Le stelle

Materie:Appunti
Categoria:Astronomia

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Testo

ORIGINE ED EVOLUZIONE DELLE STELLE.

Gas e polveri che costituiscono una nebulosa si addensano a causa della forza di gravità; questa, infatti, genera movimenti vorticosi, che sono i responsabili della formazione dei globuli di Bok. Più materia si addensa, più materia viene attratta a causa della gravità crescente. Con il proseguire del processo di aggregazione, l’energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica: aumentano, quindi, gli urti fra le particelle. Il globulo di Bok, di conseguenza, inizia a ruotare su se stesso e il suo nucleo si riscalda, originando una protostella (questo avviene dopo centinaia di migliaia di anni dalla formazione del globulo di Bok). Il calore del nucleo viene diffuso a tutto il corpo celeste, raggiungendo la sua superficie. Nel corso di altri milioni di anni, nel nucleo avviene una condensazione, la temperatura cresce fino a raggiungere milioni di gradi e la forma globulare si appiattisce.
La successiva evoluzione di questa protostella varia a seconda della sua massa.

Se la massa è minore del 10% della massa del Sole, non si innescano le reazioni nucleari, per cui la protostella non si accende (da qui il nome stella mancata). Le sue dimensioni sono quelli di un pianeta, ma la sua densità è molto maggiore e inoltre essa non ruota intorno ad un altro corpo celeste. Pian piano l’energia della protostella diminuisce e il corpo si raffredda, riducendosi a una nana bruna.

Se, invece, la massa della protostella è maggiore del 10% della massa del Sole, il nucleo raggiunge la temperatura necessaria per innescare le reazioni termonucleari (milioni di gradi); la protostella diventa quindi una stella vera, caratterizzata da temperatura e calore variabili. Infatti, il calore iniziale della stella ne determina una espansione (quindi un lavoro) con conseguente perdita di energia e di calore; il raffreddamento determina una contrazione della stella, quindi un aumento della sua densità; essa, quindi, si riscalda nuovamente per tornare poi ad espandersi e a contrarsi di nuovo milioni di volte. Questo alternarsi di espansioni e contrazioni ha luogo fino quando la stella non ha consumato tutto il combustibile iniziale (che, grazie alle reazioni termonucleari, può essere trasformato da idrogeno in elio, poi in carbonio, … fino, addirittura, in ferro). [4H n 1He]. Se il combustibile scarseggia in assoluto, la stella si espande fino a diventare una gigante rossa, stella di enormi dimensioni ma relativamente fredda (perché in essa stanno esaurendosi le reazioni termonucleari).
Il destino di questa stella dipende, ancora una volta dalla sua massa.

Se la massa è di poco inferiore a quella del Sole, la stella, sotto la pressione del suo enorme campo gravitazionale non più contrastato dalla espansione, finisce per collassare su se stessa, originando una cosiddetta nana bianca: questa è una stella riscaldata dal solo processo di contrazione (quindi di attrito e urti interni), ma priva di energia nucleare (è spenta), destinata quindi a diventare una nana bruna.

Stelle con massa uguale o alcune volte maggiore rispetto a quella del Sole, giunte allo stadio di giganti rosse perdono il loro strato più esterno che è attratto dal vento stellare. Della stella rimane quindi il nucleo (rovente e molto piccolo) che riprende le fusioni termonucleari fino a tornare ad essere una gigante rossa, questa volta con massa inferiore a quella del Sole, per poi procedere nella sua evoluzione come già spiegato.
In alcuni casi, se queste stelle che stanno morendo si trovano molto vicine ad una stella accesa, riescono ad assorbire un po’ della sua energia, sfruttandola per riaccendersi (ma solo per un periodo relativamente breve): queste stelle si chiamano stelle novae.

Se la massa della gigante rossa supera di almeno 10 volte quella del Sole, il collasso è così rapido, violento, e di vaste proporzioni da provocare una esplosione (supernova). Da questa esplosione molta materia viene dispersa nello spazio e potrà essere riutilizzata per la formazione di altre stelle. La materia che rimane, invece, collassando, aumenta la sua densità fino a far sì che protoni ed elettroni si fondano insieme, per formare una stella di neutroni, stella piccolissima, che emette radiazioni a bassissima frequenza, che a volte sono intermittenti (pulsar).

Se, invece, la massa originaria della gigante rossa che esplode era qualche decina di volte quella del Sole, l’esplosione determina la formazione di un campo gravitazionale potentissimo, in grado di attirare e “far scomparire” in esso qualunque corpo o particella entri nel suo raggio d’azione: il buco nero.
Il Sole può essere considerato una stella di seconda generazione perché nella sua composizione sono presenti tracce di oltre 60 elementi. Questi sono elementi più pesanti del ferro, che, inizialmente prodotti dalle reazioni termonucleari di una stella di enormi dimensioni, sono stati dispersi nello spazio in seguito ad una violenta esplosione. Trovandosi, come abbiamo detto, di elementi molto pesanti, essi possono dare origine, all’interno di una nebulosa, a concentrazioni e addensamenti di materia, che sono alla base dell’origine di una nuova stella. Poiché, quindi, il Sole non è composto esclusivamente da atomi di H e He (che attualmente sono gli elementi coinvolti nelle reazioni nucleari che avvengono al suo interno), deduciamo che la materia che lo costituisce un tempo molto lontano deve essere appartenuta ad altri corpi celesti.

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