Di Karen Adams, aggiornato il 24 marzo 2022
La morte di una stella non è una fine definitiva ma una trasformazione che semina nuove strutture cosmiche. Poiché l'universo è ancora giovane, gli astronomi si affidano a modelli e osservazioni per ricostruire il ciclo di vita delle stelle.
Le stelle con masse fino a circa 0,5 M☉ (metà della massa del Sole) evitano il collasso del nucleo. Dopo aver esaurito l'idrogeno e l'elio, perdono i loro strati esterni e lasciano dietro di sé un nucleo denso ed elettron-degenerato:una nana bianca.
Una nana bianca è il resto di una stella di piccola massa. Il suo nucleo, composto principalmente da carbonio e ossigeno, è sostenuto dalla pressione di degenerazione elettronica. Sebbene non possa fondere il combustibile, si raffredda gradualmente nel corso di miliardi di anni, irradiando il suo calore residuo nello spazio.
Nella fase di gigante rossa, il nucleo di una stella si contrae mentre il suo involucro esterno si espande. La fusione dell'elio nel nucleo produce carbonio e ossigeno, e gli strati esterni della stella vengono infine espulsi, formando una nebulosa planetaria luminosa e lasciando dietro di sé una nuova nana bianca.
Il limite di Chandrasekhar – 1,4 M☉ – definisce la massa massima che una nana bianca può supportare. Le stelle al di sotto di questa soglia terminano la loro vita come nane bianche. Le stelle più massicce superano questo limite, collassano in stelle di neutroni e, se raggiungono circa 5 M☉ o più, possono esplodere come supernovae con collasso del nucleo, lasciando dietro di sé stelle di neutroni o buchi neri.
