L'Evoluzione Delle Stelle

22
L’EVOLUZIONE DELLE STELLE © Ing. Silvano D’Onofrio Sommario L’EVOLUZIONE DEL SOLE ................................................................................................................................... 1 ....................................................................................................................................................................... 2 L’evoluzione del Sole – parte prima: la catena p-p ....................................................................................... 2 ..................................................................................................................................................................... 10 L’evoluzione del Sole – parte seconda: il declino del Sole .......................................................................... 10 ..................................................................................................................................................................... 18 L’evoluzione del Sole – parte terza: la fase finale ....................................................................................... 18

description

Il Sole, la nostra stella, è una stella di media grandezza ed è posizionata al centro della MS (mean sequence).

Transcript of L'Evoluzione Delle Stelle

Page 1: L'Evoluzione Delle Stelle

L’EVOLUZIONE DELLE STELLE © Ing. Silvano D’Onofrio

Sommario L’EVOLUZIONE DEL SOLE ................................................................................................................................... 1

....................................................................................................................................................................... 2

L’evoluzione del Sole – parte prima: la catena p-p ....................................................................................... 2

..................................................................................................................................................................... 10

L’evoluzione del Sole – parte seconda: il declino del Sole .......................................................................... 10

..................................................................................................................................................................... 18

L’evoluzione del Sole – parte terza: la fase finale ....................................................................................... 18

Page 2: L'Evoluzione Delle Stelle

L’evoluzione del Sole – parte prima: la catena p-p

Alziamo l’asticella caro Bleff (il mio cane).

Ogni punto del diagramma H-R è caratterizzato dall’avere Temperatura (Teff), Luminosità

(L) e (M) Massa ben definiti.

Il loro posizionamento nella Sequenza Principale (MS)

dipende anche da una precisa relazione tra la massa e il

raggio della stella.

Il Sole, la nostra stella, è una stella di media grandezza

ed è posizionata al centro della MS (mean sequence).

Insomma in una posizione ideale.

La prima domanda che ci poniamo è perché la

vediamo.

Perché emette luce

Banale vero?

Mica tanto.

In fisica la luce non è altro che un quanto di energia che costituisce la radiazione

elettromagnetica. Ovvero un pacchetto elementare di energia. Il vettore o mediatore è una

particella: il fotone.

Il fotone in greco (photòs) significa luce ed è nello stesso tempo particella e onda.

Cosa significa?

Beh, questo è un po’ complicato da spiegare. Diciamo che serve a mettere a posto certe

teorie.

Vi dico solo che comportandosi come particella, il fotone ha massa nulla e non trasporta

alcuna carica elettrica.

Nel vuoto i fotoni si propagano sempre alla velocità della luce e il loro raggio d’azione è

illimitato. Questo significa che un fotone può continuare a viaggiare nello spazio-tempo

indefinitamente senza alcun limite, finché non viene assorbito da un’altra particella.

Dal punto di vista ondulatorio, un fotone ha una sua frequenza di vibrazione e una sua

lunghezza d’onda.

Page 3: L'Evoluzione Delle Stelle

Sta di fatto che i nostri occhi vedono solo una parte di questa onda, una precisa lunghezza

d’onda, tra 790 e 435 Hz di frequenza. Questo intervallo coincide con il centro della

regione spettrale della luce emessa dal Sole che riesce ad arrivare al suolo attraverso

l’atmosfera.

Quindi abbiamo risposto alla prima domanda.

Ora scatta automaticamente la seconda domanda.

Come vengono emessi questi fotoni responsabili della luce?

Per rispondere a questa domanda dobbiamo chiederci in che modo viene prodotta la

energia generatrice della luce.

La fonte dell’energia prodotta dal Sole (e dalle altre

stelle) è stata un mistero fino a che non si è meglio

compreso il nucleo atomico (1938).

Sappiamo che una stella può essere vista perché

produce dell’energia. Questa energia è energia

che viene “persa” dalla stella.

Affinché una stella sia visibile per un lungo periodo di

tempo, nel suo interno devono esserci delle sorgenti di

energia in grado di compensarne la perdita.

Lo studio dei fossili sulla Terra di circa 4×109 anni fa

(4Gyr, quattro miliardi di anni) ha mostrato che in

questo intervallo di tempo la temperatura della

superficie terrestre non è variata molto.

L’energia emessa dal Sole deve essere stata costante durante tutto questo tempo.

Allora possiamo supporre che il Sole deve essere stato in grado di produrre una quantità

tale di energia da compensare la perdita di energia per almeno 4Gyr.

Come?

Il Sole come ogni stella è soggetta alla sua forza di gravitazione, eppure il Sole sembra

essere soggetto a forze repulsive (di pressione verso l’esterno) che la tengono in equilibrio.

Questa situazione può esser pensata come un sistema gassoso in cui esiste un equilibrio fra

le forze gravitazionali e le forze di pressione.

Page 4: L'Evoluzione Delle Stelle

I fisici la chiamano “equilibrio idrostatico”. E non c’è motivo di non considerarla vera

anche per le altre stelle.

Domanda:

Quali sono le sorgenti di energia?

La fisica ci dice che l’energia cinetica e l’energia potenziale gravitazionale di un sistema in

equilibrio idrostatico sono legate dalla seguente equazione:

2Ec + Eg =0

nota come equazione del Viriale

dove Eg = GM2/R

Questa equazione ci dice che metà dell’energia gravitazionale va in energia interna, ovvero

a riscaldare il sistema.

Una stella sorretta solo dalla energia interna durerebbe molto poco.

E’ stato calcolato che il nostro Sole durerebbe solo 15 milioni di anni.

Allora deve esserci un’altra sorgente di energia in grado di compensare l’energia persa

dalla stella.

Quale?

La fusione nucleare.

Si sa infatti che le reazioni nucleari sono in grado di produrre una enorme quantità di

energia.

Ma per capire il meccanismo della fusione nucleare è necessario dire qualcosina

sull’atomo.

Sarò breve e conciso.

I nuclei atomici sono legati insieme dalla Forza

Nucleare Forte.

La forza nucleare forte è la più forte delle 4

forze fondamentali. Agisce, tanto per dare una

idea su scale dell’ordine di 10-13 cm.

La carica positiva di un atomo (protoni) è

confinata nel nucleo assieme ai neutroni. Lo

spessore del nucleo è dell’ordine di 10-13 cm.

Gli elettroni sono ospitati su orbitali ad enorme

distanza dal nucleo.

Page 5: L'Evoluzione Delle Stelle

Affinché una reazione di Fusione Nucleare possa avvenire, è necessario che due atomi si

avvicinino fino ad una distanza minima di 10-13 cm.

A questa distanza però le forze di repulsione sono molto forti e quindi bisogna accelerare le

particelle in modo da riuscire a vincere la repulsione elettrostatica (forza di Coulomb) tra

i protoni.

In pratica è necessario superare l’opposizione di queste forze, ovvero la cosiddetta Barriera

Coulombiana.

Ma come?

La barriera di Coulomb può essere superata quando la temperatura e la densità del gas

sono estremamente elevate. Quando gli atomi sono costretti ad essere molto vicini tra loro.

Questo avviene quando la temperatura è molto alta, cioè quando l’energia termica del

sistema è sufficientemente elevata, le particelle possono essere accelerate in modo tale da

superare la barriera Coulombiana. Allo stesso modo se la densità del gas è sufficientemente

alta, le particelle possono essere costrette ad avvicinarsi fino a distanze tipiche di <10-13 cm.

In entrambi i casi si ha l’innesco di una reazione di fusione nucleare.

Ma ogni elemento ha il suo punto critico oltre il quale avviene la reazione.

Page 6: L'Evoluzione Delle Stelle

Fra tutti gli elementi l’idrogeno (H) ha la barriera coulombiana più bassa. Man mano che il

numero atomico degli elementi aumenta la barriera coulombiana diviene più elevata e

quindi temperatura e densità critiche devono aumentare a loro volta.

Nella tabella sono mostrate la temperatura Tc (K) e la densità ρc (gr/cm3) “critica” per

diversi tipi di reazioni nucleari e la durata tipica ( Δt yr ) delle singole fasi riferite ad una

stella di circa 25 M (masse solari).

Si capisce quindi che il primo elemento a subire una reazione nucleare è l’idrogeno che, tra

l’altro, è l’elemento più abbondante nella stella.

Ecco, ora – caro mio compagno di passeggiate – posso spiegarti come avviene la fusione

nucleare. In maniera semplice (spero).

Nel momento in cui la temperatura centrale della stella raggiunge circa i 10 milioni di

gradi kelvin, inizia la combustione dell’idrogeno che porta alla fusione di quattro protoni

in un nucleo di elio.

Lo so, detta così non è molto chiaro. Ma se mi seguite con un minimo di attenzione (non è

necessario avere una laurea in fisica) riusciamo a capire il meccanismo chiamato catena

protone-protone.

A questo scopo faccio un po’ di “facile” teoria (o meglio un ripasso).

Il protone è la particella di carica positiva al centro del nucleo in compagnia con i neutroni

che non hanno nessuna carica. Tutt’attorno ci sono gli elettroni di carica negativa.

Il numero di protoni è equilibrato dai suoi elettroni. (atomo neutro)

Page 7: L'Evoluzione Delle Stelle

L’idrogeno ha numero atomico 1, ovvero ha un solo protone nel nucleo. Di conseguenza ha

un solo elettrone. Allo stato naturale l’idrogeno si presenta sotto forma di molecola

biatomica H2 (due atomi messi assieme).

L’idrogeno ha dei gemelli, detti isotopi, che si differenziano per il numero di neutroni nel

nucleo. Il prozio (1H) non ha neutroni. Il deuterio (2H) ha un solo neutrone. Il trizio,

radiativo, (3H) ha due neutroni.

Eccoci arrivati:

La catena protone-protone.

Prima fase.

All’inizio due nuclei di idrogeno 1H si fondono per formare un atomo di deuterio 2H,

rilasciando un positrone e+ (antiparticella dell’elettrone) ed un neutrino νe (particella

piccolissima priva di carica)

1H + 1H → 2H + e+ + νe

Questo processo è molto lento. Il motivo sta nel fatto che è necessario superare la barriera

coulombiana (repulsione elettrostatica) per avvicinare i due protoni.

Inoltre il decadimento dei due protoni a deuterio avviene per interazione debole, ovvero

per una forza nucleare debole.

Il positrone liberato si annichilisce immediatamente con un elettrone.

Questa fusione genera due raggi fotoni.

e+ + e− → 2γ

Seconda fase.

Il deuterio formato si fonde con un altro atomo di idrogeno per produrre un isotopo

leggero dell’elio 3He liberando energia

3H + 1H → 3He + γ + energia (5,49 MeV)

Fasi successive.

La fase successiva può avvenire con modalità diverse.

Nella maggior parte dei casi (85%), due nuclei di elio leggero ( 3He) si uniscono

direttamente, producendo un nucleo di elio (4He) con l’emissione di due protoni (1H).

3He + 3He → 4He + 1H +1H+ νe +e+

Page 8: L'Evoluzione Delle Stelle

Il risultato finale della catena p-p è:

4 1H → 4He + (2γ+2ν) + 3,2 MeV (γ)

Questa è nota come “bruciamento dell’idrogeno”.

La figura chiarisce la catena delle reazioni.

Bene. Se non siete stanchi andiamo avanti ancora per un pochino. Solo un pochino.

Per completare questa parte non ci rimane che da calcolare la quantità di energia che viene

rilasciata dal processo di fusione e quanto tempo occorre al Sole per spegnersi.

La cosa è non è molto semplice, bisogna tener presente del peso atomico dell’idrogeno e

dell’elio contenuto in un grammo di massa, per poi applicare il risultato sulla intera massa

della stella. E di molte altre cose.

Ma c’è chi i calcoli li ha già fatti per noi.

Page 9: L'Evoluzione Delle Stelle

Applicando infatti l’equazione di Einstein (E=mc2) si trova che 1 nucleo di idrogeno (1H),

ovvero un solo gr di idrogeno, che si trasforma in elio (4He) produce un energia data da:

ΔE=Δmc2= 6.6×1018 erg

Se si considera M© la massa del Sole, con q1=0,7 la frazione di idrogeno che compone il

sole, e con q2=0,1 la frazione di essa nella quale avviene la reazione nucleare si ottiene la

energia totale rilasciata:

ETOT= ΔE*q1*q2 = 9×1050 erg

Poiché 1 erg = 2.39 10-8 calorie

ETOT= 2,151 1040 Kcalorie

Non vi dice niente vero?

Però guardate l’esponente. E’ impressionante. E’ impressionante l’energia rilasciata.

Non rimane ora che rispondere all’ultima domanda.

Quando si spegnerà il Sole?

Il tempo nucleare tN necessario a consumare tutto il incombustibile nucleare è dato da:

tN = ETOT / L

dove L è l’energia totale emessa nell’unità di tempo, ovvero la luminosità che conosciamo

L = 3,827 × 1026 W

Da cui:

tN = 2.4×1017 sec =7.6 Gyr ~ 8 Gyr

Allora, qual’è la conclusione di tutto questo discorso?

La reazione nucleare all’interno del Sole permette di generare una enorme quantità di

energia da un solo elemento, l’idrogeno. Questa reazione la auto sostiene impedendo di

spegnersi emettendo luce e calore sotto forma di radiazioni.

Il Sole è in vita circa 4,7 Gyr, quindi si spegnerà tra circa 4 Gyr (quattro miliardi di

anni). Miglione di anni in più o in meno. Ci fa comodo pensare tra 5 Gyr.

Page 10: L'Evoluzione Delle Stelle

Non è una bella notizia, ma dobbiamo rassegnarci, tutto ha un inizio ed una fine.

L’evoluzione del Sole – parte seconda: il declino del Sole

Nella prima parte abbiamo visto che il posizionamento delle stelle nella Sequenza

Principale (MS) dipende dalla massa e dal loro raggio.

Come si vede dal grafico, via via che la temperatura effettiva delle stelle aumenta, oltre ad

aumentare la luminosità delle stelle aumenta anche la loro massa.

Esiste una intima relazione tra massa e il suo

raggio. E non è una cosa scontata visto che

parliamo di sistemi gassosi.

R ∝ Mξ

(dove ∝ significa proporzionale)

Con ξ = 0.57÷0.8

La massa è anche legata alla energia totale

emessa nell’unità di tempo, ovvero la

luminosità.

L ∝ Mα

ma

tN ∝ M/L

allora:

tN ∝ 1/Mη

Tradotto in linguaggio comprensibile significa che maggiore è la massa della stella tanto

più breve è il suo tempo di vita sulla MS. Infatti all’aumentare del denominatore la frazione

diminuisce. Nonostante sia maggiore la quantità di combustibile, questo viene bruciato più

velocemente.

Strano, ma vero.

Page 11: L'Evoluzione Delle Stelle

Quindi:

Poiché per definizione una stella in Sequenza Principale è una stella che brucia idrogeno

nel centro, e poiché lungo la MS la massa di una stella aumenta, possiamo immaginare che

nella parte alta della MS le stelle sostino meno rispetto alla parte bassa, e quindi possiamo

immaginare la MS come una sequenza in età delle stelle mostrata nel grafico.

La MS è anche caratterizzata da un valore minino di Luminosità e Temperatura che

corrisponde ad una massa di ~0.08 M☉.

Gli oggetti al di sotto di questo valore di massa non presentano nel loro interno le

condizioni necessarie all’innesco dei bruciamenti nucleari.

Questi oggetti non producono l’energia sufficiente che gli consente di “brillare” come tutte

le altre stelle (essi sono sempre in equilibrio idrostatico ed a causa della contrazione

emettono solo parte dell’energia termica), per questo non siamo in grado di osservarli e per

questo vengono chiamati “nane brune”.

Turn Off.

Una stella non è destinata a restare per sempre nella Sequenza Principale.

Parliamo del Turn Off.

Turn-Off (TO), rappresenta il punto in cui le stelle lasciano la MS per spostarsi in altre

regioni del diagramma-HR, è caratterizzato da temperature sempre più elevate e da

luminosità sempre più basse.

Il Turn-Off indica il momento in cui la stella esaurisce l’H nel centro.

Page 12: L'Evoluzione Delle Stelle

Domanda:

Perché le stelle lasciano la loro posizione. Come avviene?

Per capirlo bene dobbiamo arrivarci piano piano, passo dopo passo.

Sappiamo che una stella in Sequenza Principale è caratterizzata dal bruciamento dell’H in

He (idrogeno in elio) nel suo centro. E’ questo il nostro punto di partenza.

La struttura di una stella di Sequenza Principale, quindi come il Sole, può essere

schematizzata come in figura, ovvero un nucleo centrale entro il quale avvengono le

reazioni di fusione dell’idrogeno in elio (bruciamento dell’H) ed un “inviluppo” esterno

costituito da gas inerte di idrogeno (1H).

In maniera schematica, quindi, la struttura del Sole può essere pensata come un equilibrio

tra le seguenti sorgenti energetiche:

1. La Sorgente Nucleare

2. La Sorgente Gravitazionale

3. La Sorgente Termica (o Interna)

La sorgente dominante è quella nucleare.

Nel caso in cui la stella non è in grado di produrre Energia Nucleare (esaurimento di un

combustibile) entra in gioco la Sorgente Gravitazionale.

Eccezionalmente, quando sono esaurite le Sorgenti Nucleari e la stella non è in grado di

contrarsi subentra la Sorgente di Energia Interna.

All’inizio della sua storia evolutiva la stella ha una massa iniziale (Mi), ovvero la massa

quando comincia a bruciare l’H sulla MS.

Per questo motivo la MS è anche indicata come Sequenza Principale di Età Zero, e

rappresenta il punto di partenza dell’evoluzione di una stella. Nel nostro caso del Sole.

Page 13: L'Evoluzione Delle Stelle

Esaurimento del combustibile

A questo punto vediamo cosa succede quando si esaurisce il combustibile al centro della

stella.

Questo è il momento cruciale della nostra stella.

Per prima cosa viene a mancare la sorgente principale di energia ovvero la energia

nucleare.

Al suo posto subentra la sorgente gravitazionale dovuta alla contrazione del nucleo centrale

che non è più contrastata dalla pressione generata dalla fusione nucleare.

A causa del Teorema del Viriale (vedi formula nel post precedente) l’energia gravitazionale

prodotta dalla contrazione per metà si trasforma in energia termica, la quale viene

trasferita al nucleo e agli strati sovrastanti il nucleo che cominciano a riscaldarsi.

L’innalzamento della temperatura in questi strati può essere sufficiente a creare le

condizioni adatte per l’innesco del bruciamento dell’H in una corona circolare attorno al

nucleo (shell).

Questo significa che il nucleo centrale di He tende ad aumentare la sua massa.

In definitiva si viene a creare un nucleo centrale costituito da He inerte, una “shell” (strato)

subito al di sopra di questo nucleo in cui sta avvenendo il bruciamento dell’H ed ancora un

inviluppo inerte di H.

Page 14: L'Evoluzione Delle Stelle

Cosa succede ora?

Fase di Sub Gigante Rossa

L’energia prodotta del bruciamento dell’H nella “shell” viene trasferita agli strati superiori i

quali si riscaldano e tendono ad espandersi.

La stella aumenta il suo raggio.

L’aumento del raggio produce un abbassamento della temperatura.

Il motivo è dato da una formuletta che già conosciamo:

L = 4πR2 σT4

(dove L è la luminosità, R il raggio, T la temperatura, σ una costante)

T4 = L / 4πR2 σ

Restando la luminosità costante all’aumentare del raggio R la frazione diminuisce e con

essa la temperatura.

Al diminuire della temperatura la stella lascia la MS e si sposta nel diagramma-HR verso le

regioni più fredde.

Siamo entrati in quella che è nota come “fase di sub gigante rossa”.

Page 15: L'Evoluzione Delle Stelle

Domanda:

Cosa succede ora che è finito il carburante al centro della stella. Cosa

succede ora che è formato da elio (He) inerte?

Fase di Gigante Rossa

Facciamo un passo indietro. Nel post precedente ho illustrato una tabella che mostrava

come ogni elemento ha il suo punto critico oltre il quale avviene la reazione.

Quello che succede adesso è che il nucleo continua a contrarsi e quindi l’energia

gravitazionale si trasforma in energia termica (Teorema del Viriale) riscaldando il nucleo.

La sua temperatura e la densità aumenta finché è possibile l’innesco del bruciamento

dell’elio 4He nell’isotopo del carbonio 12C.

Gli strati esterni invece mantengono una temperatura più o meno costante, mentre la

luminosità aumenta.

E’ questo il momento in cui la stella entra nella fase di “gigante rossa”.

La stella lascia la fase di Sub Gigante Rossa risale il Ramo delle Giganti Rosse (RGB).

Page 16: L'Evoluzione Delle Stelle

Questo è quello che avviene nelle stelle con massa iniziale Mi>0,5 M☉ , che hanno il

nucleo di He pronto per il bruciamento.

Per le stelle di massa inferiore ciò avviene più lentamente dopo il bruciamento della shell.

La struttura della stella in questa fase è molto complicata. La possiamo schematizzare

così :

1. bruciamento dell’He (4He in 12C) nel nucleo della stella;

2. uno strato di He inerte;

3. una shell di bruciamento dell’H in He;

4. un inviluppo di H inerte.

Il bruciamento dell’elio in carbonio (4He in 12C) nel nucleo avviene circa ~10 volte più

veloce del bruciamento dell’H.

A questo punto viene ripristinata la sorgente di energia nucleare, il nucleo smette di

contrarsi e la stella si sposta verso la regione del diagramma-HR a maggiore temperatura.

La stella avrà una luminosità leggermente più bassa.

Siamo nella fase del cosiddetto Ramo Orizzontale (HB)

Page 17: L'Evoluzione Delle Stelle

Man mano che procede il bruciamento dell’He, questo viene consumato. Quando comincia

ad esaurirsi la stella lascia la fase di HB per spostarsi nuovamente verso la regione del

diagramma-HR con più bassa temperatura.

La stella risale il diagramma-HR verso luminosità maggiori lungo quello che è chiamato

Ramo Asintotico (AGB).

Page 18: L'Evoluzione Delle Stelle

L’evoluzione del Sole – parte terza: la fase finale

Fase finale della stella (Sole)

A questo punto della fase della vita la stella ha una struttura per cui:

1. Nel suo centro c’è un nucleo di C-O in contrazione;

2. Una shell in cui continua il bruciamento dell’He (4He → 12C);

3. Una shell di He inerte;

4. Una shell in cui invece abbiamo il bruciamento dell’H (1H → 4He);

5. Un inviluppo di H inerte (1H).

Page 19: L'Evoluzione Delle Stelle

La fase finale della stella (Sole): La Post Sequenza Principale

Stelle con Mi < 5 M☉

Facciamo ancora una volta la distinzione di massa delle stelle.

Le stelle con massa iniziale minore di 5 masse solari (Mi < 5 M☉) non sono in grado di

innescare il bruciamento dell’C nel nucleo.

Questo dipende dal fatto che i bruciamenti di H ed He non sono in grado di costruire un

nucleo di carbonio sufficientemente massiccio che sia in grado di raggiungere la

temperatura necessaria per l’innesco del bruciamento del C stesso.

Domanda.

Cosa succede a queste stelle?

Queste stelle a seguito della fase di espansione lungo il Ramo Gigante (RGB) prima e lungo

il Ramo Asintotico (AGB) poi, (entrambe le fasi sono caratterizzate da un fenomeno

cosiddetto di perdita di massa) perderanno gran parte dell’inviluppo esterno, e si

sposteranno velocemente verso le regioni del diagramma-HR a temperatura più elevata

mantenendo quasi costante la loro massa e quindi luminosità.

Questa fase dura solo 1003 yr (centomila anni).

Siamo nella fase di Nebulosa Planetaria (PN).

Page 20: L'Evoluzione Delle Stelle

La stella continua a contrarsi.

Molto lentamente si sposta verso temperature e luminosità più basse.

L’unica fonte di energia è quella interna per cui l’oggetto tende a raffreddarsi.

Siamo entrati in quella che è nota essere la fase di Nana Bianca (WD).

A seconda della massa iniziale (Mi) possono esserci diversi tipi di WDs, in particolare una

stella che non è in grado di innescare il bruciamento del C diventerà una Nana Bianca di

C-O.

L’immagine mostra invece un tipico esempio di Nana Bianca ancora circondata dal gas che

una volta costituiva il suo inviluppo e che via via si sta allontanando dalla stella.

Page 21: L'Evoluzione Delle Stelle

Stelle con Mi > 5 M☉

Le stelle con massa iniziale maggiore di 5 masse solari (Mi > 5 M☉) sono in grado di

innescare il bruciamento di C.

Stelle con massa iniziale (Mi > 12 M☉) possono accendere anche gli elementi più pesanti

del C come ad esempio l’ossigeno (16O → 30Si) fino ad arrivare al silicio Si (30Si → 56Fe).

In generale queste reazioni avvengono in modo più o meno violento e la stella esplode

come SuperNova (SN).

Domanda.

Quali sono gli effetti?

Gli strati esterni della stella vengono sparati ad altissima velocità nel mezzo interstellare e

si forma un cosiddetto Resto di Supernova (SNR) che può essere una Stella di

Neutroni o un Buco Nero (BH) a seconda della sua massa iniziale.

Stelle con Mi > 20-30 M☉

Quando la massa iniziale della stella supera le Mi > 20-30 M☉ i resti dell’esplosione della

supernova hanno una massa tale che la stella si può trasformare in un Buco Nero

(Black-Hole, (BH).

Page 22: L'Evoluzione Delle Stelle

Ora se siete stati attenti sarete anche in grado di capire la fine del nostro Sole.

fine