Le stelle sono composte principalmente da idrogeno ed elio gassoso. Variano drammaticamente in termini di dimensioni, luminosità e temperatura e vivono per miliardi di anni, passando attraverso diverse fasi. Il nostro sole è una stella tipica, una delle centinaia di miliardi che disseminano la Via Lattea.

Nascita

Le stelle nascono in grandi "vivai" galattici chiamati nebulose, una parola latina che significa nuvola . Le nebulose sono dense nuvole di polvere e gas che possono dare origine a centinaia di stelle. In alcune regioni di una nebulosa, il gas e la polvere si uniscono come blocchi. Una nuova stella sorge quando uno di questi ciuffi accumula così tanta massa che collassa sotto la forza della propria gravità. L'aumento della densità della nuvola di condensazione fa aumentare significativamente la sua temperatura. Alla fine, la temperatura diventa così alta che si verifica la fusione nucleare, formando una stella "infantile" chiamata protostella.

Stelle della sequenza principale

Una volta che una protostella ha raccolto abbastanza massa dal gas e dalla polvere circostanti nuvole, diventa una stella di sequenza principale. Le stelle della sequenza principale fondono insieme gli atomi di idrogeno per creare l'elio in un processo noto come fusione nucleare. Le stelle possono esistere in questo stadio per miliardi di anni. Il nostro sole è attualmente nella sua fase di sequenza principale.

La luminosità di una stella dipende pesantemente dalla sua massa. Più una stella di sequenza principale è massiccia, maggiore sarà la luminosità che esibirà. Il colore di una stella della sequenza principale è un'indicazione della temperatura della stella. Le stelle più calde appariranno blu o bianche e le stelle più fredde appariranno rosse o arancioni. La massa di una stella influenzerà anche la sua durata. Più una stella ha massa, più breve sarà la sua durata.

Red Giants

Dopo aver bruciato per miliardi di anni, una stella della sequenza principale finirà per esaurire la sua riserva di carburante come la maggior parte della sua l'idrogeno viene convertito in elio attraverso la fusione nucleare. L'elio in eccesso farà quindi aumentare la temperatura della stella. Quando ciò accade, la stella si espanderà per diventare un gigante rosso.

I giganti rossi sono di colore rosso vivo. Sono anche più grandi e molto più luminosi delle stelle della sequenza principale. Mentre il nucleo del gigante rosso continua a collassare sotto la forza di gravità, diventerà abbastanza denso da convertire la sua riserva di elio in carbonio. Ciò si verifica in un periodo di circa 100 milioni di anni, fino a quando non è il momento per la stella di morire. Proprio come la massa determinerà la luminosità di una stella, determinerà anche il modo di morte di una stella.

White Dwarfs

Le stelle di sequenza principale che hanno masse inferiori alla fine diventano nane bianche. Una volta che un gigante rosso ha bruciato la sua riserva di elio, la stella perderà massa. Il suo nucleo rimanente di carbonio continuerà a raffreddarsi e diminuire di luminosità per miliardi di anni fino a diventare una nana bianca. Alla fine, la stella nana bianca cesserà di produrre energia e si scurirà per diventare una nana nera. Le stelle nane bianche sono più piccole, più dense e meno luminose delle stelle giganti rosse. La densità delle stelle nane bianche è così grande che un semplice cucchiaio di materiale nano bianco peserebbe diverse tonnellate.

Supernovas

Le stelle della sequenza principale con massa maggiore sono destinate a morire in modo drammatico e violento esplosioni chiamate supernova. Una volta che queste stelle hanno bruciato la loro scorta di elio, il nucleo di carbonio rimanente viene infine convertito in ferro. Questo nucleo di ferro collasserà sotto il proprio peso fino a raggiungere un punto in cui la materia inizia a rimbalzare sulla sua superficie. Quando ciò accade, si verifica una massiccia esplosione che genererà un brillante lampo di luce che eguaglia la luminosità di un'intera galassia di stelle. Durante alcune esplosioni di supernova, i protoni e gli elettroni si uniranno per formare neutroni. Questo a sua volta porta alla formazione di stelle estremamente dense chiamate stelle di neutroni.