Di Virginia Grant • Aggiornato il 24 marzo 2022
Il diagramma Hertzsprung-Russell è il gold standard per classificare le stelle in base alla loro luminosità e temperatura e riflette anche le loro dimensioni fisiche. Dalle gigantesche supergiganti rosse che fanno impallidire il nostro sistema solare alle deboli nane brune di piccola massa, il raggio di una stella può estendersi su diversi ordini di grandezza. La dimensione apparente nel cielo è influenzata anche dalla distanza e dalla luminosità, quindi una nana bianca vicina può apparire più luminosa di una supergigante rossa distante.
Le supergiganti sono le stelle più luminose e massicce, con masse che superano dieci volte quella del Sole. Quando i loro nuclei esauriscono l'idrogeno, si contraggono e si riscaldano, accendendo la fusione dell'elio e successivamente di elementi più pesanti come carbonio, ossigeno, neon, magnesio e silicio. Durante questa fase avanzata, l’involucro esterno si espande notevolmente – spesso fino alla scala delle orbite dei pianeti esterni – producendo l’iconica supergigante rossa. Alcune supergiganti possono contrarsi nuovamente, riscaldando le loro superfici e spostandosi verso il blu nel diagramma H‑R.
Le stelle giganti hanno masse comprese tra circa 0,8 e 10 M☉. Quando l’idrogeno nel nucleo si esaurisce, il nucleo di elio si contrae e si accende, mentre l’involucro si gonfia. La stella si illumina e si raffredda, spostandosi nel ramo della gigante rossa. Questa fase può durare da decine di milioni a qualche centinaio di milioni di anni, a seconda della massa della stella.
Le stelle della sequenza principale, compreso il nostro Sole, sono in equilibrio idrostatico e fondono l'idrogeno in elio nei loro nuclei. Le loro masse vanno da circa 0,75 M☉ a 1,2 M☉ negli esempi sopra. Una volta esaurito l’idrogeno del nucleo, si evolvono in giganti o supergiganti. Le stelle di massa maggiore esauriscono il loro carburante più rapidamente; una stella di 10M☉ può vivere solo pochi milioni di anni, mentre una stella di 1M☉ può bruciare per miliardi di anni.
Le nane brune occupano il divario di massa tra i pianeti più pesanti e le stelle più leggere. Con masse comprese tra circa 13 M_Jup e 75–80 M_Jup, fondono il deuterio (idrogeno pesante) ma non possono sostenere la catena protone-protone necessaria per la completa fusione stellare. Gli oggetti inferiori a ~13M_Jup non attivano mai la fusione e si raffreddano costantemente nel tempo.
