Vediamo ora di caratterizzare il momento in cui si passa dalla fase di protostella a quella di stella propriamente detta.

Come abbiamo visto, la fase di protostella è abbastanza movimentata, alternando periodi di quiete ad altri di attività estremamente violenta; la normale vita di una stella, invece, è caratterizzata da una relativa stabilità. Gli astrofisici cominciano infatti a chiamare stella un oggetto celeste al momento in cui iniziano in esso le reazioni termonucleari ed il corpo entra in equilibrio, cioè non cade più su se stesso né si dilata, disperdendosi nello spazio. Come si arriva a ciò?

Nella protostella, tra temperatura e pressione, entrambe crescenti, si stabilisce un equilibrio in virtù del quale una parte della radiazione si perde nello spazio, allontanando e disperdendo il bozzolo di gas e polveri ancora fredde che circondavano la protostella; questa perdita di energia permette però un’ulteriore contrazione gravitazionale che, a sua volta, produce altra energia, e quindi altro calore, che contribuisce a riscaldare ulteriormente l’interno.

Malgrado la perdita di radiazione verso l’esterno, quindi, la temperatura della protostella continua a salire finché, se la massa è grande a sufficienza, raggiunge i valori necessari all’innesco della fusione termonucleare.

Senza soffermarci a descrivere i principali tipi di reazioni nucleari che possono avvenire in queste prime fasi, diciamo che, in ogni caso, si ha la trasformazione di idrogeno in elio, con una perdita di massa dello 0,7% circa, che si trasforma in energia secondo la nota formula einsteiniana.

La produzione di energia è tale allora da arrestare praticamente del tutto la contrazione gravitazionale, e nasce la stella vera e propria, che è caratterizzata, rispetto alla fase precedente da una relativa stabilità, la quale dura finché l’idrogeno interno, o per lo meno una certa percentuale di esso che varia a seconda della massa, non si è trasformato in elio, e cioè per milioni di anni per le stelle più massicce, o per miliardi, come per le stelle di massa paragonabile a quella del Sole o minore.

La vita di una stella è, dunque, tanto più breve quanto più grande è la sua massa: infatti, tanto più massiccia è la stella, tanta più energia essa deve produrre per contrastare l’immensa pressione gravitazionale.

Inoltre, in relazione alle masse in gioco, e quindi alle temperature raggiunte all’interno della stella, le reazioni termonucleari possono avvenire in due modi distinti: attraverso il ciclo “protone-protone” per le stelle di massa paragonabile a quella del Sole, o attraverso il ciclo “carbonio-azoto” nel caso di stelle più massicce.

Il modo di produrre energia è diverso nei due casi, e diversa è l’evoluzione stellare che ne consegue. Per comprendere queste diverse strade evolutive, è indispensabile l’aiuto del diagramma h-r.