L’evoluzione delle stelle

Come nasce una stella Le stelle sono nate dalla contrazione di nubi di gas e polveri per l’attrazione gravitazionale esercitata tra i materiali Durante la contrazione la densità e la temperatura della nube aumenta Si formano protostelle

Protostella Non è considerata una vera e propria stella perché ha una temperatura (centinaia di gradi Kelvin) insufficiente per iniziare la fusione nucleare Poco luminosa Emette onde infrarosse La durata di questa fase è inversamente proporzionale alla massa della protostella

Fusione nucleare Nelle stelle con temperatura compresa nell’ordine di 10 milioni di kelvin si ha la reazione protone-protone:

CICLO PROTONE-PROTONE e+ v mStella <1,5 mSole T< 20 106 K 4 11H 42He + 2e+ + 2v + raggi gamma DIFETTO DI MASSA = 0,7% (liberato sotto forma di raggi γ)

Nelle stelle con temperature del nucleo superiori a 15 milioni di kelvin avviene il ciclo carbonio-azoto-ossigeno (CNO):

Nelle giganti rosse l’elio 4He si lega con gli elementi prodotti per formare materiali più pesanti come 12C, 16O, 20Ne, fino ad arrivare al Ferro, a questo punto la stella non produce più energia ma la consuma

Fase di stabilità Dopo aver raggiunto una temperatura interna nell’ordine di milioni di Kelvin, inizia la fusione nucleare dell’idrogeno La fusione produce molta energia che si trasferisce agli strati più esterni, facendoli espandere Quando la forza di espansione e di contrazione si eguagliano, la stella entra nella fase di stabilità

Le stelle con una massa pari a 10 volte quella del sole sono più luminose e calde (15 milioni di Kelvin nel nucleo), ma vivono solamente pochi milioni di anni, utilizzano il ciclo di fusione del carbonio-azoto-ossigeno (CNO)  sono stelle più luminose e calde, posizionate in alto a sx nel diagramma HR Le stelle con massa simile o inferiore a quella solare hanno una temperatura intorno ai 10 milioni di Kelvin, in esse prevale la reazione protone-protone e vivono miliardi di anni  sono stelle meno luminose e meno calde, posizionate in basso a dx nel diagramma HR

Fasi finali della vita La stella entra nella fase finale quando finisce l’idrogeno nel nucleo, quindi termina anche la produzione di energia Per l’assenza di energia, la stella inizia a contrarsi per la forza gravitazionale, aumentando di temperatura

Stelle con una massa inferiore a 0,5 masse solari L’aumento di T dovuto al collasso gravitazionale non è sufficiente per una nuova fusione Aumenta la densità della stella La stella diventa una nana bianca per poi spegnersi lentamente e diventare una nana nera

NANA BIANCA È un corpo celeste piccolo, denso, caldo Densità nell’ordine di 109 kg/m3 T superficiale > 20000-30000 K  elevata luminosità materia allo stato degenere  nuclei separati dagli elettroni  si genera una pressione degenere che sostiene la stella che non si contrae più destino delle nane bianche  progressivo raffreddamento  nana nera Ammasso globulare M4 nella costellazione dello Scorpione. Nei cerchietti sono evidenziate delle stelle nane - Foto di Hubble nel 1995

Stelle di massa superiore a 0,5 masse solari Il nucleo della stella raggiunge i 100 milioni di kelvin Nel nucleo si ha la fusione dell’elio che produce carbonio 34He 12C Esternamente al nucleo si ha la fusione con il ciclo CNO, il volume della stella aumenta fino a diventare una gigante rossa

EVOLUZIONE DELLE GIGANTI ROSSE Supernovae m > 8 m Sole DIPENDE DALLA MASSA m < 2 m Sole m > 2 m Sole Supergigante rossa nocciolo a involucri concentrici formazione di elementi pesanti (fino al Fe) m < 8 m Sole Nana bianca Non può avere una massa >1,44 m Sole (limite di Chandraseckar) Espellono gli strati più esterni: Nebulosa planetaria

Stelle di massa inferiore a 8 masse solari La stella non raggiunge la temperatura necessaria per la fusione del carbonio Diventa una nebulosa planetaria Il sistema espelle gli strati più esterni costituiti da idrogeno, carbonio e azoto La massa rimanente al centro diventa prima una nana bianca, poi una nana nera

Stella di massa superiore a 8 masse solari Con la fusione produce materiali sempre più pesanti (zolfo, silicio, magnesio,ferro…) che raccoglie in gusci di diversa densità Con la produzione del ferro, la stella consuma energia La stella esplode e diventa una supernova

Supernova Luminosità aumenta sino a un miliardo di volte Parte del materiale stellare disperso genera una nebulosa residuale Parte genera un’onda d’urto che può favorire la formazione di nuove stelle Il nucleo della stella implode e si trasforma in una stella di neutroni (se la m è compresa tra 1,44 e 3 m Sole) o in un buco nero (se la m è maggiore di 3 m Sole)

Nucleo di massa inferiore a 3 masse solari Si trasforma in una stella di neutroni con densità nell’ordine di 1017 kg/m3 Una stella di neutroni è una stella dove tutti i protoni e gli elettroni si fondono per diventare neutroni che esercitano una P tanto elevata da impedire un ulteriore collasso E’ detta anche pulsar (pulsating radio source) perché emette onde radio e raggi X con variazione ritmiche Immagine ai raggi X della nebulosa del Granchio, con al centro una pulsar

Nucleo di massa superiore a 3 masse solari Continua la contrazione gravitazionale fino a una densità tale da creare un buco nero

Buchi neri Sono dei corpi estremamente densi che creano un “foro” nel tessuto spazio-temporale All’interno di questo “foro” l’attrazione gravitazionale è talmente elevata che attira al suo interno sia corpi che radiazioni

Com’è fatto un buco nero? La risposta forse si trova a circa 6 mila anni luce dalla Terra, nella costellazione del Cigno. È qui che si nasconde Cygnus X-1, una delle più potenti sorgenti di raggi X conosciuta finora. Questo ultracompatto oggetto celeste, che ha una massa che è quasi 9 volte quella del Sole e cambia continuamente luminosità. Cygnus X-1 fa parte di un sistema che comprende anche una stella supergigante chiamata HDE 226868, la cui superficie è completamente deformata dalla gravità del suo supermassivo “compare”.  In quest’illustrazione artistica è ben visibile Cygnus X-1, sulla destra, che con la sua attrazione gravitazionale “risucchia” polveri e gas prodotti dalla stella (a sinistra).