Bruciamento e Nucleosintesi
(Evoluzione Stellare Parte III)
Fase Termonucleare
• La contrazione della protostella continua fino all’innesco
delle fase termonucleare; la protostella diventa una stella.
• Il vento stellare soffia via lo strato di polveri che la
circondano e la neostella emette luce propria.
• L’energia è prodotta a spese della massa: nella fusione di
più nuclei, la massa finale è leggermente minore rispetto
alla somma delle masse di partenza.
• La massa che viene persa nel processo e' quella che si
trasforma in energia secondo la legge:
Neostelle in Sequenza Principale
Stelle in età zero nella Nebulosa di Orione. La definizione di “età zero” si
riferisce al momento in cui la protostella entra nella fase termonucleare
diventando luminosa. Da quell’istante la stella inizia a percorrere il
ramo principale del diagramma di Hertzsprung-Russell.
Cosa Sono le Stelle
• Una stella è una sfera autogravitante di gas
caldissimo, principalmente idrogeno ed elio, che
produce energia attraverso un processo di fusione
nucleare e la riemette sotto forma di radiazione.
• Le stelle costituiscono la componente visibile
principale delle galassie: agglomerati di miliardi di
stelle e di nubi di gas e polvere.
Limiti di Massa Stellare
0,08 M < M < 110 ± 10 M
(o)
(o)
1) per valori inferiori non si innescano le reazioni
termonucleari.
2) Per masse superiori la stella è gravitazionalmente
instabile perché l’energia prodotta non è sufficiente a
sostenerne la gravità.
Equilibrio Stellare
• La struttura stellare è stratificata. Ogni strato
possiede un valore di temperatura, di densità e di
pressione.
• I valori aumentano andando dalla superficie verso
il centro.
• Ogni strato della stella si trova in equilibrio tra
forza di gravità, degli strati esterni e pressione di
radiazione prodotta nel nucleo della stella.
• Durante la vita, l’equilibrio è mantenuto
attraverso meccanismi di autoregolazione.
Fusione Nucleare
•
•
La fusione di due nuclei di H1 avviene quando
l’energia è abbastanza alta perché possano vincere la
loro mutua repulsione elettromagnetica (1.6 1010 °K).
Le reazioni di fusione nucleare richiedono:
1. una sufficiente abbondanza dell'elemento combustibile
2. una temperatura abbastanza alta per vincere la repulsione
dei nuclei.
•
Ogni nucleo di elemento chimico richiede una diversa
temperatura per la fusione: tanto più pesante è il
nucleo quanto più alta deve essere la temperatura
richiesta.
Ciclo dell’Idrogeno
4H1 4e He 4 2e 2
Q 26.2 Mev
• La più semplice reazione nucleare che avviene
all'interno di una stella è la fusione dell’idrogeno:
quattro nuclei di idrogeno mediante un ciclo di
sintesi nucleare, vengono fusi in un nucleo di elio.
La differenza di massa viene convertita in energia.
Questa reazione, per effetto “tunnel” avviene a
temperatura più bassa di quella di soglia 107 °K
anziché 1010 °K e sostenta la luminosità della
stella per la maggior parte della sua vita.
Autoregolazione della Combustione
• Se la produzione di energia nel centro diminuisce, la stella
si contrae, la temperatura interna cresce e le reazioni di
fusione accelerano. La stella diventa più calda ed emette
con maggiore intensità radiazione di lunghezza d’onda
inferiore (UV non visibili).
• Se l’energia prodotta è eccessiva, la stella si espande
aumentando la superficie dalla quale può dissiparla.
L’espansione fa decrescere al centro della stella pressione e
temperatura rallentando le reazioni di fusione. La stella
diventa più luminosa nel visibile perché aumenta la
superficie emittente irradiando dagli strati esterni freddi
con lunghezza d’onda più grande.
Nucleosintesi
• Quando l’idrogeno nel nucleo comincia ad
esaurirsi, la produzione di energia cala; la stella
inizia a collassare aumentando la sua temperatura
interna e innescando la fusione di un combustibile
più pesante ristabilendo l’equilibrio.
– Dopo l’H, la stella innesca la fusione dell’He. Tre
nuclei di elio si uniscono per formare un nucleo di
carbonio rilasciando energia.
– Dopo l’elio, il carbonio si fonde per formare elementi
sempre più pesanti:
O, Ne, Mg, Si, Z, Ar, … eccetera.
Le Nuove Generazioni
• A partire dall’H, nelle stelle vengono sintetizzati tutti gli
elementi.
• Una parte della materia sintetizzata è iniettata nello spazio
interstellare mediante processi lenti e continui come il
vento stellare o fenomeni esplosivi (nebulose planetarie,
supernovae);
• Il gas forma le nubi, quindi delle nuove stelle ed
eventualmente dei pianeti.
• Le stelle che si formano da questo gas hanno una
composizione chimica diversa da quelle che si formano da
gas di H e He non arricchito con elementi pesanti.
La Classificazione
• Sulla base di questa differenza le stelle si
classificano in due gruppi:
– “stelle di prima generazione“:
stelle di popolazione II;
– “stelle di generazioni successive” formatesi da
gas arricchito con elementi pesanti:
stelle di popolazione I.
Emissione Neutrinica
• Durante una reazione di fusione termonucleare, la
differenza tra le masse iniziali e finale viene convertita in
neutrini e in radiazione. I neutrini hanno una bassissima
sezione d’urto con la materia, perciò sfuggono facilmente
dalla stella disperdendosi nello spazio (circa 2% della
massa). In ogni secondo, la Terra è investita da un flusso di
107 neutrini solari per cm2 s .
•
I neutrini sono un sistema efficiente per dissipare energia
durante le fasi di collasso.
p e n
Emissione Elettromagnetica
• La radiazione elettromagnetica (REM) si propaga in
“pacchetti” di fotoni dal centro verso l’esterno, subendo
assorbimenti e riemissioni da parte della materia prima di
essere emessi dalla stella.
• Il processo dura alcuni milioni di anni.
• Il cammino dei fotoni diventa così lento che l’energia deve
trovare un altro mezzo per fluire all’esterno: si sviluppano
dei moti convettivi nel gas. Bolle di gas caldo che si
muovono verso l’esterno raffreddandosi e facendo da
veicolo per l’energia che se restasse intrappolata all’interno
renderebbe instabile la stella.
Temperatura di Colore
• La REM in equilibrio con il gas della stella è emessa con
caratteristiche di radiazione di corpo nero (RCN).
• La frequenza è tanto maggiore quanto più alta è la
temperatura negli strati superficiali della stella.
• In accordo con la RCN, la stella emette a tutte le lunghezze
d’onda con intensità diverse; la lunghezza d’onda con
massima intensità caratterizza il “colore” della stella, è
tanto più corta quanto più caldo è l’astro:
– Legge di Wien: il rapporto tra temperatura superficiale
Tc e la frequenza corrispondente al massimo di intensità
è costante:
m aTc
Spettri di Colore
Vega
La diffrazione evidenzia le componenti cromatiche
principali 7500-11000 °K (Blu)
Caratteristiche della Stella
• Le proprietà caratteristiche di una stella
sono:
• Massa
• Raggio
• Temperatura superficiale (colore)
• Luminosità (magnitudine)
