Evoluzione stellare: dalla nascita di una stella alla sua fine

Serafina Carpino

Oltre a miliardi di stelle, nello spazio ci sono nubi di materia interstellare, formate da estese

condensazioni di gas e polveri.

Tutta la materia interstellare dà origine a stelle?

La forza di gravità tende a raggruppare le particelle, ma l’agitazione termica tende invece a separarle…..

Là dove la densità è abbastanza alta e il gas è abbastanza freddo, si formeranno stelle!

Quando si forma una stella, il gas si contrae e innalza la sua temperatura e aumenta in tal modo l’agitazione

termica che tende a contrastare la contrazione.

Si raggiunge l’equilibrio quando l’agitazione termica bilancia la gravitazione e la protostella raggiunge

l’equilibrio idrostatico.

Ma la protostella, emettendo luce dalla superficie, perde energia e il bilancio si sposta continuamente

a favore della gravitazione……..

Pertanto la protostella attraversa fasi di instabilità accompagnate da variazioni di luminosità periodiche.

E’ la fase di pre-sequenza principale e le protostelle

sono anche chiamate variabili T Tauri.

La contrazione continua finché al suo interno non

vengono raggiunte temperature abbastanza

alte da dare inizio alla fusione

nucleare.

La protostella è diventata una stella! Ha inizio il suo lungo periodo nella

sequenza principale

La radiazione prodotta nel nucleo arriva in superficie dopo aver subito assorbimenti e riemissioni.

Pertanto le sue caratteristiche dipendono da quelle del gas presente in superficie.

Il colore delle stelle e la loro temperatura vengono studiate dalla spettroscopia.

Nello spettro di una stella sono generalmente presenti righe di assorbimento e la parte di spettro continuo può essere approssimato a quello di corpo nero con temperatura pari a quella della superficie stellare.

Stelle giovani e massicce hanno

una temperatura

così elevata da ionizzare il gas che le circonda;

questo assorbe la

radiazione della stella e la

riemette sotto forma di righe

spettrali.

La temperatura è il fattore principale che determina quali righe di atomi o ioni sono presenti in uno spettro

stellare, benché la composizione chimica delle atmosfere stellari sia pressoché identica

da stella a stella.

Nasce così la sequenza spettrale:

A parità di temperatura

superficiale, le stelle

possono avere una diversa luminosità. Per questo motivo sono

state introdotte 6 classi di luminosità.

Il diagramma HR, oltre a mostrare

le relazioni esistenti tra temperatura, luminosità e dimensioni

delle stelle, è di fondamentale

importanza per comprendere le

fasi di evoluzione stellare

M57, nella costellazione della Lira

NGC 6543 nella costellazione del Drago

Stelle più massicce di 8 masse solari,

bruciano il carbonio direttamente

nel nucleo, poi si passa al neon,

all’ossigeno, al silicio, fino al ferro.

In tal modo, il nucleo viene circondato da

strati di combustione degli

elementi precedenti della serie.

Il ferro continua ad accumularsi nel nucleo finché questo raggiunge

la massa di Chandrasekhar: la pressione degli elettroni

non riesce più a sostenere la stella che esplode come supernova

La velocità di fuga di un corpo cresce con la compattezza, per cui si avrà un raggio critico tale che

vf = c

I buchi neri sono corpi per cui il raggio è uguale o minore del

raggio di Schwarzschild:

Rs = 2GM’/c2

dove M’ è la massa del corpo misurata in

unità della massa solare

Ma la sorte del materiale espulso

durante il fenomeno di supernova è più interessante …

Questo materiale, arricchito di tutti gli

elementi, proiettato con grande violenza fuori

dalla stella, comprime il gas circostante e può

innescare nuovi processi di formazione stellare!

Il SOLE è una di queste stelle, figlie di esplosioni di supernova, formatasi in una nebulosa ricca non solo

di idrogeno ed elio, ma anche di tutti gli altri elementi che hanno reso possibile anche la

formazione dei pianeti. Tra questi c’è la TERRA e ci siamo anche NOI,

altrettanti figli di stelle!!