Il ciclo evolutivo delle stelle

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Testo

IL CICLO EVOLUTIVO DELLE STELLE

Introduzione
Le stelle iniziano la loro vita fondendo idrogeno in elio nel nucleo. Nel corso dell’evoluzione cambia il tipo di processo di fusione termonucleare e ciò porta a variazioni notevoli nell’aspetto della stella.
Naturalmente, poiché le stelle hanno una vita lunghissima rispetto a quella umana, non possiamo osservare l’intero ciclo di una singola stella, ma possiamo dedurne le varie fasi studiando migliaia di stelle, ognuna giunta a punti diversi della sua evoluzione.
Ricaviamo le informazioni che ci occorrono studiando la radiazione che giunge da esse e dal loro moto nello spazio. Possiamo così determinare la massa, il raggio, la temperatura e la densità in ogni punto della stella, la sua posizione nella Galassia e l’orbita descritta attorno al centro galattico.
Da tali parametri si cerca di ricostruire il modo in cui le stelle si sono formate, la loro età e la fonte d’energia che permette loro di brillare, per tempi che spaziano dai milioni ai miliardi d’anni.
Sicuramente il parametro stellare più importante è la massa: da essa dipende la posizione della stella nel diagramma HR (quindi la luminosità e la temperatura), il tempo di permanenza nella sequenza principale (in cui “brucia” idrogeno nel nucleo), il tipo di “combustibile” che utilizzerà dopo aver lasciato la sequenza principale e il tipo di fine che farà.
Suddivideremo per comodità le stelle in tre categorie, quelle di piccola, media e grande massa, anche se la linea di suddivisione è alquanto aleatoria, poiché le moderne teorie di evoluzione stellare non sono sofisticate abbastanza per tener conto di tutti i complessi processi fisici in gioco.

Le stelle di piccola massa (0,08 MM < m < 0,4 MM)
Le “stelle” con massa inferiore a 0,08 masse solari sono denominate nane brune. La temperatura centrale di questi oggetti non salirà mai al punto tale da innescare le reazioni di fusione nucleare nel nucleo. In pratica esse sono “stelle mancate”.
Probabilmente nella nostra Galassia si trovano numerose nane brune, ma la loro osservazione è molto difficile. Nel 1995 il Telescopio Spaziale Hubble ha fornito la prima immagine di una nana bruna, in un sistema binario (Gliese 229B).
• 0,08 M0 < m < 0,4 M

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