Vita e morte delle stelle
Cap. 3 Lezione 3
Il diagramma H-RIl ciclo vitale delle stelle:
Di: Mauro Gadaleta
Il diagramma H-R
È il grafico che mette in relazione la temperatura superficiale e la luminosità delle stelle
Le varie zone del diagramma individuano questi raggruppamenti:
- La sequenza principale, che attraversa in diagonale il diagramma e dove si trovano le stelle più stabili;
- Le stelle azzurre, in alto a sinistra;
- Le nane rosse, in basso a destra
- Le supergiganti, in alto a destra;
- Le giganti, fra la sequenza principale e le supergiganti;
- Le nane bianche, in basso a sinistra
Nascita
Originano dalle nebulose, enormi ammassi di gas freddi e polveri, per via di condizioni particolari, questi materiali possono aggregarsi e compattarsi fino a formare una protostella. Il nuovo corpo che si è formato attrarrà nuovo materiale con il suo campo gravitazionale, crescendo progressivamente. Tutto ciò fino a quando la temperatura interna non sarà abbastanza per innscare la fusione termonucleare.
Fase di stabilità
L'energia che viene prodotta dalle reazioni di fusione nucleare fa espandere la stella, al contrario la forza di gravità ne riduce il volume
L'equilibro tra queste due forze porta la stella nella sua fase stabile, che durerà finché tutto l'idrogeno non diventerà elio. La durata di questo equilibrio dipende in modo inversamente proporzionale alla massa della stella. Ovvero: Maggiore è la massa della stella, minore è la fase di stabilità. Al contrario, minore è la massa della stella, maggiore è la durata dell'equilibrio.
Fase finale
Le stelle entrano in questa fase della loro vita quando l'idrogeno nel loro nucleo si esaurisce.
Arrivate a questo punto non c'è più nulla a fermare la forza gravitazionale dal far collassare la stella, con questo gli strati più esterni si espandono enormemente e gli strati adiacenti al nucleo si riscaldano. Se la stella è di dimensioni medio-piccole (massa inferiore a 8 masse solari) diventerà una gigante rossa. Se la stella è molto grande (massa superiore a 8 masse solari) diventerà una supergigante rossa. Tutto questo finché non si esaurisce anche l'elio.
Fase finale-2
Una volta finito l'elio nella stella si verifica una nuova trasformazione
Nelle giganti rosse prevale la forza di gravità e la stella diventa una nana bianca, calda e splendente. Nelle supergiganti rosse invece si verifica un esplosione esageratamente potente detta supernova che crea una nebulosa. Dalla supernova sopravvive solo il nucleo della stella che si comprime su se stesso formando una stella di neutroni, una pulsar, la quale ha una densità elevatissima (198 milioni di tonnellate per centimetro cubo). Se la stella di partenza aveva una massa molto elevata (più di 20 masse solari) il residuo della supernova sarà un buco nero, un corpo ancora più denso di una stella di neutroni. Questo corpo celeste ha una forza gravitazionale smisurata che non lascia scampo a nulla, inglobando qualunque cosa, neanche i raggi luminosi gli sfuggono, infatti è completamente oscuro.
Vita e morte delle stelle-presentazione
MAURO GADALETA
Created on December 17, 2023
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Vita e morte delle stelle
Cap. 3 Lezione 3
Il diagramma H-RIl ciclo vitale delle stelle:
Di: Mauro Gadaleta
Il diagramma H-R
È il grafico che mette in relazione la temperatura superficiale e la luminosità delle stelle
Le varie zone del diagramma individuano questi raggruppamenti:
Nascita
Originano dalle nebulose, enormi ammassi di gas freddi e polveri, per via di condizioni particolari, questi materiali possono aggregarsi e compattarsi fino a formare una protostella. Il nuovo corpo che si è formato attrarrà nuovo materiale con il suo campo gravitazionale, crescendo progressivamente. Tutto ciò fino a quando la temperatura interna non sarà abbastanza per innscare la fusione termonucleare.
Fase di stabilità
L'energia che viene prodotta dalle reazioni di fusione nucleare fa espandere la stella, al contrario la forza di gravità ne riduce il volume
L'equilibro tra queste due forze porta la stella nella sua fase stabile, che durerà finché tutto l'idrogeno non diventerà elio. La durata di questo equilibrio dipende in modo inversamente proporzionale alla massa della stella. Ovvero: Maggiore è la massa della stella, minore è la fase di stabilità. Al contrario, minore è la massa della stella, maggiore è la durata dell'equilibrio.
Fase finale
Le stelle entrano in questa fase della loro vita quando l'idrogeno nel loro nucleo si esaurisce.
Arrivate a questo punto non c'è più nulla a fermare la forza gravitazionale dal far collassare la stella, con questo gli strati più esterni si espandono enormemente e gli strati adiacenti al nucleo si riscaldano. Se la stella è di dimensioni medio-piccole (massa inferiore a 8 masse solari) diventerà una gigante rossa. Se la stella è molto grande (massa superiore a 8 masse solari) diventerà una supergigante rossa. Tutto questo finché non si esaurisce anche l'elio.
Fase finale-2
Una volta finito l'elio nella stella si verifica una nuova trasformazione
Nelle giganti rosse prevale la forza di gravità e la stella diventa una nana bianca, calda e splendente. Nelle supergiganti rosse invece si verifica un esplosione esageratamente potente detta supernova che crea una nebulosa. Dalla supernova sopravvive solo il nucleo della stella che si comprime su se stesso formando una stella di neutroni, una pulsar, la quale ha una densità elevatissima (198 milioni di tonnellate per centimetro cubo). Se la stella di partenza aveva una massa molto elevata (più di 20 masse solari) il residuo della supernova sarà un buco nero, un corpo ancora più denso di una stella di neutroni. Questo corpo celeste ha una forza gravitazionale smisurata che non lascia scampo a nulla, inglobando qualunque cosa, neanche i raggi luminosi gli sfuggono, infatti è completamente oscuro.