Una stella non brilla solo nel cielo. Combatte una battaglia per tutta la vita contro la forza di gravità. Più è pesante la stella, più forte è la sua gravità e più difficile deve lottare per prevenire il collasso. Le stelle più grandi vivono veloci e muoiono giovani, uscendo in un tripudio di gloria. Ma una piccola stella, come il nostro Sole, si potrebbe dire che morirà pacificamente nel suo letto dopo una vita molto lunga.

Definizioni

Descriviamo le dimensioni di una stella usando la massa del nostro Sole , una "massa solare", come unità di misura comune. Ci vuole poco più di .08 di una massa solare per formare una stella che brucia l'idrogeno. Da lì, diciamo che la stella è "piccola" se non ha più di 1,4 masse solari. Questo numero non è arbitrario, ma descrive il punto di svolta tra due distinti comportamenti stellari di fine vita.

Protostar

Tutte le stelle iniziano allo stesso modo; come protostelle derivanti dalle nebulose collassanti. Una nebulosa è una nuvola di polvere e gas, in gran parte idrogeno. La gravità fa ruotare e contrarsi questa nuvola, formando una massa centrale che diventa più calda e calda man mano che aumenta la sua densità. Possono anche formarsi altre masse, spazzando via gli strati esterni della nebulosa; questi diventeranno pianeti.

Sequenza principale

Alla fine la protostella diventa densa e calda abbastanza da innescare la fusione nucleare di idrogeno nel suo nucleo. Questo processo converte l'idrogeno in elio, producendo luce, calore e una quantità sufficiente di radiazioni per fermare il collasso gravitazionale della protostella. La fase di protostella è ormai finita, la sequenza principale è iniziato, e una nuova stella è nata.

Red Giant

Dopo circa 10 miliardi di anni nucleo di una piccola stella si esaurirà di idrogeno . Le reazioni nucleari si fermano. La generazione della pressione di radiazione cessa. Il collasso gravitazionale si ripresenta, aumentando la densità e il calore del nucleo fino a quando le temperature sono sufficienti a innescare la fusione dell'elio in carbonio. La risultante pressione radiante farà sì che gli strati esterni della stella si espandano su un raggio grande quanto quello dell'orbita di Mercurio, Venere o Terra. Mentre si espandono, si raffreddano, diventando rossi. Chiamiamo una stella in questa fase della sua vita una gigante rossa

White Dwarf

Il processo si ripete quando l'offerta del nucleo di elio si esaurisce:. Reazioni nucleari si fermano e il collasso gravitazionale riprende. In una piccola stella, non ci saranno ulteriori reazioni nucleari. Invece, stabilità riprenderà quando gli elettroni carbonio vengono così vicini che pressione di degenerazione degli elettroni avviene con forza sufficiente a bilanciare la gravità e arrestare ulteriore collasso della stella.

Nel frattempo, gli strati esterni della stella ampliare, formando una nuvola di componenti stellari in orbita attorno a ciò che rimane del nucleo della stella. Questa nuvola è una nebulosa planetaria. La stella è ora una nana bianca. Continuerà ad attenuarsi e raffreddarsi finché tutta la sua energia termica non sarà scomparsa.