Nel “vuoto” cosmico c’è qualche particella (un atomo in un cm³ – un dado, di solito di idrogeno, in generale sulla Terra in un cm³ ci sono 10 miliardi di miliardi di miliardi di particelle) detto mezzo interstellare. C’è anche della polvere (ghiaccio, silicati, carbonio) pochissima e sottilissima. È tutto freddissimo (-271° cioè vicino allo zero assoluto, che è -274°). Questo gas e questa polvere è in realtà uno dei principali problemi degli astronomi perché ci nasconde le stelle alla vista. Anche le zone scure della nostra galassia sono agglomerati di polvere e gas.

In questo caso si hanno le nebulose, bellissimi e interessanti oggetti astronomici. È qui che si formano le stelle. All’inizio questo nome era dato agli oggetti celesti che emettevano luce ma non erano stelle, quindi spesso le galassie venivano chiamate così e così tutti gli oggetti misteriosi e non puntiformi, poi le cose vennero chiarite.  

Per esempio la famosa nebulosa dell’Aquila supera le 10000 masse solari (si utilizza la massa del sole in kg come unità di misura per evitare numeri grandissimi in Kg, ma ci vengono comunque molti zeri).

Gli uomini sanno fare la fissione nucleare, cioè sanno dividere in due gli atomi più grandi come avviene nelle centrali nucleari. Qui invece ci sono due atomi di idrogeno che a causa dell’enorme temperatura e pressione si fondono tra loro dando vita ad un nuovo atomo, quello di elio, con una massa minore di quella dei due atomi di idrogeno. La massa che apparentemente sparisce diviene energia (ricorda la famosa equazione E=mc²)

Basta comunque una prima reazione del deuterio per accendere, insieme alla gravità che aumenta la temperatura, la fusione termonucleare, che una volta innescata, continua a prodursi. Questo avviene a oltre dieci milioni di gradi. La reazione di fusione nucleare rilascia in un secondo, circa 700 volte l’energia che consuma Roma in un anno.

A questo punto la nube di gas intorno è completamente dispersa, avvengono continuamente fusioni termonucleari e si è formata la stella.

La differenza di massa nelle stelle dà però molte differenze a livello di reazioni ed energia. Sono molto diverse tra loro le stelle!

Nel sole la struttura al suo interno è radioattiva, cioè trasferisce energia tramite radiazioni, mentre all’esterno è convettiva (tipo riscaldamento di liquidi). Pensando ad una pesca noce, il sole ha un nocciolo, dove avvengono le reazioni, una polpa che irradia energia e una buccia che è convettiva, dove sacche di plasma caldo escono e rientrano.  Le stelle di massa superiore hanno il nocciolo con le reazioni, la prima metà della parte esterna  convettiva e l’ultima metà come una buccia- non buccia molto spessa e  radioattiva.  Solo il 10% della stella è coinvolta nelle reazioni nucleari, tutto il resto serve solo per smaltire energia.

Quando si misura lo spettro elettromagnetico di una stella si vede che la stella emette a qualunque lunghezza d’onda, dalle onde radio ai raggi X e in qualche caso anche ai raggi Gamma, cioè nelle radiazioni più energetiche possibili. Il nostro sole però emette essenzialmente nella luce gialla e infatti di quel colore lo vediamo, così come Arturo emette essenzialmente nel rosso, cioè ad energie minori e Vega nel blu, cioè a energie maggiori. Questa emissione è collegata alla temperatura superficiale (Angelo Secchi), più è calda più il suo colore va verso il blu. Una stella abbastanza fredda (comunque 4000 gradi) emette nel rosso.

La maggior parte delle stelle si trovano sulla diagonale che parte da luminosità e temperature più elevate fino a temperature e luminosità più basse. Questa è la sequenza principale dove si brucia l’idrogeno, è la zona più importante e più lenta. All’interno si trovano la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole. 

Il diagramma H-R permette di capire l’evoluzione stellare, cioè quei cambiamenti che una stella subirà durante la sua vita, e di conseguenza di risalire all’età di una stella. Nel tempo, infatti, le stelle si trasformano, cambiando le loro caratteristiche, e di conseguenza sarà mutata la loro posizione nel grafico.
Le stelle nella sequenza principale sono le più stabili: per questo motivo “sostano” in questa zona per molto tempo. Le giganti rosse e le nane bianche sono infatti soltanto stadi evolutivi finali di stelle che si trovavano originariamente nella sequenza principale. Più il tempo avanza più le stelle abbandonano la sequenza principale.

Si comportano come le altre più o meno fino alle Giganti asintotiche con il nucleo e due Shell che bruciano alternativamente. Il loro nucleo è tanto grande che già cominciano a bruciare il carbonio producendo neon e azoto in contemporanea con la fusione dell’elio. 

Quando cominciano queste reazioni la loro massa si ingrandisce notevolmente: una gigante di 10 masse solari quando si espande diventa qualche migliaia di volte la dimensione del nostro sole. Per esempio come Betelgeuse, una supergigante rossa. 4

Dunque le condizioni delle stelle grandissime consentono la sinterizzazione del carbonio negli elementi successivi e creano una struttura a cipolla, cioè aggiungono delle Shell dove avvengono reazioni che sintetizzano elementi via via più pesanti, fino al ferro nel nucleo della stella. 

Il ferro è effettivamente l’ultima reazione effettuata termonuclearmente. 

Dunque il nucleo rimane inerte e collassa su se stesso per via della forza gravitazionale, la stella si contrae violentemente, il tempo di collasso dipende dalla densità e avendo densità altissime il nucleo della stella si contrae nel giro di centesimi di secondi. La Shell di silicio che lo circonda trova il vuoto sotto di sé ma risente dell’attrazione gravitazionale e collassa pure lei verso il nucleo. Si pensa che ci sia un rimbalzo, cioè che la Shell cada sul nucleo e poi rimbalzi all’esterno. Ma questo avviene anche per le altre Shell, che collassano e rimbalzano pure loro, il fenomeno avviene a cascata: la Shell di silicio è la prima che le respinge all’esterno.