Una stella la cui massa non sia superiore a 4-5 volte quella del Sole ha un nucleo che non presenta fenomeni di convezione, cioè al suo interno il materiale non si rimescola e quindi l'idrogeno consumato non viene rimpiazzato da altro situato in uno strato più esterno. La stella si ritrova con un nucleo di elio, nel quale non avvengono più le reazioni nucleari; l'idrogeno continua a bruciare in uno strato esterno al nucleo, mentre quest'ultimo si contrae e si riscalda, e gli strati esterni della stella riaggiustano e riadattano la propria struttura. La densità della materia nel centro della stella aumenta e il materiale del nucleo diventa "degenere", cioè assume una consistenza particolare, diversa da quella della materia normale.

Gli atomi del nucleo stellare si trovano impacchettati così strettamente che gli elettroni non possono muoversi liberamente all'interno di esso; la conseguenza principale, in questa situazione di materia degenere, è che la pressione dipende solo dalla densità del gas e non dalla sua temperatura, come invece avviene normalmente. La stella, nel diagramma di Hertzsprung e Russell, si sposta a destra e poi verso l'alto, avvicinandosi alla regione delle giganti rosse; le sue dimensioni aumentano enormemente e la temperatura degli strati più esterni diminuisce per effetto di questa espansione, poiché la stessa quantità di energia si distribuisce su una superficie molto più grande.

Una gigante rossa è una stella che può avere un diametro dell'ordine delle centinaia di milioni di chilometri. Quando il nostro Sole attraverserà questa fase, probabilmente inghiottirà sia Mercurio che Venere e, se non arriverà a inglobare anche la Terra, la riscalderà comunque tanto da rendere impossibile la vita su di essa.

La temperatura del nucleo della stella in evoluzione in questa fase aumenta, perché questo, non più sostenuto dalle reazioni nucleari, si contrae, fino a quando raggiunge una temperatura sufficiente per innescare la fusione dell'elio. Quando ciò accade, l'improvviso aumento della temperatura del materiale degenere del nucleo produce un cambiamento esplosivo nella regione centrale, e la stella si sposta rapidamente verso sinistra nel diagramma HR. Si tratta del cosiddetto helium flash. La stella si trova quindi in una situazione nella quale il nucleo di elio brucia insieme all'idrogeno, che invece è confinato in un guscio che circonda il nucleo stesso. Essa, sul diagramma HR, evolve di nuovo orizzontalmente verso destra, definendo il caratteristico braccio orizzontale del diagramma degli ammassi globulari.

Quando tutto l'elio del nucleo si è trasformato in carbonio, si forma un nucleo degenere nel quale la temperatura cresce ancora fino a quando, eventualmente, se la stella è abbastanza massiccia, il carbonio inizia a bruciare con un secondo evento esplosivo. Sia che questo accada oppure no, questi ultimi stadi sono accompagnati da una sostanziale perdita di massa dalla superficie della stella; questa perdita di massa si può verificare in più tappe oppure in un evento singolo, nel quale gli strati esterni della stella vengono eiettati verso l'esterno come una grande bolla. In quest'ultimo caso si forma una nebulosa planetaria, cioè un guscio sferico di materia espulsa che si propaga nello spazio a grande velocità. decine o anche centinaia di chilometri al secondo. Vi sono parecchi esempi di nebulose planetarie nel nostro cielo, alcune delle quali alla portata anche di un telescopio amatoriale. La più famosa è probabilmente M57, nella costellazione della Lira. Essa appare come un piccolo disco debolmente luminoso, al centro del quale si trova la stella che l'ha generata. Vi è poi la Helix nebula (NGC 7293), una delle più grandi e vicine nebulose planetarie, di magnitudine 6,5, nella costellazione dell'Acquario; più deboli sono M76 in Perseo e M97 nell'arsa Maggiore. Queste nèbulose, anche se non hanno nulla a che vedere con i pianeti, devono il proprio nome alloro aspetto circolare, che in tempi passati ha fatto credere ai primi osservatori che si trattasse appunto di pianeti. Esse, pur essendo composte soltanto da un gas tenue, si rendono visibili anche a distanze considerevoli perché vengono illuminate dalla luce molto energetica delle stelle dalle quali sono state emesse.

Si calcola che solo nella nostra Galassia vi siano tra 10 000 e 100 000 nebulose planetarie; attualmente ne sono state osserva­te e catalogate oltre 1500. Le nebulose planetarie, oltre a essere molto spettacolari all'osservazione, sono importanti perché influenzano la composizione del mezzo interstellare. La materia di cui sono composte, sintetizzata nel centro delle stelle genitrici, si disperde lentamente nello spazio (si calcola che occorrano circa 30 000 anni perché una nebulosa planetaria si dissolva completamente, risultando quindi inosservabile), contribuendo alla formazione di nuove stelle e sistemi planetari.

Il destino finale della stella dipende, ancora una volta, dalla massa residua che l'astro si ritrova alla fine di tutte le vicende evolutive sopra descritte. Se nelle successive contrazioni ed espansioni la stella ha espulso abbastanza materia da essere scesa sotto il limite di 1,4 masse solari, diventa una nana bianca.

Il nucleo stellare che rimane dopo l'espulsione degli strati più esterni ha una temperatura superficiale molto alta (dell'ordine dei 100000 K); in quest'ultima fase della propria vita la stella si muove verso l'estrema sinistra del diagramma HR e scende verso il basso, cioè diminuisce la propria luminosità. Tale diminuzione è in effetti dovuta alle dimensioni della stella che, riducendosi, si ritrova con una superficie radiante molto piccola. Essa raggiunge lentamente la zona delle nane bianche, stelle di dimensioni molto ridotte (dell'ordine delle dimensioni di un pianeta come la Terra) ma estremamente dense, un milione e mezzo di volte più dense dell'acqua. Si pensi che un centimetro cubo di materia di cui è composta una stella di questo tipo sulla Terra peserebbe circa 1,5 t. Una nana bianca è destinata a concludere la propria esistenza senza eventi esplosivi, semplicemente spe­gnendosi lentamente. In realtà si pensa che tale raffreddamento sia così lento che dall'inizio della storia dell'universo forse nessuna nana bianca ha ancora raggiunto la morte termica.

 

[Nane bianche]