L’evoluzione delle stelle
Come nasce una stella
• Le stelle sono nate dalla
contrazione di nubi di gas e
polveri per l’attrazione
gravitazionale esercitata tra
i materiali
• Durante la contrazione
la densità e la temperatura
della nube aumenta
• Si formano protostelle
Protostella
• Non è considerata una
vera e propria stella
perché ha una
temperatura (centinaia di
gradi Kelvin) insufficiente
per iniziare la fusione
nucleare
• Poco luminosa
• Emette onde infrarosse
• La durata di questa fase
è inversamente
proporzionale alla massa
della protostella
Fusione nucleare
• Nelle stelle con
temperatura
compresa
nell’ordine di 10
milioni di kelvin
si ha la reazione
protone-protone:
CICLO PROTONE-PROTONE
e+ v
mStella <1,5 mSole
T< 20 106 K
4 11H
4
2He
+ 2e+ + 2v + raggi gamma
DIFETTO DI MASSA = 0,7% (liberato sotto forma di raggi γ)
• Nelle stelle con temperature del nucleo
superiori a 15 milioni di kelvin avviene il ciclo
carbonio-azoto-ossigeno (CNO):
• Nelle giganti rosse l’elio
4He si lega con gli
elementi prodotti per
formare materiali più
pesanti come 12C, 16O,
20Ne, fino ad arrivare al
Ferro, a questo punto la
stella non produce più
energia ma la consuma
Fase di stabilità
• Dopo aver raggiunto una temperatura
interna nell’ordine di milioni di Kelvin, inizia
la fusione nucleare dell’idrogeno
• La fusione produce
molta energia che si
trasferisce agli strati
più esterni, facendoli
espandere
• Quando la forza di espansione e di
contrazione si eguagliano, la stella entra
nella fase di stabilità
• Le stelle con una massa pari a 10 volte quella del
sole sono più luminose e calde (15 milioni di Kelvin
nel nucleo), ma vivono solamente pochi milioni di
anni, utilizzano il ciclo di fusione del carbonioazoto-ossigeno (CNO) sono stelle più luminose
e calde, posizionate in alto a sx nel diagramma HR
• Le stelle con massa simile o inferiore a quella
solare hanno una temperatura intorno ai 10 milioni
di Kelvin, in esse prevale la reazione protoneprotone e vivono miliardi di anni sono stelle
meno luminose e meno calde, posizionate in
basso a dx nel diagramma HR
Fasi finali della vita
• La stella entra nella fase
finale quando finisce
l’idrogeno nel nucleo, quindi
termina anche la produzione
di energia
• Per l’assenza di energia,
la stella inizia a contrarsi
per la forza gravitazionale,
aumentando di temperatura
Stelle con una massa inferiore a
0,5 masse solari
• L’aumento di T dovuto al
collasso gravitazionale
non è sufficiente per una
nuova fusione
• Aumenta la densità della
stella
• La stella diventa una nana
bianca per poi spegnersi
lentamente e diventare
una nana nera
NANA BIANCA
• È un corpo celeste piccolo, denso, caldo
• Densità nell’ordine di 109 kg/m3
• T superficiale > 20000-30000 K elevata luminosità
• materia allo stato degenere nuclei separati dagli elettroni si genera una
pressione degenere che sostiene la stella che non si contrae più
• destino delle nane bianche progressivo raffreddamento nana nera
Ammasso globulare M4
nella costellazione
dello Scorpione. Nei
cerchietti sono
evidenziate delle stelle
nane - Foto di Hubble
nel 1995
Stelle di massa superiore a 0,5
masse solari
• Il nucleo della stella
raggiunge i 100 milioni di
kelvin
• Nel nucleo si ha la fusione
dell’elio che produce
4
carbonio 3 He 12C
• Esternamente al nucleo si
ha la fusione con il ciclo
CNO, il volume della stella
aumenta fino a diventare
una gigante rossa
EVOLUZIONE
DELLE GIGANTI
ROSSE
Supernovae
m > 8 m Sole
DIPENDE DALLA MASSA
m < 2 m Sole
m > 2 m Sole
Supergigante rossa
m < 8 m Sole
Nana bianca
Non può avere una massa >1,44 m Sole
(limite di Chandraseckar)
• nocciolo a involucri concentrici
• formazione di elementi pesanti
(fino al Fe)
Espellono gli strati più esterni:
Nebulosa planetaria
Stelle di massa inferiore a 8 masse
solari
• La stella non raggiunge la
temperatura necessaria per
la fusione del carbonio
• Diventa una nebulosa
planetaria
• Il sistema espelle gli strati
più esterni costituiti da
idrogeno, carbonio e azoto
• La massa rimanente al
centro diventa prima una
nana bianca, poi una nana
nera
Stella di massa superiore a 8 masse
solari
• Con la fusione produce
materiali sempre più
pesanti (zolfo, silicio,
magnesio,ferro…) che
raccoglie in gusci di
diversa densità
• Con la produzione del
ferro, la stella consuma
energia
• La stella esplode e
diventa una supernova
Supernova
• Luminosità aumenta sino a
un miliardo di volte
• Parte del materiale stellare
disperso genera una
nebulosa residuale
• Parte genera un’onda d’urto
che può favorire la
formazione di nuove stelle
• Il nucleo della stella implode
e si trasforma in una stella
di neutroni (se la m è
compresa tra 1,44 e 3 m
Sole) o in un buco nero (se
la m è maggiore di 3 m Sole)
Nucleo di massa inferiore a 3 masse
solari
• Si trasforma in una stella di
neutroni con densità nell’ordine di
1017 kg/m3
• Una stella di neutroni è una stella
dove tutti i protoni e gli elettroni si
fondono per diventare neutroni che
esercitano una P tanto elevata da
impedire un ulteriore collasso
• E’ detta anche pulsar (pulsating
radio source) perché emette onde
radio e raggi X con variazione
ritmiche
Immagine ai raggi X della nebulosa
del Granchio, con al centro una
pulsar
Nucleo di massa superiore a 3
masse solari
• Continua la
contrazione
gravitazionale
fino a una
densità tale da
creare un buco
nero
Buchi neri
• Sono dei corpi estremamente densi che
creano un “foro” nel tessuto spaziotemporale
• All’interno di questo
“foro” l’attrazione
gravitazionale è
talmente elevata
che attira al suo
interno sia corpi
che radiazioni
Com’è fatto un buco nero?
La risposta forse si trova a circa 6 mila anni
luce dalla Terra, nella costellazione del
Cigno. È qui che si nasconde Cygnus X-1,
una delle più potenti sorgenti di raggi X
conosciuta finora.
Questo ultracompatto oggetto celeste, che ha
una massa che è quasi 9 volte quella del
Sole e cambia continuamente luminosità.
Cygnus X-1 fa parte di un sistema che
comprende anche una stella supergigante
chiamata HDE 226868, la cui superficie è
completamente deformata dalla gravità
del suo supermassivo “compare”.
In quest’illustrazione artistica è ben visibile
Cygnus X-1, sulla destra, che con la sua
attrazione gravitazionale “risucchia”
polveri e gas prodotti dalla stella (a
sinistra).
