Evoluzione Stellare

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Categoria:Astronomia
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Testo

EVOLUZIONE DI UNA STELLA
Più grossa è una stella, più breve è la sua vita. I due tipi di stelle hanno una nascita comune.
Nascono a partire dalle nebulose fredde, enormi masse di gas rarefatto (principalmente H e He): è molto più rarefatto di quello che sulla terra è il vuoto. Nella nebulosa ci sono zone in cui l’intensità è maggiore, queste zone sono nuclei di aggregazione. Anche la gravità è maggiore, quindi attrae le particelle e si verrà a formare una zona interna molto più densa, e quella periferica più rarefatta.
Per effetto di questo fenomeno (COMPRESSIONE) si ha un aumento della temperatura, si arriva a circa 1000 K°. Ancora non è emessa luce, ma calore, quindi infrarossi. Si è raggiunto lo stadio di PROTOSTELLA.
Il processo di collasso continua e la gravità aumenta; il volume diminuisce e la temperatura arriva a circa 10-6 (alla sesta) K°; si innescano fusioni nucleari ed emette luce: STELLA.
La fusione nucleare, consiste nella combinazione di 4 nuclei di H che vengono trasformati in un atomo di He.
Durante la fusione, c’è una perdita di massa che viene trasformata in energia (attraverso la formula della relatività E=mc²).
La stella rimane in equilibrio finchè ha a disposizione il combustibile, ovvero l’ H.
Quando tutto l’ H è diventato He, cessa la pressione interna, quindi vincendo la gravità, il volume diminuisce, avviene un collasso. L’attrito del nucleo diminuisce e la temperatura aumenta. All’esterno della stella è rimasto un lieve strato di H freddo, e per un principio di reazione l’H si dilata e sembra una stella gigante rossa.
A 10-8 K° l’He diventa combustibile, per una serie di reazioni nucleari diventa C. si riforma uno stadio di equilibrio perché c’è la pressione esterna. Si ha ora una stella al carbonio: un nucleo di C e uno strato esterno di He freddo.
Le reazioni si arrestano di nuovo, mancando la pressione interna, il nucleo di carbonio ha un lieve collasso, non genera temperature alte e non riesce ad azionare fusioni nucleari. Diventerà una nana bianca, quando poi si raffredda diventerà una nana nera.
Le stelle pesanti hanno un ciclo vitale molto più breve.
La fase iniziale di nascita, fino allo stadio di stella di C è uguale, ma molto più rapido.
Ottenuta una stella di C, siccome la massa della stella è enorme, anche la gravità lo è, periò il collasso provoca un attrito tale da generare temperature da miliardi di K°, così a sua volta il C diventa combustibile trasformandosi in O. questo passaggio si ripeterà svariate volte.
He → C → O → Si → Mg → ….. → Fe
Le reazione avvenute fino a questo punto sono tutte esotermiche, che emanano energia. Le reazione che dovrebbero avvenire dopo il Fe, sarebbero endotermiche, ma non essendoci pressione interna, a causa della gravità, si ha un collasso talmente veloce, che gli stati che erano intorno al nucleo di Fe (quindi strati di H, He, C, O, ecc) è come se non avessero un appoggio e precipitano, rimbalzando sul nucleo, producono energia cinetica manifestata in luce, calore e radiazioni, per qualche migliaia di anni; si superano temperature così alte che possono far attivare reazioni transitorie che giustificano la presenza nell’universo di elementi superiori al Fe (rame, uranio, ecc).
Si ha così una NOVA o una SUPERNOVA a seconda della massa.
Quando, invece, vince la forza di gravità, nel nucleo di Fe continua il collasso e aumenta la densità. L’elettrone dell’atomo va a cadere nel nucleo, e si annulla col protone. Si crea una piccola stella di neutroni: una PULSAR. La stella possiede un grande campo magnetico ed emette onde radio in due sole direzioni; per il principio di conservazione del momento angolare, siccome la stella ha un piccolo volume, ruota velocemente; quando il fascio raggiunge la terra, con un radiotelescopio si può sentire un ticchettio.

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