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LEVOLUZIONE DELLE STELLE
Nei primi anni del 1900 due astronomi, il danese
Ejnar Hertzsprung e lo statunitense Henry Norris
Russell, introdussero, indipendentemente, un
diagramma bidimensionale che metteva in relazione
la luminosità e la temperatura di una stella.
Analizzando i dati ottenuti per le stelle
osservate si nota che la posizione di queste
stelle non risulta avere una distribuzione
casuale, ma si colloca in una fascia ben precisa,
detta SEQUENZA PRINCIPALE
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LEVOLUZIONE DELLE STELLE
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• Il diagramma mostra che
• Le stelle più calde sono anche le più luminose
• La luminosità è legata anche alla grandezza (
  legge di Stefan-Boltzman) Le stelle più calde
  hanno massa 50 volte quella del Sole e quelle più
  fredde sono 1/10 del sole
• Al di fuori della sequenza principale, in alto a
  destra, cè un gruppo di stelle che hanno la
  stessa temperatura di stelle rosse della sequenza
  principale, ma hanno una luminosità maggiore
  perché hanno una maggiore superficie radiante
  giganti e supergiganti rosse.
• - In basso, verso sinistra, cè un altro gruppo
  di stelle, calde come quelle della sequenza
  principale, ma meno luminose quindi più piccole
  nane bianche.

Va sottolineato che il diagramma H R non
rappresenta una traiettoria che la stella
percorre, ma ogni punto sul diagramma corrisponde
ad un momento della vita della stella
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Legge di Stefan . Boltzmann P s AeT4 P potenza
irradiata s costante di Boltzmann A are della
superficie radiante e coefficiente di emissione
che dipende dal materiale
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EVOLUZIONE DI UNA STELLA
Nascita
NEBULOSA addensamento di gas (oltre il 90 di H)
-In essa si innescano processi di contrazione,
probabilmente dovuti allonda durto causata
dallesplosione di una novae. -man mano che
aumenta la contrazione lenergia gravitazionale
(E. potenziale) si trasforma in E. cinetica che
fa aumentare la Temperatura dellammasso
PROTOSTELLA -La contrazione continua fino e la T.
aumenta fino a 15 milioni K. Si raggiunge così la
condizione alla quale si innescano le reazioni
termonucleari 4H He m m è il difetto
di massa in ogni reazione una piccola quantità
di massa (0,7) non si ritrova nellelio, ma si
trasforma in energia secondo la relazione E mc2
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Fase di stabilità
Il calore liberato tende a far espandere la
stella e ad un certo punto risulta essere uguale
e contrario alla forza gravitazionale che tende,
invece, a far contrarre la massa la stella entra
in una fase di equilibrio e vi rimane per la
maggior parte della sua vita. La ritroviamo nella
sequenza principale del diagramma di H R in un
punto che dipende dalla massa iniziale che ha
iniziato la contrazione.
Man mano che lH si trasforma in He esso, più
pesante dellH, migra verso linterno e si forma
così un nucleo di He molto più denso di quello
dellH originario ora inizia il collasso
gravitazionale del nucleo, la sua contrazione fa
aumentare la T fino a 100 milioni di K. Ora le
temperature così elevate innescano nuove reazioni
termonucleari che portano alla trasformazione di
He in C. Inoltre la T elevata fa espandere la
stella che si raffredda e diventa grande e rossa.
Se la massa iniziale è molto grande si innescano
altre reazioni termonucleari che portano alla
formazione di nuovi elementi chimici.
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Morte
Quando tutto il combustibile è consumato non cè
più la forza che bilancia la contrazione della
massa, così la forza gravitazionale prende il
sopravvento e la stella si avvia verso la morte
con modalità che dipendono dalla sua massa.
MASSA INIZIALE DI POCO INFERIORE A QUELLA DEL SOLE
La contrazione la fa diventare piccola e sempre
più fredda nana bianca.
MASSA INIZIALE COME QUELLA DEL SOLE
Finiscono come nana bianca, ma prima, a causa
della loro grandezza, quando hanno raggiunto lo
stadio di gigante rossa emettono parte dello
strato di gas più esterno dando origine ad una
nebulosa detta nebulosa planetaria, che in
seguito scompare e lascia una nana bianca.
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MASSA INIZIALE 10 VOLTE QUELLA DEL SOLE
Nel nucleo che si contrae le temperature arrivano
a miliardi di K ed è possibile linnesco di altre
reazioni termonucleari che portano alla
formazione di elementi via via più pesanti. Ma
infine anche reazioni terminano e, a causa della
loro grande massa, il collasso gravitazionale è
talmente violento che esplodono e lanciano nello
spazio la materia più esterna sono le
supernovae. La materia che resta collassa e
raggiunge una tale densità che costringe gli
elettroni a combinarsi con i protoni dando
origine a neutroni si forma una stella di
neutroni di circa 20-30 km di diametro ma di
grande densità(una nocciola peserebbe 130 milioni
di tonnellate)
MASSA INIZIALE PIU DI 10 VOLTE QUELLA DEL SOLE
Dopo la fase di supernovae il collasso
gravitazionale costringe la materia ad una
densità talmente elevata che si trasforma in un
vortice che risucchia tutto ciò che si trova
nelle vicinanze, compresa la luce buco nero.
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Riciclaggio
Nelle trasformazioni termonucleari si formano
elementi nuovi e quando una supenovae esplode la
sua materia viene espulsa e si mescola a quella
delle nebulose. Quando inizia il processo di
nascita di una stella viene dunque usato
materiale riciclato questo spiega perché anche
stelle ancora nella fase di maturità ( come il
Sole) contengono elementi chimici pesanti. Si
ritiene che le prime stelle erano costituite
solo da H ed He, mentre quelle più vecchie
possono usare anche elementi formatisi nella
fucina di stelle ormai morte.
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Evoluzione di una stella di tipo solare. 1. Fase
di contrazione gravitazionale da una nube di gas
interstellare, con un aumento progressivo della
temperatura.2. Si innescano le prime reazioni
termonucleari nel nucleo. 3. Fase di combustione
dell'idrogeno . Equilibrio tra forza
gravitazionale e espansione la stella si trova
lungo la sequenza principale, dove trascorre la
maggior parte della sua vita.4-5. Bruciato circa
il 15 dell'idrogeno, il nucleo si contrae e la
temperatura aumenta, inizia la combustione
dell'elio, andando a formare elementi via via più
pesanti. La temperatura della superficie sale a
circa 25.000K si espande e sinraffredda.6.La
stella subisce probabilmente una o più esplosione
del tipo novae espellendo materia e collassando
gravitazionalmente.7. La stella, esaurite tutte
le fonti di combustibile, si contrae e diventa
una nana bianca per poi spegnersi definitivamente
diventanto una nana bruna