Vita, evoluzione e morte delle stelle: riassunto

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Dalla nascita allo spegnimento delle stelle attraverso un dettagliato procedimento evolutivo e termonucleare. Riassunto della vita, evoluzione e morte delle stelle (5 pagine formato doc)

VITA EVOLUZIONE E MORTE DELLE STELLE: RIASSUNTO

Astrofisica e Astrochimica.

Nascita, vita e morte delle stelle. La nascita di una stella avviene attraverso numerose fasi che coinvolgono non solo la temperatura e la densità superficiale, ma soprattutto la massa, da cui dipende prevalentemente lo sviluppo della stella. La condensazione delle polveri e dei gas interstellari comporta la formazione di una nebulosa interstellare, densa e corposa, contenete prevalentemente idrogeno (al 90%) l’elemento più leggero, elio e altri elementi pesanti in quantità minima. Aggregatisi e coagulatisi i suddetti gas e polveri, la nube incomincia un processo di compressione che avviene a causa dell’azione inevitabile della forza di gravità che tende a far implodere la nube.
Questo processo innesca inevitabilmente un meccanismo d’aumento della densità e d’accumulazione d’altro materiale interstellare che accresce la massa della stella in formazione. In tutto questo processo avviene la formazione di una protostella al centro della nube, ovvero di una massa gassosa più densa che lentamente si contrae e si riscalda.

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NASCITA VITA E MORTE DI UNA STELLA: RIASSUNTO

L’energia gravitazionale, formatasi durante la contrazione, viene convertita in calore che scalda l’involucro della protostella e che viene dissipato all’esterno. Per tale ragione la temperatura interna aumenta costantemente insieme alla densità e alla massa. Qualora la temperatura raggiunge i 10 milioni di Kelvin, allora nella protostella si innescano le prime reazioni termonucleari che trasformano 4 nuclei di H in 1 nucleo di He. Parte dell’energia prodotta da tale reazione viene dissipata all’esterno sottoforma di raggi gamma (γ), ovvero sottoforma di fotoni, la restante quantità riscalda il nocciolo creando una pressione rivolta verso l’esterno che riesce a contrastare l’azione della forza gravitazionale. Tale pressione è detta pressione di radiazione che tende ad espandere le masse. Se la protostella non riesce a raggiungere la temperatura sopra indicata e la sua massa non supera 0.5 masse solari, allora la  protostella non innesca le reazioni che portano un altro aumento di temperatura che generi la pressione di radiazione e la stella cessa di vivere.

Stelle: vita, evoluzione e morte

NASCITA DI UNA STELLA

Dopo la formazione della protostella, come già accennato in precedenza, la stella attraversa una relativa fase di stabilità che la vede collocarsi in una fascia di stelle, altrettanto simili e stabili, che vie definita sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell, un particolare diagramma che mette in relazione la temperatura e la luminosità assoluta (energia radiante totale emessa in un’unità di tempo definita e che dipende dalla superficie della stella e dalle radiazioni elettromagnetiche emesse). Terminata questa fase di stabilità le stelle escono dalla sequenza principale per poi evolversi in modi differenti a seconda della grandezza della massa. Infatti, le stelle di massa grande hanno un’evoluzione che va dalla nebulosa interstellare all’esplosione di una Supernova in buco nero o stella a neutroni, quelle di massa piccola giungono alla formazione di nane bianche.

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CICLO VITALE DI UNA STELLA: RIASSUNTO

Reazioni termonucleari. Ciclo protone-protone. Tutte le razioni termonucleari avvengono nel nocciolo della stella. In questo caso la massa del nocciolo è inferiore a 1.5 masse solari e la temperatura raggiunge i 15milioni di K.  Questa reazione consiste nel trasformare 4 nuclei di H in 1 nucleo di 42He. Due protoni di H sono fusi e avviene la formazione di un deuterio ovvero un nucleo contenente un protone e un neutrone, formatosi dalla trasformazione di uno dei due protoni. Questa fusione è conseguentemente accompagnata da una perdita di massa e d’energia: viene sprigionato un positrone e+, un neutrino e dei raggi gamma (γ), fotoni. Al deuterio viene aggiunto un altro protone d’ossigeno in modo da formare un altro nucleo contenente due protoni e un neutrone.

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