Evoluzione dei corpi celesti

Materie:Appunti
Categoria:Astronomia

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Testo

L’EVOLUZIONE DEI CORPI CELESTI

LA FORNACE NUCLEARE DEL SOLE
L’enorme massa di gas ad alte temperature che forma il sole non è altro che un equilibrio meccanico: il sole potrebbe crollare su se stesso (collasso gravitazionale) sotto il peso dei gas che gravitano verso il suo nucleo se ad essi non si opponesse la pressione interna dei gas.

IL DIAGRAMMA H-R
Le stelle hanno una loro evoluzione . per avere una istantanea del nostro universo si usa il diagramma H-R in cui si possono collocare le varie stelle ponendo in ascissa le loro temperature e in ordinata la luminosità (il sole=1). Su questo diagramma le stelle non si distribuiscono casualmente ma in grandissima parte si collocano lungo una fascia diagonale chiamata sequenza principale. In questa sequenza le stelle risultano disposte secondo un ordine regolare: da quelle blu , più calde e con massa maggiore, fino a quelle rosse e con massa minore.

LE STELLE NASCONO E INVECCHIANO: dalle nebulose alle giganti rosse
Le fucine delle stelle sono le nebulose, formate di polvere e gas freddi. È probabile che le stelle nascano dai globuli di Bok1, all’interno dei quali possono innescarsi moti turbolenti che lo frammentano in ammassi più piccoli all’interno dei quali la reciproca attrazione gravitazionale dà inizio ad un processo di aggregazione.
Col proseguire dell’addensamento l’energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica, le particelle si urtano e il corpo gassoso si trasforma in una protostella.
A causa della forza di gravità la contrazione prosegue e il nucleo si riscalda; ma se la massa iniziale non è sufficientemente grande la temperatura non arriva a far innescare le reazioni termonucleari necessarie la contrazione si arresta e il corpo si raffredda lasciando un’oscura nana bruna, una sorta di stella mancata.
Se invece la massa è sufficiente continua a riscaldarsi fino a raggiungere la temperatura di 15 milioni di K, sufficiente a far innescare il processo termonucleare di trasformazione dell’idrogeno in elio. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione dei gas verso l’esterno fino a compensare la forza di gravità: si arriva ad una fase di stabilità.
Quando quasi tutto l’idrogeno si è consumato, il nucleo di elio finisce per collassate. In questo processo si riscalda progressivamente e raggiunge temperature di 100 milioni di K, sufficienti a innescare nuove reazioni che trasformano l’elio in carbonio.
A causa dell’alta temperatura la stella si dilata e si raffredda, finché la forza di gravità non ferma l’espansione e si arriva così ad una nuovo equilibrio.
La stella è ora entrata in una nuova fase e appare come una gigante rossa, stella che pulsa a causa delle continue esplosioni e conseguenti contrazioni. (Espansione dovuta alle esplosioni e contrazione dovuta alla forza di gravità ed al peso).
Via via la stella, sotto la pressione del campo gravitazionale deve abbandonare la fase di gigante rossa per avviarsi verso la fine.

Dopo la fase di gigante rossa la stella segue una diversa evoluzione a seconda della sua massa iniziale.
• Nane Bianche:Stelle con massa iniziale di poco inferiore a quella del sole: collassato fino a divenire delle dimensioni della terra per cui la loro densità deve arrivare a milioni di volte quella dell’acqua.

• Nebulose planetarie: Stelle con massa iniziale come quella del sole: finiscono ugualmente come nane bianche, ma attraversano prima una fase particolare. Arrivate allo stadio di giganti rosse, finiscono per espellere i loro strati più esterni, che trascinati via da un forte vento stellare danno origine a nubi sferiche di gas in espansione.

• Stella di neutroni: Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del sole: gli studi teorici dimostrano che le temperature interne arrivano gradualmente a miliardi di gradi, facendo innescare nuove reazioni termonucleari, fino alla formazione di gusci di nuclei di ferro circondati da gusci concentrici. A questo punto il collasso è violento e viene liberata una grande quantità di energia: l’esplosione è fortissima, gran parte della stella viene lanciata nello spazio. Il materiale residuo collassa per via della gravità, ma la massa della stella è ancora grande, così la contrazione fa assumere una densità enorme, fino a un milione di volte maggiore di una nana bianca (D=10 alla 28). In questa situazione protoni ed elettroni fondono insieme e formano protoni e l’intera massa della stella si concentra in 20 o 30 Km.

• Buco nero: Se la massa originaria della stella è qualche decina di volte superiore a quella del sole: dopo la fase di supernova la contrazione prosegue, la densità aumenta e si forma una corpo sempre più piccolo circondato da un campo gravitazionale immenso.

1 Globuli di Bok: veri addensamenti che appaiono come nuclei oscuri e nettamente circoscritti all’interno della diffusa luminosità delle nebulose.
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Esempio



  



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