Stelle di presequenza

Le stelle di presequenza sono stelle nella fase iniziale della loro evoluzione che precede l'ingresso nella sequenza principale. Lo stadio evolutivo di "presequenza" è caratterizzato da processi dinamici interni che preludono all'instaurarsi delle condizioni necessarie per l'innesco stabile delle reazioni nucleari che definiranno la successiva esistenza della stella nella sequenza principale per miliardi di anni.

La formazione delle stelle di presequenza

Le stelle di presequenza iniziano la loro vita come nubi di gas e polvere che, sotto l'effetto della gravità, collassano formando un disco protostellare. Con il passare del tempo, il nucleo centrale si accresce in massa fino a quando non si forma una protostella, segnando il vero inizio dello stadio di presequenza. Questo processo è accompagnato dalla dissipazione del materiale circostante e da un aumento della densità e della temperatura interna. L'evoluzione della protostella procede in due fasi: convettiva e radiativa.

A] Fase convettiva

Durante la presequenza, la protostella attraversa diverse fasi che sono fortemente influenzate dalla sua massa iniziale. All'inizio, la luminosità è alta e la temperatura superficiale rimane relativamente costante mentre la stella si muove lungo la traccia di Hayashi-Henyey nel diagramma H-R. La contrazione gravitazionale riduce progressivamente il volume della stella, facendo aumentare la temperatura interna. Per dissipare l'energia e il calore generato dalla contrazione gravitazionale, nella protostella si innescano dei processi convettivi.

B] Fase radiativa

Gradualmente, la densità interna aumenta fino a raggiungere il punto in cui possono iniziare le reazioni nucleari. Nella zona più interna della stella si innescano dei processi radiativi. Questa transizione è caratterizzata da un aumento significativo della temperatura interna, che sposta la stella verso la parte sinistra del diagramma H-R lungo la traccia di Hayashi-Henyey. In questa fase la progressiva riduzione del volume riduce leggermente la luminosità della protostella.

L'ingresso nella sequenza principale

Il destino di una stella di presequenza è determinato dalla sua capacità di innescare e sostenere le reazioni di fusione nucleare nel suo nucleo. Questo avviene quando la temperatura raggiunge circa 4 milioni di gradi ed è fortemente influenzato dalla massa della stella. Quando la stella raggiunge la sequenza principale inizia la fase più lunga e stabile della sua esistenza, durante la quale brucia idrogeno nel suo nucleo per milioni o miliardi di anni.

L'ingresso nella sequenza principale varia a seconda della massa della stella. I vari ingressi sono rappresentati tramite le tracce di Hayhasi-Henyey:

• Le stelle con una massa inferiore a 2.5-3 masse solari entrano nella regione più bassa della sequenza principale nel diagramma H-R, dove restano per molto tempo. Hanno una temperatura e una luminosità relativamente basse. Per questa ragione sono dette stelle di bassa sequenza.
• Le stelle con una massa compresa tra 3 e 15 masse solari, invece, entrano nella sequenza principale in modo diverso. In questo caso l'aumento della temperatura è più rapido. Pertanto, queste stelle si collocano in una regione della sequenza principale più in alto e a sinistra rispetto alle stelle di bassa sequenza.

Tuttavia, non tutte le protostelle della presequenza raggiungono la sequenza principale. La massa della stella gioca un ruolo cruciale in questo processo: solo le stelle con una massa compresa tra 0,08 e 90 masse solari possono raggiungere la sequenza principale e mantenere un equilibrio stabile tra la forza gravitazionale e la pressione di radiazione.

Ad esempio, le nane brune non raggiungono la sequenza principale perché la loro massa è inferiore a 0,09 masse solari ed è insufficiente per generare le condizioni di temperatura e pressione necessarie a innescare e sostenere le reazioni di fusione dell'idrogeno nel nucleo. Questo le lascia in uno stato evolutivo intermedio, incapaci di diventare stelle a pieno titolo che bruciano stabilmente idrogeno. Per questa ragione le nane brune sono oggetti più freddi e meno luminosi di una stella vera e propria. Le stelle con più di 90 masse solari, invece, non sono stabili nella sequenza principale a causa della loro massa eccessiva, che porta a una pressione e temperatura interne talmente elevate da accelerare i processi di fusione e aumentare il rischio di esplosioni violente, come le supernove. Questi oggetti celesti possono subire un collasso gravitazionale o espellere una quantità significativa di massa prima ancora di stabilizzarsi.