L'evoluzione delle stelle: Supernove, buchi neri, giganti rosse (17 pagine formato doc)

VOTO: 5 Appunto inviato da bettabigi

L'EVOLUZIONE DELLE STELLE L'EVOLUZIONE DELLE STELLE Dopo la sua formazione, la stella diventa stabile quando incomincia a produrre energia attraverso la fusione nucleare. Si stabilisce un equilibrio idrostatico al suo interno (cioe' la pressione degli strati esterni uguaglia quella della radiazione prodotta all'interno) e un bilancio energetico (l'energia prodotta uguaglia quella irradiata). Affinche' la stella raggiunga una temperatura centrale di 10 milioni di gradi, quella necessaria per la fusione del'idrogeno in elio, sono necessarie alcune decine di milioni di anni. Tutte le stelle iniziano la propria vita bruciando idrogeno nel nucleo e trasformandolo in elio, ma la loro evoluzione successiva dipende dalla loro massa iniziale, quella che possiedono al momento della nascita. Piu' grande e' la massa della stella, maggiore e' la temperatura centrale che questa e' in grado di raggiungere contraendosi. La fusione dei nuclei atomici richiede una temperatura tanto maggiore quanto piu' essi sono pesanti, quindi solo nelle stelle piu' massicce possono essere sintetizzati gli elementi pesanti. Infine, maggiore e' la temperatura e piu' rapido e' il processo di fusione. Via via che una stella esaurisce un combustibile e incomincia la fusione di un elemento piu' pesante, il processo accelera sempre di piu'. La stella rimane stabile per tutta la durata di questa fase, che puo' variare, secondo la sua massa, da pochi milioni a svariati miliardi di anni. Quando l'idrogeno sta per essere esaurito nel nucleo, l'equilibrio idrostatico che si era stabilito viene a mancare, perche' l'energia prodotta dalla fusione non e' sufficiente a controbilanciare la pressione degli strati esterni della stella. Di conseguenza, il nucleo incomincia a contrarsi e a riscaldarsi, in modo da accelerare la fusione dell'idrogeno restante e dare il via alla fusione di elio in carbonio. Questo produce un sovrariscaldamento della stella, che deve contemporaneamente espandere gli strati piu' esterni per dissipare l'energia in eccesso. La temperatura superficiale della stella diminuisce, e di conseguenza il suo colore si fa via via piu' rosso, mentre la luminosita' complessiva aumenta, dato che la superficie emittente e' aumentata con l'espansione. La stella diventa cioe' una gigante rossa, una stella piu' fredda e piu' luminosa rispetto alle stelle di sequenza principale.Contemporaneamente, la stella comincia a perdere massa, attraverso l'espulsione di parte dei suoi strati piu' esterni. La massa perduta alla fine di questa fase puo' essere anche una frazione significativa della massa iniziale della stella. Quando la temperatura centrale della stella ha raggiunto i 100 milioni di gradi, i nuclei di elio incominciano a fondersi a tre per volta per formare un nucleo di carbonio. Se la stella ha una massa inferiore a circa due volte la massa del Sole, la sua evoluzione attiva termina qui. Le stelle piu' piccole, infatti, sono piu' compatte di quelle grandi e, nel loro nucleo, il gas e' Continua »

vedi tutti gli appunti di scienze »
Carica un appunto Home Appunti