Evoluzione stellare

Evoluzione stellare: dalla nascita
di una stella alla sua fine
Serafina Carpino
Oltre a miliardi di stelle, nello spazio ci sono nubi di
materia interstellare, formate da estese
condensazioni di gas e polveri.
Tutta la materia interstellare dà origine a stelle?
La forza di gravità tende a raggruppare le particelle,
ma l’agitazione termica tende invece a separarle…..
Là dove la densità è abbastanza alta e il gas è
abbastanza freddo, si formeranno stelle!
Quando si forma una stella, il gas si contrae e innalza
la sua temperatura e aumenta in tal modo l’agitazione
termica che tende a contrastare la contrazione.
Si raggiunge l’equilibrio quando l’agitazione termica
bilancia la gravitazione e la protostella raggiunge
l’equilibrio idrostatico.
Ma la protostella, emettendo luce dalla superficie,
perde energia e il bilancio si sposta continuamente
a favore della gravitazione……..
Pertanto la protostella attraversa fasi di instabilità
accompagnate da variazioni di luminosità periodiche.
E’ la fase di pre-sequenza principale
e le protostelle
sono anche chiamate variabili T Tauri.
La contrazione continua
finché al suo interno non
vengono raggiunte
temperature abbastanza
alte da
dare inizio alla fusione
nucleare.
La protostella è diventata una stella!
Ha inizio il suo lungo periodo nella
sequenza principale
La radiazione prodotta nel nucleo arriva in superficie
dopo aver subito assorbimenti e riemissioni.
Pertanto le sue caratteristiche dipendono da quelle
del gas presente in superficie.
Il colore delle stelle e la loro temperatura vengono
studiate dalla spettroscopia.
Nello spettro di una stella sono generalmente presenti
righe di assorbimento e la parte di spettro continuo
può essere approssimato a quello di corpo nero con
temperatura pari a quella della superficie stellare.
Stelle giovani e
massicce hanno
una
temperatura
così elevata da
ionizzare il gas
che le circonda;
questo
assorbe la
radiazione della
stella e la
riemette sotto
forma di righe
spettrali.
La temperatura è il fattore principale che determina
quali righe di atomi o ioni sono presenti in uno spettro
stellare, benché la composizione chimica delle
atmosfere stellari sia pressoché identica
da stella a stella.
Nasce così la sequenza spettrale:
A parità di
temperatura
superficiale, le
stelle
possono avere
una diversa
luminosità.
Per questo
motivo sono
state
introdotte
6 classi di
luminosità.
Il diagramma HR,
oltre a mostrare
le relazioni
esistenti tra
temperatura,
luminosità e
dimensioni
delle stelle, è di
fondamentale
importanza per
comprendere le
fasi di evoluzione
stellare
M57, nella costellazione della Lira
NGC 6543 nella costellazione del Drago
Stelle più massicce
di 8 masse solari,
bruciano il carbonio
direttamente
nel nucleo,
poi si passa al neon,
all’ossigeno, al silicio,
fino al ferro.
In tal modo, il nucleo
viene circondato da
strati di
combustione degli
elementi precedenti
della serie.
Il ferro continua ad accumularsi nel
nucleo finché questo raggiunge
la massa di Chandrasekhar:
la pressione degli elettroni
non riesce più a sostenere la stella
che esplode come supernova
La velocità di fuga di un corpo cresce con la
compattezza, per cui si avrà un raggio critico tale che
vf = c
I buchi neri sono
corpi per cui il raggio
è uguale o minore del
raggio di Schwarzschild:
Rs = 2GM’/c2
dove M’ è la massa
del corpo misurata in
unità della massa solare
Ma la sorte del
materiale espulso
durante il fenomeno di
supernova è più
interessante …
Questo materiale,
arricchito di tutti gli
elementi, proiettato con
grande violenza fuori
dalla stella, comprime il
gas circostante e può
innescare nuovi processi
di formazione stellare!
Il SOLE è una di queste stelle, figlie di esplosioni di
supernova, formatasi in una nebulosa ricca non solo
di idrogeno ed elio, ma anche di tutti gli altri
elementi che hanno reso possibile anche la
formazione dei pianeti.
Tra questi c’è la TERRA e ci siamo anche NOI,
altrettanti figli di stelle!!