LE STELLE

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Le stelle

Step 4

EVOLUZIONE STELLARE

Step 3

CLASSIFICAZIONE DELLE STELLE

COME NASCONO LE STELLE

UNITA' DI MISURA DELLE DISTANZE

Step 2

Step 1

LE STELLE

PERCHE' SI IMPIEGANO DELLE UNITA' DI MISURA DELLA LUNGHEZZA IN ASTRONOMIA? PERCHE' CE NE SONO TRE?

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https://www.youtube.com/watch?v=b-zRbVTKGLM

LE STELLE

Introduzione generale alle stelle

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- SONO SFERE DI GAS AL CUI INTERNO AVVENGONO REAZIONI TERMONUCLEARI - NELLE REAZIONI TERMONUCLEARI L'IDROGENO VIENE TRASFORMATO IN ELIO SECONDO L'EQUAZIONE E=mc2 - LA VITA DI UNA STELLA VARIA DA MILIONI DA CENTINAIA DI MILIARDI ANNI .

LE STELLE

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- NASCONO DA NEBULOSE- LA NEBULOSA SI CONTRAE FINO A QUANDO NON SI RAGGIUNGE UN CERTO VALORE DI DENSITA' DETTO DENSITA' CRITICA (LA FORZA DI GRAVITA' SUPERA LA FORZA DI REPULSIONE DOVUTA ALLA PRESSIONE DEL GAS) - LA CONTRAZIONE NON E' UNIFORME, MA LA NUBE SI FRAMMENTA NEI COSIDDETTI GLOBULI DI BOK

COME NASCONO LE STELLE?

THINK-PAIR-SHARE INSIEME AL TUO COMPAGNO DI BANCO, DECIDETE QUALI SONO (SECONDO VOI) ALMENO 2 PUNTI SALIENTI DELLA LEZIONE. TEMPO A DISPOSIZIONE: 5 MINUTI

YOURN TURN!!!!

ESISTONO DUE MODI PER CLASSIFICARE LA LUMINOSITA' DELLE STELLE: - MAGNITUDINE APPARENTE--> DIPENDE DALLA DISTANZA DELL'OSSERVATORE - MAGNITUDINE ASSOLUTA -->MISURA LA LUMINOSITA' INTRINSECA DI UNA STELLA ED E' CALCOLATA PONENDO IDEALMENTE LE STELLE AD UNA DISTANZA DI 10 PARSEC. .

QUANTO SONO LUMINOSE LE STELLE?

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LE STELLE POSSONO AVERE COLORI DIFFERENTI, QUESTI COLORI RIFLETTONO LA TEMPERATURA DEGLI STRATI DI GAS PIU' ESTERNI (FOTOSFERA). LA LEGGE DELLO SPOSTAMENTO DI WIEN STABILISCE UNA RELAZIONE TRA LA TEMPERATURA DI UN CORPO E LA LUNGHEZZA D'INDA A CUI AVVIENE LA MASSIMA EMISSIONE DI RADIAZIONI. LA LUNGHEZZA D'ONDA SI SPOSTA VERSO VALORI MINORI ALL'AUMENTARE DELLA TEMPERATURA. .

LE STELLE HANNO UN COLORE?

ATTRAVERSO LO SPETTRO DI ASSORBIMENTO .

COME SI PUO' STUDIARE LA COMPOSIZIONE CHIMICA DELLE STELLE?

Ci sono quattro tipi di evoluzione in base alla massa della stella quando si trova nella sequenza principale e dopo che questa ha terminato la riserva di idrogeno: Stelle di piccola massa (0,08-0,4 masse solari) Per queste stelle non sono disponibili dati osservativi, in quanto non ne conosciamo nessuna che abbia già esaurito la riserva di idrogeno. Secondo i modelli teorici, queste stelle (chiamate nane rosse), quando diminuisce la quantità di idrogeno disponibile, evolvono in nane bianche, attraversando prima una fase di espansione. Stelle di massa intermedia (0,4-8 masse solari) Queste stelle vanno incontro a una fase di contrazione del nucleo. Questo, una volta raggiunta la temperatura di 100 milioni di kelvin, innesca la fusione dell’elio in carbonio, che determina l’espansione degli strati più esterni. La stella si gonfia fino a raggiungere un diametro che può essere anche centinaia di volte quello originario. Nello stesso tempo, la temperatura della fotosfera scende notevolmente e il colore della stella tende al rosso-arancio: si è formata una gigante rossa, o una supergigante rossa nel caso di masse elevate. Al termine del bruciamento dell’elio, gli strati esterni della stella sono espulsi nello spazio formando un guscio in espansione che prende il nome di nebulosa planetaria. Il nucleo, costituito prevalentemente da carbonio, liberatosi degli strati più esterni, si presenta ora come una stella con una temperatura superficiale dell’ordine dei 105 K dalle dimensioni paragonabili a quelle della Terra: una nana bianca Questo è ciò che accadrà anche al Sole

L’evoluzione stellare

Stelle di grande massa (8-25 masse solari) In stelle di questa massa, fino al bruciamento dell’elio l’evoluzione procede come nelle stelle di massa intermedia. Segue poi una fase in cui si ha la formazione di elementi ancora più pesanti, fino al ferro. In questa fase la stella si presenta come una supergigante rossa. Una volta raggiunta la formazione del ferro non è possibile ottenere ulteriore energia dalla fusione nucleare e gli strati centrali, spinti dalla forza di gravità, collassano su se stessi. Ciò avviene in frazioni di secondo e determina un’onda d’urto esplosiva detta supernova. Durante l’esplosione si formano elementi molto pesanti, fino all’uranio, che si riversano nello spazio mescolandosi alle nubi di gas da cui nasceranno altre stelle. Nel contempo il nucleo collassa riducendosi a una sfera del diametro di una dozzina di kilometri e una massa pari a due o tre volte quella del Sole. A causa delle enormi pressioni, gli elettroni si fondono con i protoni a formare neutroni e la stella può essere assimilata a un enorme nucleo atomico: si è formata una stella di neutroni. La maggior parte di queste stelle, in rapidissima rotazione, emette impulsi radio molto regolari, dando luogo alle cosiddette pulsar. Stelle di grandissima massa (superiore a 25 masse solari) Per stelle di grandissima massa l’evoluzione procede come nel caso precedente fino alla formazione del ferro. Una volta iniziato, il collasso che segue risulta inarrestabile e si arriva alla formazione di un buco nero. Un buco nero è una regione dello spazio in cui la forza di gravità è così intensa che nulla, nemmeno la luce, è in grado di allontanarsi da essa

L’evoluzione stellare