Evoluzione delle stelle: nebulose e reazioni termonucleari in Fisica

Evoluzione delle stelle: nebulose

La materia interstellare, costituita da fini polveri, H e plasma (gas ionizzati), a volte si presenta concentrata in porzioni di spazio a co-stituire ammassi denomi-nati Nebulose. Nelle nebulose può accadere che la gravità inizi a causare una sempre maggiore concentrazione di materia (gas). Concentrandosi, questi gas aumentano di temperatura (protostella) finchè la temperatura non raggiunge il valore soglia per far avvenire le reazioni termonucleari di fusione, che è circa 15 milioni di gradi kelvin. A quel punto dalla protostella si passa ad una stella vera e propria. Quando si innescano le reazioni termonucleari, la temperatura cresce ulteriormente favorendo ancora di più la fusione dei nuclei di idrogeno. http://imagine.gsfc.nasa.gov/

Tipi di nebulose

Le Nebulose sono di tre tipi:

1. nebulosa oscura
2. nebulosa a riflessione
3. nebulosa ad emissione

Nebulose oscure

Nebulosa oscura: nube di gas e polveri interstel- lari che oscurano la luce degli astri retrostanti o presenti al loro interno. Le zone del cielo in cui si trovano queste nebulose appaiono come prive di stelle. http://web.tiscali.it/ Sacco di carbone nella costellazione della Croce Testa del Cavallo Costel- lazione Orione

Nebulose a riflessione

Nebulosa a riflessione: Se vi sono stelle vicine o stelle molto luminose la loro luce può essere riflessa dalla polvere interstellare e può essere vista bianca o azzurrastra Costellazione M20 http://web.tiscali.it/

Nebulose ad emissione

Nebulosa ad emissione: sono nebulose che eme- tono luce per un feno- meno di fluorescenza provocato nei gas da ra- diazioni ultraviolette pro- venienti da stelle vicine Costellazione M 17 http://web.tiscali.it/

Distribuzione stelle: diagramma H-R

25.000 10.000 5.000 3.000 Temp (℃) -10 Supergiganti rosse 105 Giganti blu 104 5 103 0 102 Sole Giganti rosse 1 5 10-1 Luminosità Nane bianche 10-2 10 10-3 Nane rosse 10-4 15 O B A F G K M Classe spettrale Diagramma Hertzsprung-Russel: distribuzione delle stelle visibili (fino a 10 pc) in funzione della classe spettrale (colore) o della temperatura (ascisse) e della magnitudine assoluta (ordinate) o luminosità assoluta Magnitudine assoluta Serie principale

Evoluzione stellare

contrazione Energia gravitazionale EVOLUZIONE STELLARE 2 forze opposte funzione della massa Energia da reazioni termonucleari NANA BIANCA BUCO NERO STELLA NEUTRONI espansione NEBULOSA-concentrazione di materia PROTOSTELLA-riscaldamento per concentrazione STELLA-reazioni termonucleari di fusione GIGANTE ROSSA-instabilità quando finisce l'idrogeno morte di una stella

Evoluzione stelle: protostella

Innesco moti turbolenti nella nebulosa Inizio aggregazione corpuscoli Addensamento e contrazione Aumento temperatura corpo gassoso I pilastri della crezione Nebulosa Aquila Da wikipedia PROTOSTELLA

Evoluzione stelle: stella stabilizzata

Prosegue contrazione fino a T = 15M K Innesco processo di fusione termonucleare 4H->He+2e+E Aumento pressione gas a compensare forza gravitazionale (g Nelle Stelle avviene la fusione Nucleare, in cui i nuclei di idrogeno si fondono. Sulla Terra, nelle centrali nucleari, l'uomo sfrutta un'altra reazione nucleare: la fissione. Nella fissione, i nuclei di uranio si dividono m grande stella blu meno longeva 106anni Fase di stabilità STELLA STABILIZZATA durata funzione della massa iniziale (m) m piccola > stella gialla più longeva 109anni

Fusione nucleare

Fusione nucleare: 4 nuclei di gas idrogeno si fondono tra loro formando un nucleo di gas elio. Questa reazione libera un enorme quantità di energia.

Evoluzione stelle

Fine idrogeno: collasso del nucleo Massa maggiore o uguale al sole: aumento temperatura nel nucleo per collasso gravitazionale e radiazione: espansione strati esterni (Fase Gigante rossa o Supergigante Rossa ) Massa minore del sole: Raffreddamento progressivo, nana bruna Altre reazioni termonucleari: elio in carbonio, carbonio in silicio (struttura a cipolla del nucleo) Fase finale: collasso finale del nucleo quando finiscono tutte le le reazioni termonucleari possibili; esplosione finale, espansione strati esterni, stella residua (buco nero, stella di neutroni o nana bianca, in ordine di massa iniziale decrescente) Idrogeno Elio Carbonio Silicio Ferro

Tipi di stelle

30-50 masse solari nebulosa originaria e protostelle supergigante rossa Evoluzione f (m) espansione 10 masse solari 1/10 massa solare supernova 1 massa solare supergigante rossa supernova gigante rossa nebulosa planetaria nana bruna oltre 100 miliardi di anni O nana bianca 10-15 miliardi di anni stella di neutroni 20 milioni di anni buco nero 4 milioni di anni da La Scienza di Repubblica (2005 espansione

La vita delle stelle

NEBULOSA STELLARE Una regione più densa della nebulosa inizia a restringersi, a riscaldarsi e diventa una protostella SUPERGIGANTE Le stelle più grandi si espandono, si raffreddano e diventano rosse SUPERNOVA La supergigante esplode diventando brillantissima STELLA DI NEUTRONI Il nucleo della supernova collassa e diventa densissimo BUCO NERO Il nucleo collassa completamente e scompare SEQUENZA PRINCIPALE La stella risplende grazie alle reazioni nucleari che producono luce e calore GIGANTE ROSSA Le stelle più piccole si espandono e diventano rosse NEBULOSA PLANETARIA I gas più esterni si disperdono Il nucleo esposto forma una NANA BIANCA NANA NERA La stella smette di bruciare ANSA centimetri Nella fase di Gigante Rossa o Supergigante Rossa: altre reazioni termonucleari: elio in carbonio, carbonio in silicio (struttura a cipolla del nucleo). Quando tutte le possibili reazioni nucleari di fusione finiscono: collasso finale ed esplosione finale

Supernova

Una supernova è un'esplosione stellare più energetica di quella di una nova. Le supernove sono molto luminose e causano una emissione di radiazione che può per brevi periodi superare quella di una intera galassia. Durante un intervallo di tempo che può andare da qualche settimana a qualche mese, una supernova emette tanta energia quanta è previsto che ne emetta il Sole durante la sua intera esistenza e, per una quindicina di secondi, raggiunge una temperatura di cento miliardi di Kelvin, ma perché ciò avvenga, la stella deve avere una massa almeno nove volte superiore a quella del nostro Sole. L'esplosione espelle la maggior parte o tutto il materiale che costituisce la stella a velocità che possono arrivare a 30 000 km/s (10% della velocità della luce), producendo un'onda d'urto che si diffonde nel mezzo interstellare. Ciò si traduce in una bolla di gas in espansione che viene chiamata resto di supernova. Le stelle aventi una massa iniziale almeno nove volte quella del Sole evolvono in modo complesso, fondendo progressivamente elementi sempre più pesanti a temperature sempre più elevate nei loro nuclei. La stella sviluppa una serie di gusci sovrapposti diventando simile a una cipolla, dove gli elementi più pesanti si accumulano negli strati più interni. Il nucleo interno di queste stelle può collassare quando i processi di fusione nucleare diventano insufficienti a compensare la forza di gravità: questa è la causa di tutti i tipi di supernova. Il collasso può causare la violenta espulsione degli strati superficiali della stella e quindi innescare una supernova oppure il rilascio di energia potenziale gravitazionale può essere insufficiente e la stella può diventare una stella di neutroni o un buco nero con modesto irraggiamento di energia. H He C Ne o a b C

Evoluzione stelle: supernova

Supernova Cygnus http://imagine.gsfc.nasa.gov/

Evoluzione stelle: pulsar

Pulsar Crab http://imagine.gsfc.nasa.gov/

Dimensioni stelle

I Buco nero 3 km Sole 1.400.000 Km Nana Bianca 6.000 Km Stella di neutroni 10Km Gigante Rossa 1 Mld Km