NASCITA:
le stelle nascono dalle nebulose: ammassi più densi rispetto allo spazio interstellare che hanno dimensioni estese e contengono in prevalenza idrogeno, elio altri gas e polveri pesanti. In queste nubi, per eventi casuali, possono formarsi zone più dense globulari. Una stella si forma quando in un globulo a causa di movimenti turbolenti si forma un grumo più denso che comincia ad attirare polveri e gas, accrescendo la sua massa. La nube quindi collassa per effetto della forza gravitazionale e al centro si forma una protostella, che lentamente si contrae. La contrazione gravitazionale produce calore, che scalda l’interno della protostella, che inizia ad emettere energia sotto forma di radiazioni infrarosse. Quando la temperatura è sufficientemente elevata, iniziano le prime reazioni di fusione nucleare: a questo punto la protostella diventa una vera e propria stella e comincia a emanare luce.
La durata di questa fase primaria dipende dalla massa della protostella se è elevata procede più velocemente, se è più piccola, procede più lentamente.
VITA:
In questa fase, l’energia emanata sotto forma di luce è energia nucleare, nel nocciolo delle stelle, infatti si realizzano condizioni di temperatura e pressione elevatissime, grazie alla forza di attrazione gravitazionale, a causa della quale, gli strati esterni esercitano una forte pressione sugli strati interni delle stelle, che tendono a contrarsi, ovvero a collassare.
Quando avviene un collasso gravitazionale la temperatura interna della stella aumenta e permette, all’interno di essa le formazione di reazioni di fusione nucleare.
Fusione nucleare: consiste nell’unione di nuclei di idrogeno che formano nuclei di elio. Il nucleo che si forma perà ha quasi sempre massa minore rispetto alla somma delle masse dei nuclei iniziali, si verifica quindi una perdita di massa e Einsten dimostrò che questa si è trasformata in energia (E=mc), che si trasmette tramite raggi 𝛾. Parte di questa tuttavia viene utilizzata per scaldare la materia interna della stella, determinando una pressione rivolta verso l’esterno: la pressione di radiazione che si oppone a quella generata dalla forza di gravità, impedendo il collasso della stella.
Una stella che si trova in questa fase è stabile, nel diagramma H-R si trova nella sequenza principale, ma la fase di stabilità è destinata a terminare perché l’idrogeno è destinato a esaurirsi con il passare del tempo.
MORTE:
Quando tutto l’idrogeno del nocciolo si è
trasformato in elio, le reazioni nucleari terminano e la stella torna a una
condizione di squilibrio, tendente al collasso gravitazionale. A questo punto
il suo destino dipende dalla massa
Se la massa è
inferiore a 0,5 masse solari
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Se la massa è
superiore a 0,5 masse solari
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La temperatura del nucleo non è abbastanza elevata da
provocare nuove reazioni nucleari. Le
stelle si trasformano in nane bianche, corpi piccoli, densi e caldi. La loro
superficie è tuttavia molto calda perché viene disperso il calore residuo. La
materia all’interno si trova in uno stato degenere: gli elettroni sono separati dai nuclei, ma si avvicinano ad
essi fino a quando la repulsione
elettrostatica non lo impedisce. In
questo modo la materia, per ragioni quantistiche resiste alla contrazione ed
esercita una pressione degenere che sostiene la stella. Alla fine la stella
si raffredda fino a diventare un corpo denso e oscuro.
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La contrazione provoca un aumento della temperatura
interna. Il nocciolo è formato da elio, attorno a questo però c’è un
involucro costituito da idrogeno. Il calore prodotto dalla contrazione
permette la fusione dell’idrogeno in elio. Gli strati più esterni della
stella si espandono riscaldati dall’energia prodotta. L’involucro esterno si
raffredda e la stella si trasforma in una gigante rossa. Nel frattempo nel
nocciolo la temperatura si alza e l’elio si trasforma in carbonio (ciclo3
alfa). Questa stabilità però si mantiene fino a quando tutto l’elio si è
trasformato in carbonio. A questo punto, se la gigante rossa ha una massa inferiore a 2 masse solari, diventa una
nana bianca e muore, se invece ha
massa superiore vediamo l’avvio di nuove reazioni di fusione che
producono elementi più pesanti come ossigeno neo, e infine ferro. Il ferro
rappresenta il limite, perché la fusione a partire da nuclei di ferro non
libera energia, ma la assorbe.
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Solitamente le giganti rosse
con massa compresa tra 0,5 e 8 masse solari, prima di trasformarsi
in nane bianche, espellono gli strati esterni, formando nebulose planetarie.
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Le giganti rosse con massa superiore a 8 masse solari muoiono in modo catastrofico, diventando
supernovae: stelle che esplodono violentemente aumentando la loro luminosità.
Collassando in modo veloce e liberando un’enorme quantità di energia
gravitazionale. Se le supernovae hanno massa inferiore a 3
masse solari, si trasformano in stelle a neutroni, in cui gli
elettroni si combinano con i protoni e formano neutroni; se hanno massa superiore a 3 masse solari si
trasformano in buchi neri: corpi il quale collasso gravitazionale non può
essere contrastato, qualsiasi oggetto attratto da essi e destinato a
precipitare all’interno perdendo la sua identità e la sua luce. È possibile
identificare i buchi neri soprattutto
per perché esercitano una forza gravitazionale intensa sui corpi celesti
vicini. Secondo alcuni astrofisici al centro di ogni galassia vi è un buco
nero intorno a cui essa ruota.
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