Limiti di massa delle stelle
La sequenza principale, la fase più lunga e stabile nella vita di una stella, è dominata dall'equilibrio tra il collasso gravitazionale e la pressione verso l'esterno generata dalla fusione nucleare. La massa minima richiesta per sostenere la fusione dell'idrogeno nel nucleo è chiamata limite di massa inferiore .
$$M_{min} \circa 0,08 M_{\odot}$$
dove \(M_{\odot}\) è la massa del Sole. Al di sotto di questo limite, gli oggetti sono considerati nane brune, ovvero oggetti substellari privi di massa sufficiente per sostenere la fusione stabile dell'idrogeno.
Il limite superiore di massa per le stelle è determinato da diversi fattori, tra cui la pressione della radiazione, i venti stellari e le instabilità pulsazionali. Le stelle più massicce subiscono un'intensa pressione di radiazione e forti venti stellari, che possono portare alla perdita di massa. Inoltre, le stelle molto massicce hanno una durata di vita più breve a causa del loro rapido consumo di combustibile nucleare.
Il limite di massa superiore è approssimativamente:
$$M_{max} \circa 100 M_{\odot}$$
Oltre questo limite le stelle diventano estremamente luminose e instabili, rendendole rare nell'universo.
Impatto sull'evoluzione stellare e sulla durata della vita
La massa di una stella ne determina il percorso evolutivo e la durata della vita.
- Stelle di piccola massa (meno di circa 8 masse solari) hanno una durata di vita più lunga e si evolvono più lentamente. Trascorrono la maggior parte del loro tempo nella sequenza principale, bruciando idrogeno nei loro nuclei. Invecchiando, si spostano gradualmente verso la fase di gigante rossa e alla fine diventano nane bianche.
- Stelle di massa intermedia (tra 8 e 25 masse solari) hanno una durata di vita più breve ma trascorrono comunque una parte significativa del loro tempo nella sequenza principale. Si evolvono in giganti rosse e alla fine finiscono la loro vita come stelle di neutroni o nane bianche.
- Stelle di massa elevata (sopra le 25 masse solari) hanno la durata di vita più breve. Bruciano rapidamente il loro combustibile nucleare e subiscono cambiamenti drammatici durante la loro evoluzione. Spesso diventano supergiganti rosse e sperimentano varie instabilità, tra cui pulsazioni ed espulsioni di massa. Queste stelle massicce terminano la loro vita in spettacolari esplosioni di supernova, lasciando dietro di sé stelle di neutroni o buchi neri.
La relazione tra massa stellare, evoluzione e durata della vita è un aspetto fondamentale dell’astrofisica stellare e gioca un ruolo cruciale nella comprensione della formazione e della diversità delle stelle nell’universo.
