dell`allegato

COSA SONO LE STELLE
COME NASCONO LE STELLE
COME EVOLVONO LE STELLE
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Le STELLE sono corpi celesti che brillano di
luce propria e che, ad eccezione del Sole, ci
si presentano sempre puntiformi.
DOMANDE:
Come fa a brillare una stella?
Per quanto tempo può farlo?
Oggi sappiamo che deve esserci un processo che genera energia e che le stelle disperdono
energia. Proprio come noi. Quindi le stelle in un certo senso «vivono», e per vivere devono
«nascere» e poi «morire»
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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LE NEBULOSE: GENERALITA’
CONTRAZIONE DELLE NEBULOSE
DALLE PROTOSTELLE ALLE STELLE
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Una NEBULOSA è un corpo celeste di natura diffusa
composto essenzialmente da gas e polvere in
quantità variabile e con densità, e temperatura,
variabili.
Il costituente principale del gas è l’idrogeno, mentre in
base alla densità si ottengono nebulose a diverse
temperature: dalle nebulose fredde, a circa -°C, a quelle
calde normalmente a 7500°C, fino a quelle che emettono
solo nello spettro X, a circa un milione di gradi.
Le polveri sono invece prevalentemente composte da silicati e grafite e dovrebbero avere origine
dalle prime stelle esplose.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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In genere si è soliti distinguere tra tre tipologie di nebulose:
AD EMISSIONE: il gas della nebulosa viene eccitato dalla
radiazione di stelle vicine. Si ionizza, acquistando energia e poi
rilasciandola, quindi «emettendo» energia in seguito ad un
processo di ionizzazione. Esempio classico è M42 in Orione.
Queste nebulose hanno un classico colore rosso.
A RIFLESSIONE: la radiazione delle stelle vicine non è talmente
forte da ionizzare il gas della nebulosa che, quindi, si limita a
«deviarla», facendola rimbalzare. Quindi, riflettendo la luce. Queste
nebulose hanno un colore tipicamente azzurro ed un esempio è la
nebulosa Strega, in Orione.
OSCURE: sono banchi fitti di polveri visibili solo perché posti
prospetticamente sopra nebulose più chiare. Esempio è Barnard 33
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Le aree delle nebulose in cui ha luogo la formazione stellare sono dette nubi molecolari: si
tratta di nubi fredde, intorno a poche centinaia di gradi sopra lo zero assoluto, e che occupano
enormi regioni di spazio.
Qui è consentita la formazione di svariate
molecole (CO, H2O e H2).
Possono avere masse fino a 2x106 masse
solari, con diametri fino a 350 anni di luce.
La massa totale delle nubi molecolari della
nostra Galassia dovrebbe aggirarsi intorno ai 5
miliardi di masse solari. Tuttavia, se potessimo
addentrarci all'interno di una nube molecolare
troveremmo soltanto 200 o 300 molecole di
idrogeno per centimetro cubico.
Gli astronomi hanno dedotto che nubi molecolari ed emissioni di monossido di carbonio sono
intimamente legati.
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Quando una nube molecolare comincia a
creare un punto di accumulazione di massa
si è creata una PROTOSTELLA, materiale
interstellare che si trova in fase di
condensazione e che fa da preludio alla
nascita di una nuova stella.
REQUISITO NECESSARIO: la nube deve
avere una temperatura inferiore a 100 K,
altrimenti gli atomi che collidono non
riescono a rimanere uniti e ad accrescere le
dimensioni.
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Quando le nubi si contraggono, gas e polveri
opacizzano sempre più la nube che assume quindi le
sembianze di una scura regione di formazione stellare.
Queste regioni sono generalmente note come Oggetti
di Barnard, dal nome di Edward Barnard, il primo
astronomo a catalogare tutti questi oggetti.
Il più grande oggetto di Barnard può avere massa pari a
10.000 masse solari, con un diametro di circa 10
parsec.
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La protostella non è quasi mai visibile, troppo
fredda, e può essere vista soltanto come punto
buio su uno sfondo luminoso, quindi in negativo
rispetto al solito. Queste masse globulari oscure,
più piccole degli oggetti di Barnard e spesso
contenute in essi, sono dette globuli di Bok (dal
nome di Bart Bok). Hanno temperature molto
basse, intorno ai 10 K, ed una densità da 10 a
20.000 particelle (grani di polveri, atomi di gas e
molecole) per centimetro cubico. La dimensione
di questi oggetti può variare considerevolmente
ma in media un globulo di Bok occupa circa 1
parsec in diametro, con masse comprese tra una
massa solare e mille masse solari.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Ci sono svariate forze che si oppongono al collasso della nube interstellare.
•
•
•
•
rotazione della nube
pressione del gas
moto turbolento del gas
campi magnetici
In realtà, se non vedessimo le stelle saremmo più propensi a dire che non possono formarsi!
Esiste un delicato equilibrio tra l'attrazione gravitazionale esercitata dalle particelle delle nubi e
l'energia termica che resiste al collasso. Se la prima domina sulla seconda, la stella può
formarsi. Ma, allora, cosa determina la vittoria della forza gravitazionale? Ce lo dice il
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Il CRITERIO DI JEANS indica dimensione e massa minime (massa e dimensione di Jeans) che
la nube deve avere affinché la gravità possa vincere sulla radiazione termica, date la densità, la
temperatura e la massa della nube di partenza.
La massa di Jeans aumenta con la temperatura e diminuisce con la densità.
La massa di Jeans è quindi la massa di una nube il cui raggio è pari alla dimensione di Jeans.
Rj = (kT/Gm2n)1/2
dove:
k è la costante di Boltzmann pari a 1,3806x10-23JK-1
T è la temperatura in Kelvin
G è la costante gravitazionale pari a 6,67x10-11Nm2kg-2
m è la massa degli atomi di idrogeno pari a 1,67x10-27kg
n è il numero di particelle (densità)
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La nube deve avere una temperatura molto bassa e deve essere molto densa. Per questo, le
nubi dense ed oscure dovrebbero essere le più favorevoli alla formazione stellare, essendo
sufficiente una massa minore per causare il collasso.
La massa di Jeans, però, tralascia alcuni aspetti come la rotazione, la turbolenza ed il campo
magnetico che tendono ad inibire la contrazione. Alcune nubi stellari con una massa superiore a
quella prevista da James Jeans sembrano molto stabili.
L'instabilità viene dall'esterno, dalle perturbazioni. Tuttavia il criterio di Jeans è comunque un
ottimo inizio per determinare la possibilità di formazione stellare.
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Non si è detto nulla sul motivo per il quale la nube molecolare, ad un certo
punto, inizia a spiraleggiare ed a "cadere" gravitazionalmente verso un punto
che sarà, in seguito, una protostella.
I meccanismi che possono spiegare questo innesco della formazione stellare
sono riconducibili essenzialmente a tre, sebbene ancora sia un argomento
molto dibattuto in astrofisica:
1. i bracci delle galassie a spirale: le galassie girano ed i bracci comprimono
durante la rotazione le nubi molecolari creando, a volte, regioni più dense
che iniziano ad attrarre maggiori quantità di gas e polvere;
2. l'espansione delle regioni HII: le stelle più potenti (spettro O-B) emettono
una radiazione che spinge il gas circostante, lo comprime creando altre
zone di formazione stellere in una reazione a catena. Un esempio è in
M42, con le stelle del Trapezio;
3. le esplosioni di supernovae: l’onda d’urto creata dalla stella esplosa
comprime il gas circostante dando vita a nuove contrazioni e nuove stelle.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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L'addensamento del gas (soprattutto idrogeno ed elio) provoca:
- diminuzione del volume
- innalzamento della temperatura
- radiazione nello spettro visibile.
La nube diventa opaca a causa della densità di atomi.
Se la massa non è sufficiente da far raggiungere una temperatura
accettabile, si forma un corpo celeste gassoso come Giove.
Se la massa è inferiore a un decimo della massa solare, circa, si
crea una nana bruna.
Se la temperatura della protostella raggiunge i 10 milioni di gradi,
nasce una stella.
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Una nana bruna è una stella originata da una nebulosa stellare troppo piccola
per permetterle di sviluppare una fusione nucleare di idrogeno in elio.
La sua luminosità è molto limitata. Le sole reazioni riguardano litio e deuterio, elementi molto
leggeri, che nelle altre stelle non vengono nemmeno presi in considerazione dal momento che
bruciano subito. Questo consente a questo tipo di stelle di continuare a brillare nel rosso e
nell'infrarosso dello spettro anche una volta terminato il deuterio.
La nana bruna è destinata a perdere anche questa debole forma di lucentezza iniziando a
vagare invisibilmente nell'universo.
La temperatura di una nana bruna varia dai 2.300 ai 25 °C delle nane di classe Y scoperte da
WISE nel 2011.
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Le stelle brillano di luce propria, generata attraverso delle fusioni
nucleari interne di deuterio prima e di idrogeno poi. Per arrivare a
questo, la protostella deve avere una temperatura di almeno 10 milioni
di gradi ed una massa indicata in circa un decimo della massa solare.
A 10 milioni di gradi Kelvin si innesca la catena protone-protone che porta ad una serie di
reazioni nucleari interne tali da generare energia da contrapporre al collasso gravitale della
nebulosa di partenza.
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Alcuni protoni sono talmente veloci da vincere la repulsione reciproca e
da legarsi, all'insegna dell'interazione nucleare forte.
La fusione dei protoni dà luogo a nuclei di elio, la cui massa è minore
rispetto alla somma delle masse delle particelle che lo hanno composto
il che libera energia secondo la famosa E=mc2 di Einstein.
L'innesco della reazione stabilizza il cuore stellare e l'energia termica
sprigionata riesce a far fronte alla forza implosiva del collasso
gravitazionale: si parla in tal caso di equilibrio idrostatico.
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L'idrogeno è l'elemento più leggero ed ha un nucleo composto da un protone
soltanto. Il nucleo di elio, invece, ha quattro particelle nucleari, due protoni e
due neutroni. Così, quattro nuclei di idrogeno sono necessari per formarne uno
di elio.
La reazione inizia con una interazione tra due protoni che giungono alla
distanza di 10-15 metri l'uno dall'altro: in questo caso può avvenire una
reazione nucleare anche se c'è un piccolo problema. I due protoni hanno
carica positiva e tendono a respingersi. A temperatura ambiente non c'è
proprio modo di far collidere questi due protoni, visto che non c'è energia
sufficiente a contrastare la loro reciproca repulsione. Per ovviare a questo
problema occorre dare ai protoni velocità considerevoli, il che avviene nei
nuclei delle stelle dove la temperatura si aggira intorno ai 10 milioni Kelvin ed i
protoni percorrono qualcosa come un milione di chilometri ogni ora. Anche in
queste condizioni, tuttavia, la reazione è ancora difficile da ottenere: un
protone potrebbe viaggiare miliardi di anni prima di scontrarsi con un altro. Ciò
che rende possibile il tutto è la presenza di un enorme numero di protoni
all'interno delle stelle, il che permette (ad esempio, nel Sole) di avere ogni
secondo circa 1034 collisioni.
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La massa limite è di 200 masse solari, visto che oltre
questa soglia l’altissima pressione spazzerebbe via ogni
materiale aggiuntivo.
Maggiore è la massa e tanto più rapido è il tempo di
formazione della protostella (da pochi milioni di anni a
cento milioni di anni).
Il PERCORSO DI EVOLUZIONE mostra i livelli di
luminosità e temperatura raggiunti durante il ciclo di vita
della protostella: le stelle con massa maggiore
raggiungono la stabilità con luminosità e temperature
superficiali molto maggiori.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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FASE 1: la nebulosa è vasta quindi molto
brillante nonostante la bassa temperatura;
FASE 2: l’elevata luminosità fa perdere
energia molto rapidamente e il collasso è
veloce. Aumento graduale della temperatura
mentre la luminosità cala vistosamente;
FASE 3: il nucleo raggiunge 10 M K e
iniziano le fusioni che ancora non bastano a
pareggiare il collasso, quindi la curva risale:
il riscaldamento aumenta la luminosità;
FASE 4: la fusione aumenta e porta la stella
in equilibrio idrostatico.
La stella arriva in SEQUENZA PRINCIPALE.
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Da una stessa nebulosa non nasce una sola
stella ma un insieme di stelle giovani, spesso
molto calde e azzurre, chiamato AMMASSO
APERTO.
Alcuni meccanismi sono ignoti: perché non tutto il
gas si addensa in stelle?
Perché nascono stelle di massa differente?
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Maggiore è la massa e maggiore è la
luminosità delle stelle, che saranno di
colore azzurro.
Il diagramma HR riporta la
distribuzione delle stelle di sequenza
principale, quindi senza giganti rosse.
Il tempo passato come stella di
sequenza principale è molto più lungo
del tempo impiegato a dar vita alla
stella. Il Sole impiega circa 20 milioni di
anni per formarsi e resta sulla
sequenza principale per circa 10
miliardi di anni.
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Non tutto il materiale della nebulosa va a cadere nelle stelle e non tutto il materiale che cade nella
protostella finisce poi con il formare le stelle.
Ci sono svariati meccanismi per il guadagno e la perdita di massa, quali:
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Protostelle con:
1. Luminosità che muta irregolarmente in pochi giorni
2. Linee di assorbimento e di emission.
3. Produzione di litio in seguito al conflitto tra collasso
ed espansione termica
4. Masse di circa 3 masse solari
5. Età di 1 milione di anni
6. Sottili nubi di gas molto caldo emesso nello spazio
ad una velocità di circa 80 km/s
7. Espulsione da 10-8 a 10-7 masse solari annue (il
Sole espelle nello stesso periodo 10-4 masse
solari).
La fase T-Tauri può durare circa 10 milioni di anni,
durante i quali viene espulsa massa per circa una
massa solare.
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Ci sono altre stelle giovani con masse maggiori di 10
masse solari che non variano la propria luminosità
come le T-Tauri ma che emettono massa in seguito
alle forti radiazioni dovute agli alti livelli di pressione in
superficie.
Sono le stelle Ae e Be, con masse superiori alle dieci
masse solari che raggiungono la sequenza principale
prima che gas e polveri riescano a disperdersi, con la
conseguenza che queste stelle sono di solito viste
soltanto tramite luminosità infrarossa nelle nubi
molecolari.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Meccanismo di aggiunta di massa alla formazione stellare. La
nube originaria inizia ad addensarsi e la nebulosa protostellare
inizia a ruotare (Conservazione del Momento Angolare).
Il materiale che si addensa va a formare un disco,
chiamato disco protostellare. Il gas e le particelle di polvere
della nebulosa collidono e ruotano fino a formare la protostella,
aggiungendovi massa. Questo processo è noto con il nome di
accrescimento, e il materiale che compone questo disco è
chiamato
disco
di
accrescimento
circumstellare.
L'interazione tra i campi magnetici, i getti ed il disco di
accrescimento rallentano la rotazione della protostella, il che
spiega il motivo per il quale molte stelle ruotano più lentamente
di protostelle di massa simile.
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Le stelle in formazione emettono materia
sottoforma di getti dalle regioni polari, in grado
di propagarsi nello spazio anche nell'arco di
100.000 anni a velocità pari a 300 chilometri
al secondo. Quando questa materia calda
entra in contatto con la materia fredda del gas
interstellare, viene frenata e si generano onde
di shock, il che crea fronti d'urto che a volte
assumono forme ad arco. Si tratta
degli oggetti di Herbig-Haro.
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STELLE DI SEQUENZA PRINCIPALE
LE GIGANTI ROSSE
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Il passaggio tra protostella e stella avviene al
raggiungimento della temperatura di
, visto che questo rende
possibile l'inizio delle reazioni termonucleari con
la catena protone-protone.
Il raggiungimento di questa fase porta le stelle
a bruciare idrogeno per produrre elio. Si entra
nella fase di sequenza principale, una fase di
equilibrio tra la spinta interna proveniente dalle
fusioni e quella esterna data dal collasso
gravitazionale.
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Una stella appena approdata alla fase di sequenza principale è chiamata
zero aging main sequence star ed è formata in genere dal 25% di elio, dal
74% di idrogeno e dall’1% di metalli.
Con il passare degli anni cambia la composizione chimica: l’idrogeno si
tramuta in elio e le reazioni nucleari diminuiscono, il che vuol dire che il
nucleo si contrae, la temperatura si innalza e l’energia sprigionata dal
nucleo stesso aumenta, il che fa aumentare la dimensione della stella e
quindi la sua luminosità, che dipende dal diametro stellare.
L'incremento di energia riscalda anche gli strati più esterni al cuore
stellare, il che comporta una combustione idrogeno-elio anche nelle zone
adiacenti al nucleo stellare stesso.
Un esempio è dato proprio dal Sole: gli astronomi hanno calcolato che la
sua luminosità, nell'arco dei quasi 5 miliardi di anni di vita, è aumentata
del 40%, il suo raggio del 6% e la sua temperatura di 300 K. Oggi la sua
composizione vede la prevalenza di elio sull’idrogeno.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Massa (in
masse solari)
Vita attesa
Classe
(milioni di anni) spettrale
Luminosità
(Lum Solari)
Temperatura K
0.5
56.000
M
0,03
4.000
0,75
20.000
K
0,5
5.000
1
10.000
G
1
6.000
1.5
3.600
F
5
7.000
3
640
A
60
11.000
15
11
B
10.000
30.000
25
3
O
80.000
35.000
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Per stabilire quanto può durare una stella, esiste una
semplice formula:
t = 1/M2.5 = 1 / M2sqr(M)
Volendo rifarsi al ciclo di vita del Sole, invece, ed
indicando con Ms la massa solare e ipotizzando, come
sembra, una vita stimata in 10 miliardi di anni per la
nostra stella, otterremmo per Sirio:
1/2.122.5 = 1/6.54 = 0.1529
Quindi 0,1529*10.000.000.000 = 1,529 miliardi di anni
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Sappiamo che le stelle in sequenza principale sono in equilibrio tra
la spinta interna provocata dalle reazioni e la spinta esterna
provocata dalla gravità della stella stessa.
Prima o poi l’idrogeno nel nucleo finisce, quindi prima o poi la
spinta dall’interno cessa e la gravità ha gioco facile.
La stella presenta ora un nucleo completamente composto di elio e
strati più esterni ricchi di idrogeno.
Il collasso gravitazionale al quale la stella va incontro genera una
compressione del gas stellare a partire dagli strati adiacenti il
nucleo stellare: in questi strati c’è ancora idrogeno che, compresso,
inizia a fondere in elio in uno strato chiamato Hydrogen-burning
shell. L'elio prodotto in questa sottile striscia di stella cade nel
centro della stella dove si riscalda insieme all'elio già presente.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Gli strati esterni si espandono sotto la spinta del calore interno
sviluppato dalla striscia di fusioni e la stella aumenta la propria
luminosità in maniera molto decisa, mentre il cuore stellare
continua a comprimersi.
La pressione interna spinge il raggio della stella a dimensioni molto
maggiori rispetto a quelle originarie. Gli strati esterni diventano più
freddi, fino a 3500 K, a dispetto di un nucleo stellare sempre più
caldo e la bassa temperatura fa assumere alla stella una tinta
rossastra.
La stella è ora nella fase di gigante rossa.
Le giganti rosse sono quindi stelle che sono uscite dalla fase di
sequenza principale per evolvere in un altro stadio della loro vita.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Durante questa fase può esserci una enorme
perdita di massa: i gas fuggono dalla superficie
della gigante rossa e questo può essere
osservato facilmente nello spettro della stella,
relativamente alle righe di assorbimento
presenti. Una tipica gigante rossa perde
qualcosa come 10-7 masse solari ogni anno,
contro le 10-17 masse solari perse dal Sole ogni
alto, di gran lunga una misura inferiore.
Evolutivamente, le linee tratteggiate indicano
scale di tempi di 10, 50, 100 milioni e 1 miliardo
di anni. Una stella di circa 15 masse solari
lascia la sequenza principale (area
ombreggiata) circa 100 volte prima rispetto ad
una stella di 1,5 masse solari.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Quando l'elio inizia ad essere utilizzato per la reazione
nucleare al posto dell'idrogeno si parla di fase di heliumburning.
Con la prosecuzione della hydrogen-burning shell la
temperatura del cuore degenere diventa caldissima e, al
raggiungimento dei 100 milioni di K e con una massa pari
a circa 0,6 masse solari, inizia la fase di fusione dell'elio
in grado di convertire elio in carbonio e di produrre
energia. Il raggio della stella a questo punto può arrivare
a raggiungere 1 UA, con una luminosità pari a 1000 volte
la luminosità del nostro Sole. Ora la stella ha di nuovo
una sua fonte interna di energia ed è la prima volta da
quando ha lasciato la sequenza principale.
Il risultato della fusione dell'elio è quindi carbonio ed
ossigeno e proprio questi isotopi sono quelli più presenti
in natura nonché nel nostro corpo.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Nelle stelle con massa pari a 2-3 masse solari la fusione dell'elio avviene gradualmente, con
l'avvicinarsi della temperatura nucleare ai 100 milioni K. Il processo è iniziato, ma è prima
necessario che gli elettroni diventino degeneri.
Nelle stelle di massa inferiore alle due masse solari, invece, la fusione può iniziare immediatamente
attraverso un processo noto come helium flash.
Al centro della stella c'è un gas di elettroni degeneri il che vuol dire che qualsiasi aumento di
temperatura indotto dalla fusione dell'elio non produce un incremento nella pressione interna, ma
aumenta soltanto il tasso di fusione dell'elio. Un raddoppio della temperatura incrementa il tasso di
fusione di circa un miliardo di volte.
L'energia prodotta dal processo di fusione riscalda il nucleo e la sua temperatura sale
notevolmente. L'aumento può arrivare anche a 300 milioni di Kelvin producendo un rapidissimo
consumo di elio che va con il nome di helium flash.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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Nella fase di gigante rossa quindi la temperatura cala mentre
la luminosità aumenta (per le maggiori dimensioni della
stella) e l'astro si sposta verso l'alto e verso destra nel
diagramma HR, il ramo delle giganti rosse (Red Giant
Branch).
Se la stella ha, a questo punto, una massa superiore alle 2-3
masse solari ha lentamente inizio la fusione dell'elio mentre
se la massa stellare è inferiore avviene il cosiddetto heliumflash. In tutti e due i casi, però, la stella vede diminuire la
propria luminosità a causa del raffreddamento del nucleo
stellare.
Gli strati esterni si contraggono creando un nuovo riscaldamento e spostando ancora la stella verso
sinistra nel diagramma HR. La luminosità resta più o meno costante, così il percorso nel diagramma è
pressoché orizzontale, a disegnare quel che viene chiamato Horizontal Branch.
Le stelle che si trovano lungo l'horizontal branch sono stelle che stanno bruciando elio nel nucleo
circondato da fusioni di idrogeno. Molte di queste stelle si trovano negli ammassi globulari.
SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
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CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
LA MORTE DELLE STELLE DI PICCOLA MASSA
LA MORTE DELLE STELLE DI GRANDE MASSA