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l’aumento di densità, come la teoria delle giganti e delle nane, ma dev’essere fondata prevalentemente sulla diminuzione della massa e deve tener conto che, progredendo l’ionizzazione della materia stellare, si allontanano a dismisura i limiti della sua compressibilità, che perciò la materia ionizzata ad alto grado si conporta come gas perfetto anche alla densità del platino.
L’Eddington illustra questo punto suo di vista sulla serie o sequenza principale già nominata, serie continua, che comprende, non solo la grande maggioranza delle stelle, ma tutti i tipi spettrali, dai caldissimi come l’O ai meno caldi, come l’M, cioè dalle bianche alle rosse, tutte le stelle cioè escluse le giganti e le nane bianche; e sceglie tre stelle tipiche: Algol, bianca, il Sole, giallo, la Krüger 60, rossa. Le temperature superficiali sono per esse in gradazione decrescente, come sappiamo, da 12 a 3 mila gradi (in accordo con la prima teoria dell’evoluzione); la fisica calcola per la loro temperatura centrale press’a poco lo stesso valore fra i 40 ed i 35 milioni di gradi; sappiamo ancora che la densità deve pur essere in scala decrescente (criterio base della teoria delle giganti e nane); infatti essa risulta, rispetto all’acqua: di un decimo e mezzo per Algol, di 1,4 per il Sole, di 9 per la Krüger; significativi sopratutto però i valori delle masse e delle luminosità: massa 4 e splendore 150 per la prima, 1 ed 1 per il Sole, massa 1/4 e splendore 1/100 per la terza: non solo balza evidente la relazione fra massa e splendore, ma ciò che più importa fissare, si è la diminuzione di massa.
O si rinuncia all’ipotesi di un’evoluzione stellare, ammettendo che le stelle possano formarsi di massa, di densità e di tipo spettrale diversissimi, o bisogna ammettere con l’Eddington che il fatto più importante e più maraviglioso, anzi misterioso, dell’evoluzione stellare è la diminuzione di massa: le stelle perdono massa invecchiando.
Una teoria dell’evoluzione delle stelle deve preoccuparsi anche dell’ordine di durata della loro vita; fatto questo, deve darci la più difficile forse delle spiegazioni; donde provenga l’energia necessaria a raggiare attraverso gli spazi torrenti di luce per milioni di secoli. Per la durata di questa evoluzione interroghiamo alcune rocce. Le rocce, in cui l’uranio si disintegra in piombo ed elio con ritmo conosciuto, ci fa stimare sino a 1000 milioni di anni l’età delle più vecchie rocce; l’età della terra sarà maggiore e ben maggiore quella del Sole, forse dell’ordine di 10.000 milioni di anni; e, poichè il sole è una stella non molto vecchia, è probabile che la vita stellare si debba misurare a molti miliardi di anni.
