giganti e supergiganti rosse

GIGANTI E SUPERGIGANTI ROSSE
Per stelle di massa > di 0,5 M, attraverso la contrazione gravitazionale, si raggiungono
temperature dell’ordine di 100.000.000 di °K  s’innescano le reazioni termonucleari di
fusione dell’He con produzione di C.
 come conseguenza delle reazioni termonucleari si ha una dilatazione dell’inviluppo
stellare  aumenta rapidamente il raggio della stella
Negli strati + esterni:
Strati sottostanti fusione:
Nucleo:
H
H in He
He in via di fusione con produzione di C
 Il tempo evolutivo è tanto minore quanto maggiore è la massa della stella.
I tempi di permanenza di una stella nella zona delle giganti rosse sono molto minori di quelli
sulla sequenza principale per la minore abbondanza di He rispetto all’H  spiegazione del
minor popolosità della zona delle giganti rosse rispetto alla S.P.
Esaurito l’He centrale, se il nucleo di C degenere ha massa < 1,44 M la contrazione
gravitazionale non fa aumentare la T  fine delle reazioni di fusione perde massa nella fase
di NEBULOSA PLANETARIA e si avvia a diventare una NANA BIANCA
Le nebulose planetarie sono successive alla fusione dell’H perché ricche di C, N, O prodotti
secondari della fusione dell’H.
Le stelle con nuclei di massa > 1,44 M attraversano periodi critici d’instabilità caratterizzate
da rapide fasi di contrazione gravitazionale e fusioni nucleare successive (stelle variabili del
tipo Cefeidi)
Si producono nel nucleo, che raggiunge temperature > del miliardo di gradi, elementi più
pesanti del C attraverso una cattura in successione di nuclei di He O2, Ne, Mg, Si; vengono
prodotti una gran quantità di neutroni che catturati dagli elementi neoformati ne producono
altri più pesanti fino ad arrivare al Fe, dopo di che i processi di fusione s’interrompono.
Nell’inviluppo si raggiungono temperature che permettono la fusione degli elementi formati
nelle fasi precedenti e la stella assume una strutture a cipolla: elem. più pesanti nel nucleo e
più leggeri nelle varie regioni dell’inviluppo.
dopo di che la stella entra in una fase detta di SUPERNOVA:

Potentissima esplosione e distruzione dell’inviluppo stellare  residuo di supernova
(fortemente radioemittente)
 processi di fissione nucleare  formazione di elem. più pesanti del Fe
 enorme energia sviluppata nel processo la stella che risplende come un miliardo di
stelle normali per alcune settimane la luminosità della stella che esplode può arrivare
a rivaleggiare con quella di una galassia intera.


La grande quantità di materia iniettata nel mezzo interstellare può generare delle vere
e proprie onde d'urto. Se la materia accelerata dall'esplosione incontra durante il suo
cammino una nube di materia l'interazione può provocare la rottura dell'equilibrio
dinamico di quest'ultima e iniziarne la contrazione dando inizio alla catena di eventi
che porta alla formazione stellare
il nucleo stellare residuo, attraverso contrazione gravitazionale, raggiunge densità
tipiche dell’atomo, si forma una stella di neutroni
STELLA DI NEUTRONI: ha un raggio di pochi Km,
è in rapida rotazione
sede di intensi campi magnetici
dai suoi poli magnetici possono essere emesse radiazioni
ottiche, X, o radio con la caratteristica di una rapida pulsazione
 PULSAR
Se massa stella neutroni > 3-4 M collasso inarrestabile, il nucleo si contrae e aumenta la
forza di gravità in superficie, si forma un BUCO NERO.
LE NOVAE
Oggi sappiamo che questo fenomeno non e' dovuto alla comparsa di nuove stelle, bensi'
all'esplosione di stelle gia' esistenti e non visibili, che le rende improvvisamente piu' brillanti
e permette di rivelarle. L'esplosione, che e' meno violenta di quella di una supernova e non
distrugge completamente la stella, e' dovuta ad un meccanismo legato alla sua evoluzione.
Le novae, nel loro stato normale, sono stelle compatte non molto brillanti e ad alta
temperatura (tipicamente nane bianche), che fanno parte di sistemi binari; la compagna e'
una stella evoluta ed espansa, come una gigante rossa, dalla quale fluisce in continuazione
materia gassosa. Il gas perso si raccoglie in un disco di accrescimento attorno alla stella
compatta, cadendovi sopra lentamente. La caduta di materia sulla nana bianca continua
finche' questa non raggiunge una massa limite; a questo punto produce nella stella una
reazione di tipo esplosivo, che la libera di parte della materia che aveva guadagnato.
La luminosita' della stella cresce anche di 11-12 magnitudini, passando da un valore tipico
intorno a +4 o +5 fino a circa -7.5 al massimo dello splendore. Gli strati esterni della stella,
che
possiedono
temperature
di
10-15.000
gradi.
Tipicamente, una nova emette nell'esplosione tanta energia quanta il Sole ne emette in
100.000
anni.
Il fenomeno delle novae puo' ripetersi, quando si ripresentino le condizioni appropriate. In
questo caso si parla di "novae ricorrenti".Non tutte le novae si comportano pero' allo stesso
modo; alcune salgono improvvisamente al massimo di luminosita', raggiunto il quale si
affievoliscono nel giro di pochi mesi; in altri casi la stella impiega piu' tempo a raggiungere il
culmine dello splendore, subisce esplosioni multiple che si susseguono nel tempo ed impiega
anni per tornare al minimo di luminosita'.
Questa immagine illustra il meccanismo che sta alla base
del fenomeno delle variabili cataclismiche. In un sistema
binario di stelle ravvicinate, composto da una nana bianca
e da una stella normale di piccola massa, il gas della
stella normale fluisce verso la nana bianca formando un
disco di accrescimento, e cade sulla sua superficie.
L'idrogeno si accumula su essa e si riscalda finche' non si
innesca la fusione nucleare, che produce il fenomeno
esplosivo della "nova". (HST)
La Nova Cygni (cioe' nella costellazione del Cigno),
esplosa il 19 febbraio del 1992. A destra, l'immagine del
Telescopio Spaziale Hubble che rivela una struttura
ellittica ad anello, molto sottile, cio' che resta del gas
emesso durante l'esplosione. Un'immagine del 31 maggio
1993 (a sinistra) ha fornito le prime informazioni
sull'anello e su una strana struttura a forma di barra, non
risolta. (HST)
NEBULOSA
diffusa di gas e
polveri





Contrazione
gravitazionale e
aumento di
temperatira

Fase di
PROTOSTELLA


per masse
inferiori a
0,1 M

Innesco delle
reazioni di fusione
nucleare

PIANETI

STELLA
STABILE



per masse
comprese fra
0,1 e 0,5 M
per masse superiori a
0,5 M


GIGANTI E
SUPERGIGANTI
ROSSE
NANE
BIANCHE


Nane brune

MASSA DEL NUCLEO


< di 1,44 M
> di 1,44 M

NEBULOSA
PLANETARIA


SUPERNOVA


MASSA
RESIDUA

NOVAE
NANA BIANCA

< 3-4 M

>3-4
M

STELLA DI
NEUTRONI
PULSAR

BUCO
NERO