Formazione stellare © 2010 HowStuffWorks.com È facile capire perché così tante religioni mondiali deificano il sole. Alimenta la vita sulla Terra e tiene insieme il nostro intero sistema solare. Eppure, nonostante tutta la sua maestosa brillantezza, la formazione del sole segue un modello specifico di casualità cosmica.
Come tante cose nell'universo, le stelle iniziano molto piccole, semplici particelle in vaste nuvole di polvere e gas. Lontano dalle stelle attive, queste nebulose rimangono fredde e monotone per secoli. Quindi, come una cittadina addormentata in un film di motociclisti, tutto si agita quando un nuovo arrivato si fa strada. Questo disturbo potrebbe assumere la forma di una cometa striata o dell'onda d'urto di una lontana supernova. Mentre la forza risultante si muove attraverso la nuvola, le particelle si scontrano e iniziano a formare grumi. Individualmente, un ciuffo raggiunge più massa e quindi una forza gravitazionale più forte, attirando ancora più particelle dalla nuvola circostante.
Man mano che più materia cade nell'ammasso, il suo centro diventa più denso e più caldo. Nel corso di un milione di anni, il ciuffo cresce in un piccolo, corpo denso chiamato protostella. Continua ad aspirare ancora più gas e diventa ancora più caldo.
Quando la protostella diventa abbastanza calda (7 milioni di kelvin), i suoi atomi di idrogeno iniziano a fondersi, producendo elio e un deflusso di energia nel processo. Chiamiamo questa reazione atomica fusione nucleare. Però, la spinta verso l'esterno della sua energia di fusione è ancora più debole della spinta verso l'interno della gravità a questo punto della vita della stella. Pensala come un'azienda in difficoltà che costa ancora di più di quanto non costi.
Il materiale continua a fluire nella protostella, fornendo maggiore massa e calore. Finalmente, dopo milioni di anni, alcune di queste stelle in difficoltà raggiungono il punto di svolta. Se una massa sufficiente (0,1 massa solare) collassa nella protostella, si verifica un flusso bipolare. Due enormi getti di gas eruttano dalla protstar e spazzano via il gas e la polvere rimanenti dalla sua superficie infuocata.
A questo punto, la giovane stella si stabilizza e, come un affare che finalmente diventa redditizio, raggiunge il punto in cui la sua produzione supera la sua assunzione. La pressione verso l'esterno della fusione dell'idrogeno ora contrasta l'attrazione verso l'interno della gravità. Ora è una stella della sequenza principale e rimarrà tale fino a quando non brucerà tutto il suo carburante.
Qual è la durata della vita di una stella? Tutto dipende dalla sua massa. Una stella delle dimensioni del nostro sole impiega circa 50 milioni di anni per raggiungere la sequenza principale e mantiene quel livello per circa 10 miliardi di anni [fonte:NASA]. Gli astronomi classificano il sole come una stella di sequenza principale di tipo g:la "g" indica la temperatura e il colore del sole.
Più grandi, le stelle più luminose si esauriscono molto più velocemente, però. Le stelle Wolf-Rayet vantano masse almeno 20 volte quella del sole e bruciano 4,5 volte più calde, eppure diventa supernova entro pochi milioni di anni dal raggiungimento della sequenza principale [fonte:NASA].
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