che predomina in ciascuna fase. Viste le et\u00e0 dei corpi celesti dunque, deve esserci una forza che si oppone al collasso, ed \u00e8 fornita dalla pressione di radiazione esercitata dall’energia prodotta dalle reazioni nucleari, che, riscaldando il gas, ne aumenta anche la pressione termica. La massa che viene trasformata in energia \u00e8 il cosiddetto difetto di massa tra “reagenti” e “prodotti” della reazione,ma , dato l’elevato valore della costante c<\/span>, si arriva ad energie elevatissime. Dall’energia raccolta sulla Terra, \u00e8 possibile avere un’idea della massa consumata dalle reazioni nucleari: l’emissione totale del Sole \u00e8 dell’ordine di 4 1026<\/sup> watt, quindi per fornirla, le reazioni nucleari devono bruciare circa 4 109<\/sup> Kg di materia al secondo (la massa totale del sole \u00e8 di circa 2 1030<\/sup> Kg). Le reazioni nucleari che intervengono sono state descritte in altre risposte (in generale<\/a>\u00a0 o pi\u00f9 in dettaglio<\/a>). Il nostro Sole, che \u00e8 una stella “tipica”, \u00e8 nella sua sequenza principale, da qualche miliardo di anni, e vi rimarr\u00e0 fino a raggiungere la sua fase di gigante rossa (circa 12 miliardi di anni). Vedi anche queste risposte sulla formazione di un sistema planetario<\/a> e sulla vita del Sole<\/a> per approfondire e completare la risposta.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":" […]<\/p>\n","protected":false},"author":178,"featured_media":0,"comment_status":"closed","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"footnotes":""},"categories":[21],"tags":[],"class_list":["post-2508","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-stelle-e-buchi-neri"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/2508","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/users\/178"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=2508"}],"version-history":[{"count":0,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/2508\/revisions"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=2508"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=2508"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=2508"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}
Senza scendere troppo nel dettaglio, possiamo dire che l’energia gravitazionale predomina nei momenti di evoluzione “rapida”.
In effetti un corpo gassoso di forma sostanzialmente sferica come una stella tenderebbe sempre a collassare verso il centro a causa della sua autogravit\u00e0 (basta pensare che una particella che si trova sulla “superficie” della stella viene attirata da tutto quello che si trova sotto di essa, quindi tenderebbe a cadere verso il centro).
I tempi di questa evoluzione sarebbero dell’ordine (per una stella come il nostro Sole) di qualche milione di anni, molto al di sotto dell’et\u00e0, ad esempio, della Terra (si pu\u00f2 vedere questa risposta<\/a>).<\/p>\n
Dunque i tempi scala che effettivamente “decidono” la durata degli “stati di vita” della stella sono quelli delle reazioni nucleari perch\u00e9 avendo molto carburante a disposizione, in teoria tutta la massa della stella, la mantengono in equilibrio molto a lungo (o per lo meno molto pi\u00f9 a lungo del tempo che ci\u00a0 metterebbe a collassare per gravit\u00e0).
Infatti la formula che esprime l’energia emessa dalle reazioni nucleari \u00e8 la famosa formula di Einstein (E=mc2<\/sup><\/span>).<\/p>\n
Nel caso della fuzione che da 4 protoni genera 1 atomo di elio, vengono rilasciati circa 4 10<\/span>12<\/sup> joule <\/span><\/p>\n
Se dovesse bruciare tutto allo stesso ritmo, il Sole vivrebbe dunque circa 1013<\/sup>, cio\u00e8 10000 miliardi, di anni, ma in realt\u00e0 la massa convertita in energia \u00e8 solo una parte, gran parte della massa rimane nei prodotti della fusione nucleare, per cui i tempi sono di qualche ordine di grandezza pi\u00f9 piccoli.<\/p>\n
In ogni caso, l’idrogeno \u00e8 il combustibile pi\u00f9 abbondante (anche nelle stelle pi\u00f9 evolute, che quindi presentano pi\u00f9 materiali pesanti, non scende al di sotto del 70%), e le reazioni di combustione dell’idrogeno sono le pi\u00f9 efficienti, pertanto la vita della stella \u00e8 spesa per il 99% nella fase di combustione dell’idrogeno centrale (fase di sequenza principale<\/span>, in cui l’idrogeno brucia nella zona pi\u00f9 interna della stella, originando elio).
Tutte le altre fasi sono pi\u00f9 brevi almeno di un fattore 100, comprese quelle di gigante rossa, in cui c’\u00e8 combustione di idrogeno ma in una shell (guscio) attorno al nucleo, che rimane sostanzialmente quiescente.<\/p>\n
Le stelle pi\u00f9 massicce hanno tempi di evoluzione pi\u00f9 rapidi, ma rimane vero che la fase pi\u00f9 lunga \u00e8 quella della combustione dell’idrogeno.<\/p>\n