La vita delle Stelle.

Presentazione sul tema: "La vita delle Stelle."— Transcript della presentazione:

1 La vita delle Stelle

2 Anche le Stelle nascono, crescono e muoiono
nebulosa (H, He) protostella fase stabile gigante rossa (He) massa  sole massa molto  sole massa  3v. sole nebulosa planetaria supernova supernova buco nero nana bianca stella di neutroni

3 All’interno di nebulose se si innescano moti turbolenti, polveri e gas si avvicinano e si aggregano causando un aumento di temperatura. Ha origine una protostella

4 Dott. Diego Tasselli - GAE - Web Site:www.astrofili.it

5 La nebulosa viene compressa dal gas disperso da una stella esplosa
Future stelle La nebulosa viene compressa dal gas disperso da una stella esplosa

6 EGGS (Globuli Gassosi Evaporanti ) in M16

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8 Nel nucleo della protostella in rotazione, la temperatura sale fino a raggiungere i 10 milioni di gradi. In quel momento inizia il processo di fusione nucleare e la stella si “ accende ” L’ enorme energia generata permette alla protostella di splendere e di contrastare la forza di gravità che tende a comprimerla.

9 Adesso accendiamo la stella (ad esempio il Sole)
nucleo 4 atomi di idrogeno si uniscono per formare 1 atomo di elio e produrre energia Fusione nucleare H He

10 Le due forze ( la pressione di radiazione nucleare e la forza di gravità ) si bilanciano e la stella “brilla” per tanto tempo.

11 Le stelle si trovano per il 70% della loro vita nella sequenza principale del Diagramma HR
( Hertzsprung – Russell )

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13 Nel diagramma H-R a sinistra in alto troviamo stelle giovani, mentre a mano a mano che scendiamo lungo la sequenza principale troviamo le stelle più vecchie che stanno per terminare il loro combustibile, alcune di queste finiranno per diventare delle Giganti o Super Giganti Rosse altre diventeranno nane bianche altre buchi neri questo dipende dalla massa iniziale delle stelle. Tutte le stelle nelle quali è in atto la trasformazione di Idrogeno in Elio nel nucleo appartengono alla sequenza principale del diagramma H-R. Tale trasformazione porta uno squilibrio di volume e massa stellare e questi elementi critici portano la stella fuori della sequenza principale.

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15 Quando quasi tutto l'idrogeno è ormai consumato e l’elio si è accumulato nel nucleo della stella, la gravità non più controbilanciata, fa contrarre in nucleo. Esso raggiunge 100 milioni di gradi e si innescano nuove reazioni termonucleari, che trasformano l'elio in carbonio. L’involucro gassoso esterno si espande fino ad una nuova stabilità La stella appare come una gigante rossa.

16 La stella (Sole) vive in queste condizioni stabili per circa 10 miliardi di anni producendo luce, calore, ecc., fino a che il nucleo non si trasforma tutto in elio ed il motore si spegne. Senza più pressione verso l’esterno la gravità comprime il nucleo che comincia a scaldarsi sempre di più

17 La temperatura cresce fino a che un guscio di idrogeno attorno al nucleo innesca la fusione in elio.
La temperatura aumenta ancora e gli strati esterni della stella si dilatano raffreddandosi. La stella si trasforma in una gigante rossa anche 100 volte più grande del Sole. La temperatura nel nucleo innesca la fusione di elio in carbonio

18 Quando il Sole sarà diventato una Gigante Rossa arriverà quasi a toccare l’orbita della Terra

19 massa  sole massa molto  sole massa  10v. sole gigante rossa (He)
nebulosa (H, He) protostella fase stabile gigante rossa (He) massa  sole massa molto  sole massa  10v. sole nebulosa planetaria supernova supernova buco nero nana bianca stella di neutroni

20 Stelle con massa iniziale come quella del Sole
Espellono gli strati più esterni originando nubi di gas chiamate nebulose planetarie La parte centrale gradualmente rimpicciolisce fino diventando una nana bianca destinata a raffreddarsi lentamente .

21 Stelle con massa iniziale 10 volte superiore a quella del Sole
All'esaurirsi del combustibile nucleare, il collasso gravitazionale è così vasto che si ha una esplosione che disintegra la stella, si forma una supernova.

22 Nel materiale rimasto elettroni e protoni si fondono a formare neutroni. Ora la stella (20 o 30 km di diametro) si è trasformata in stella a neutroni

23 Stelle con massa iniziale 30-50 volte superiore a quella del Sole
Prosegue oltre lo stadio di stella a neutroni e si forma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso. Si forma una sorta di vortice oscuro capace di attirare entro di sé e di far scomparire qualunque corpo o particella entri nel suo raggio d'azione: neanche le radiazioni, compresa la luce, potrebbero uscirne. Per cui è molto appropriato il nome di buco nero.

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