Evoluzione
cosmica - stellare
sequenza principale
origine elementi nelle stelle
origine elementi universo iniziale
Origine degli elementi
costituenti le nebulose
le galassie
le stelle
L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang ,presenta
una elevata temperatura (10 miliardi di K°)
elevato contenuto energetico
una elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle)
derivati dalla trasformazione di energia in materia,antimateria,
e annichilazione in equilibrio
Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansione
dell’universo e abbassamento della temperatura si rende
possibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da
idrogeno (protone),neutroni
Nei milioni di anni seguenti continuando espansione e
raffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi di
idrogeno (protone+elettrone)
Si verifica disaccopiamento tra radiazione ed elettroni
inizia comparsa della radiazione fossile oggi osservata : 3°K
Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione di
galassie e la nascita di stelle entro le quali avviene la
sintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementi
mediante successive fusioni in stelle più massicce
L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang ,presenta
una elevata temperatura (10 miliardi di K°)
elevato contenuto energetico
una elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle)
derivati dalla trasformazione di energia in materia,antimateria,
e annichilazione in equilibrio
protoni
antiprotoni
neutroni
antineutroni
elettroni
positroni
Avviene la annichilazione materia e antimateria:
permane un residuo di sola materia
protoni, neutroni, elettroni
protoni
neutroni
elettroni
Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansione
dell’universo e abbassamento della temperatura si rende
possibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da
idrogeno (protone),neutroni
protoni
neutroni
elettroni
deuterio
elio
Disaccoppiamento radiazione e materia_
espansione dell’universo
radiazione iniziale a 3000°K subisce redshift cosmologico :
oggi presenta una temperatura di 3°K :radiazione fossile
temperatura
3000°K
3°K
espansione
Nei milioni di anni seguenti continuando espansione e
raffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la
sintesi di atomi di
idrogeno (protone+elettrone)
Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione di
galassie e la nascita di stelle entro le quali avviene la
sintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementi
mediante successive fusioni in stelle più massicce
La sintesi degli elementi chimici avviene fondamentalmente nelle stelle
quando la temperatura interna permette la fusione di nuclei più leggeri
in nuclei più pesanti (fino al ferro…):
tale temperatura raggiunge valori
diversi in funzione della massa della stella
in fase di collasso gravitazionale:
stelle con la massa simile a quella solare
possono raggiungere al loro centro
temperature che permettono solo la trasformazione di idrogeno in elio:
stelle più massicce possono attraverso fasi alterne di compressione ed
espansione raggiungere temperature che permettono la sintesi di nuclei
fino al ferro:
oltre tale elemento la stella eventualmente esplode come
supernova immettendo nello spazio gli elementi sintetizzati
(altri elementi più pesanti possono essere prodotti mediante processi di
neutronizzazione…)
Popolazioni stellari:
stelle molto antiche sono povere di elementi pesanti
perché apparse quando il gas delle nebulose non era ancora
inquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose
stelle più recenti sono più ricche di elementi pesanti
perché generate a partire da nebulose arricchite in
elementi immessi dopo esplosione di supernove
Popolazioni stellari:
stelle molto antiche sono povere di elementi pesanti
perché apparse quando il gas delle nebulose non era ancora
inquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose
Non “ metalliche”
popolazione II
stelle più recenti sono più ricche di elementi pesanti
perché generate a partire da nebulose arricchite in
elementi immessi dopo esplosione di supernove
“metalliche”
popolazione I
Mentre la massa gassosa collassa, la temperatura verso l’interno aumenta
fino a raggiungere valori (10.000.000 °…) che permettono l’inizio della
fusione nucleare:l’energia irradiata permette di equilibrare la forza
responsabile del collasso:la stella si mantiene costante come volume
Idrogeno >>> elio + energia
Terminata la fusione dell’idrogeno centrale, riprende il collasso della
massa gassosa:
mentre la parte centrale collassa e si riscalda,
la parte periferica si espande rapidamente per effetto della
radiazione proveniente dall’interno:
la temperatura diminuisce e il colore passa verso il rosso:nasce una
gigante rossa che poi disperderà lentamente energia e massa senza
più permettere ulteriori fusioni:
si evolverà verso la fase di nana bianca, nana nera…
Sintesi di elementi in stelle più massicce del sole
mediante fasi alterne di compressione ed espansione si possono ottenere
temperature sempre più elevate che permettono la sintesi di elementi
fino al ferro (oltre avviene il collasso ed esplosione della stella, con
immissione degli elementi sintetizzati nello spazio circostante)
