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Nei primi anni del 1900 due astronomi, il danese Ejnar Hertzsprung e lo statunitense Henry Norris Russell, introdussero, indipendentemente, un diagramma.

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1 Nei primi anni del 1900 due astronomi, il danese Ejnar Hertzsprung e lo statunitense Henry Norris Russell, introdussero, indipendentemente, un diagramma bidimensionale che metteva in relazione la luminosità e la temperatura di una stella. Analizzando i dati ottenuti per le stelle osservate si nota che la posizione di queste stelle non risulta avere una distribuzione casuale, ma si colloca in una fascia ben precisa, detta SEQUENZA PRINCIPALE LEVOLUZIONE DELLE STELLE

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3 Il diagramma mostra che -Le stelle più calde sono anche le più luminose; -La luminosità è legata anche alla grandezza ( legge di Stefan-Boltzman) Le stelle più calde hanno massa 50 volte quella del Sole e quelle più fredde sono 1/10 del soleStefan-Boltzman -Al di fuori della sequenza principale, in alto a destra, cè un gruppo di stelle che hanno la stessa temperatura di stelle rosse della sequenza principale, ma hanno una luminosità maggiore perché hanno una maggiore superficie radiante: giganti e supergiganti rosse. - In basso, verso sinistra, cè un altro gruppo di stelle, calde come quelle della sequenza principale, ma meno luminose quindi più piccole: nane bianche. Va sottolineato che il diagramma H – R non rappresenta una traiettoria che la stella percorre, ma ogni punto sul diagramma corrisponde ad un momento della vita della stella

4 Legge di Stefan. Boltzmann P = σ AeT 4 P: potenza irradiata σ : costante di Boltzmann A: are della superficie radiante e: coefficiente di emissione che dipende dal materiale chiudi

5 EVOLUZIONE DI UNA STELLA NEBULOSA: addensamento di gas (oltre il 90% di H) -In essa si innescano processi di contrazione, probabilmente dovuti allonda durto causata dallesplosione di una novae. -man mano che aumenta la contrazione lenergia gravitazionale (E. potenziale) si trasforma in E. cinetica che fa aumentare la Temperatura dellammasso: PROTOSTELLA -La contrazione continua fino e la T. aumenta fino a 15 milioni K. Si raggiunge così la condizione alla quale si innescano le reazioni termonucleari: 4H He + m m è il difetto di massa: in ogni reazione una piccola quantità di massa (0,7%) non si ritrova nellelio, ma si trasforma in energia secondo la relazione E = mc 2 Nascita

6 Il calore liberato tende a far espandere la stella e ad un certo punto risulta essere uguale e contrario alla forza gravitazionale che tende, invece, a far contrarre la massa: la stella entra in una fase di equilibrio e vi rimane per la maggior parte della sua vita. La ritroviamo nella sequenza principale del diagramma di H – R in un punto che dipende dalla massa iniziale che ha iniziato la contrazione. Man mano che lH si trasforma in He esso, più pesante dellH, migra verso linterno e si forma così un nucleo di He molto più denso di quello dellH originario: ora inizia il collasso gravitazionale del nucleo, la sua contrazione fa aumentare la T fino a 100 milioni di K. Ora le temperature così elevate innescano nuove reazioni termonucleari che portano alla trasformazione di He in C. Inoltre la T elevata fa espandere la stella che si raffredda e diventa grande e rossa. Se la massa iniziale è molto grande si innescano altre reazioni termonucleari che portano alla formazione di nuovi elementi chimici. Fase di stabilità

7 Morte Quando tutto il combustibile è consumato non cè più la forza che bilancia la contrazione della massa, così la forza gravitazionale prende il sopravvento e la stella si avvia verso la morte con modalità che dipendono dalla sua massa. MASSA INIZIALE DI POCO INFERIORE A QUELLA DEL SOLE La contrazione la fa diventare piccola e sempre più fredda: nana bianca. MASSA INIZIALE COME QUELLA DEL SOLE Finiscono come nana bianca, ma prima, a causa della loro grandezza, quando hanno raggiunto lo stadio di gigante rossa emettono parte dello strato di gas più esterno dando origine ad una nebulosa detta nebulosa planetaria, che in seguito scompare e lascia una nana bianca.

8 MASSA INIZIALE 10 VOLTE QUELLA DEL SOLE Nel nucleo che si contrae le temperature arrivano a miliardi di K ed è possibile linnesco di altre reazioni termonucleari che portano alla formazione di elementi via via più pesanti. Ma infine anche reazioni terminano e, a causa della loro grande massa, il collasso gravitazionale è talmente violento che esplodono e lanciano nello spazio la materia più esterna: sono le supernovae. La materia che resta collassa e raggiunge una tale densità che costringe gli elettroni a combinarsi con i protoni dando origine a neutroni: si forma una stella di neutroni di circa km di diametro ma di grande densità(una nocciola peserebbe 130 milioni di tonnellate) MASSA INIZIALE PIU DI 10 VOLTE QUELLA DEL SOLE Dopo la fase di supernovae il collasso gravitazionale costringe la materia ad una densità talmente elevata che si trasforma in un vortice che risucchia tutto ciò che si trova nelle vicinanze, compresa la luce: buco nero.

9 Riciclaggio Nelle trasformazioni termonucleari si formano elementi nuovi e quando una supenovae esplode la sua materia viene espulsa e si mescola a quella delle nebulose. Quando inizia il processo di nascita di una stella viene dunque usato materiale riciclato: questo spiega perché anche stelle ancora nella fase di maturità ( come il Sole) contengono elementi chimici pesanti. Si ritiene che le prime stelle erano costituite solo da H ed He, mentre quelle più vecchie possono usare anche elementi formatisi nella fucina di stelle ormai morte.

10 Evoluzione di una stella di tipo solare. 1. Fase di contrazione gravitazionale da una nube di gas interstellare, con un aumento progressivo della temperatura. 2. Si innescano le prime reazioni termonucleari nel nucleo. 3. Fase di combustione dell'idrogeno. Equilibrio tra forza gravitazionale e espansione: la stella si trova lungo la sequenza principale, dove trascorre la maggior parte della sua vita Bruciato circa il 15% dell'idrogeno, il nucleo si contrae e la temperatura aumenta, inizia la combustione dell'elio, andando a formare elementi via via più pesanti. La temperatura della superficie sale a circa °K si espande e sinraffredda. 6.La stella subisce probabilmente una o più esplosione del tipo novae espellendo materia e collassando gravitazionalmente. 7. La stella, esaurite tutte le fonti di combustibile, si contrae e diventa una nana bianca per poi spegnersi definitivamente diventanto una nana bruna 6 7


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