COSA SONO LE STELLE
COME NASCONO LE STELLE
COME EVOLVONO LE STELLE
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
2
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
LE NEBULOSE: GENERALITA’
CONTRAZIONE DELLE NEBULOSE
DALLE PROTOSTELLE ALLE STELLE
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
4
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
5
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
6
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
7
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
8
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
9
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
10
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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)
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
11
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
12
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
13
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
14
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
15
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
16
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
17
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
18
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
19
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
La stella arriva
PRINCIPALE.
in
SEQUENZA
20
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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?
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
21
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
22
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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:
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
23
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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 104 masse solari).
La fase T-Tauri può durare circa 10 milioni di
anni, durante i quali viene espulsa massa per
circa una massa solare.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
24
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
25
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
26
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
27
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
STELLE DI SEQUENZA PRINCIPALE
LE GIGANTI ROSSE
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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 protoneprotone.
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.
SERATA n° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE
29
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
30
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Massa (in
masse solari)
Vita attesa
(milioni di
anni)
Classe
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
31
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
32
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
33
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
34
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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 1017 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
35
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Quando l'elio inizia ad essere utilizzato per la
reazione nucleare al posto dell'idrogeno si parla di
fase di helium-burning.
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
36
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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
37
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
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 helium-flash. 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
38
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
LA MORTE DELLE STELLE DI PICCOLA
MASSA
LA MORTE DELLE STELLE DI GRANDE
MASSA
