Evoluzione cosmica - stellare Colore e luminosità delle stelle evoluzione delle stelle sequenza principale

Luminosità in funzione di superficie emittente e temperatura : L = s T^4 * S = 4 pi*R^2 *s T^4 Contraendosi aumenta la temperatura e diminuisce la superficie emittente:varia la luminosità Espandendosi diminuisce la temperatura e aumenta la superficie emittente:varia la luminosità

La luminosità di una stella (nebulosa…) dipende fondamentalmente dalla ampiezza della superficie emittente ,dalla sua temperatura, dalla massa: il colore (spettro) dipende dalla temperatura superficiale (valori solo esemplificativi) Nana rossa, poco luminosa, 3000° Gigante rossa, molto luminosa, 3000° Gigante azzurra, molto luminosa, 20000° Nana azzurra,poco luminosa,20000°

Evoluzione stellare Inizia con il collasso di una nebulosa, massa gassosa (idrogeno-elio) con tracce di elementi sintetizzati in stelle più antiche:bassa temperatura e bassa luminosità:diventa più densa, calda, luminosa:compare una protostella avvolta da residuo gassoso

Evoluzione stellare Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nebulosa gassosa Nana nera Stella neutronica supernova Buco nero

Evoluzione stellare Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nebulosa gassosa Nana nera Stella neutronica supernova Buco nero

Inizio evoluzione da nebulosa a stella:da sistema stabile a instabile Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi derivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione: inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa

Inizio fusione nucleare Proseguendo la contrazione anche la temperatura e la luminosità aumentano: quando al centro della stella si raggiunge una temperatura di circa 10 milioni di gradi inizia la fusione che trasforma idrogeno in elio liberando energia:la stella mantiene un raggio più o meno costante:entra nella sequenza principale ove rimane per la maggior parte della sua esistenza

Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi derivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione: inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce una stella inizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio: la stella entra nella sequenza principale, zona di stabilità

Sequenza principale Quando termina la fusione dell’idrogeno del centro, riprende la contrazione al centro con espansione della parte periferica:la stella si espande e riduce la temperatura:diventa rossa ed esce dalla sequenza principale

Evoluzione: stella esce da sequenza principale Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi , uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa

La stella rossa diventa un gigante rossa: questa , in funzione della massa residua, si trasforma in una nebulosa planetaria, con nana bianca al centro, che può continuare a perdere energia e diventare una nana nera e scomparire

Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stella rossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria): la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera

La gigante rossa può invece, se possiede una grande massa, diventare una supergigante rossa e poi trasformarsi in una supernova che esplodendo può trasformarsi in una stella a neutroni o in un buco nero

La supergigante si trasforma in supernova: continua sintesi di elementi chimici: questa esplode originando una stella neutronica o un buco nero