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  • Successivamente, a seconda della loro massa iniziale, le stelle evolvono in specifice fasi successive Nel corso dellevoluzione stellare avvengono dei cambiamenti, anche drastici, delle caratteristiche fisiche delle stelle Le stelle trascorrono la maggior parte (70%) della loro esistenza sulla Main Sequence (MS)
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  • NEBULOSA DI ORIONE La nascita di una stella evento che si verifica continuamente nelluniverso. La sua gestazione avviene in un grembo celeste che la nebulosa: un insieme rarefatto di gas (H, He, poche quantit di O, N, C) e polvere interstellare (particelle di elementi pi pesanti, CO, ecc.). Lestensione di una nebulosa si pu aggirare anche attorno al centinaio di anni luce. La sua temperatura media intorno ai 3 K.
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  • NEBULOSE Per cause non ancora del tutto chiarite (per invasione della nebulosa da parte di microframmenti proiettati da una supernova o per semplice disturbo della sua esplosione o per disomogeneit naturale nella densit della nebulosa), in diverse zone della nebulosa si formano addensamenti di materia: i globuli di bok (temperatura di circa 10 K)
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  • I globuli di bok si comportano come centri di attrazione per le particelle delle zone circostanti. In questo modo aumentano gradualmente di massa, densit e volume fino a divenire nuclei di collasso gravitazionale sui quali precipitano non solo particelle pi lontane, ma anche altri globuli di bok pi piccoli. Il nucleo di collasso viene compresso per gravit aumentando velocemente di densit e di temperatura Se viene raggiunta la densit di 100.000 atomi per cm 3, la temperatura interna arriver a 2000/3000 K. In questo caso si forma una protostella. Essa emette sue radiazioni nella frequenza degli infrarossi.
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  • LA PROTOSTELLA Rappresentazione artistica di una protostella Le protostelle di massa simile a quella del sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi ad una stella di sequenza principale. Protostelle di 15 masse solari ne impiegano solo 100.000 anni.
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  • La protostella continua a catturare e accumulare materia verso il suo centro, che si comprime e si scalda sempre di pi. Laumento di temperatura, per la legge dei gas, ne provocher lespansione e il successivo raffreddamento. Laccumulo di altra materia, porter nuovamante la protostella a contrarsi e surriscaldarsi con successiva espansione. Sin quando ci sar materia da attrarre la sequenza delle fasi precedenti si ripeter ciclicamente ( contrazione surriscaldamento espansione raffreddamento contrazione . ). Occorre tuttavia precisare che, a causa dellaumento totale della massa, i valori medi di pressione e temperatura tenderanno comunque ad aumentare. Se, nel ncciolo, si arriver a 300/500 miliardi di atmosfera e 10/15 milioni di Kelvin, verr raggiunto lo stato fisico di Plasma e si innescher la termofusione nucleare dellidrogeno. Nasce, cos, una.. stella Plasma= stato fisico della materia in cui nuclei ed elettroni, a causa dellelevata agitazione termica, sono indipendenti e in continuo movimento caotico
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  • Reazione protone-protone
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  • Linizio della fusione nucleare un evento estremamente violento: immaginate svariati miliardi di bombe nucleari esplodere contemporaneamente. per effetto di questa prima esplosione parte del materiale gassoso degli strati pi esterni viene proiettato via e mai pi recuperato (fase beta-Tauri vento stellare). Le parti pi interne subiscono una rapida espansione mantenendo, comunque, una certa compattezza. A causa dellespansione, le parti interne si raffreddano, le reazioni nucleari diminuiscono di intensit e, conseguentemente, anche la forza di espansione. Quando tale forza pari a quella gravitazionale (che, invece, tende a comprimere la materia stellare) la stella si stabilizza mantenendo la dimensione raggiunta ottimali. In questo momento, quindi, la stella entra nella sequenza principale del diagramma H-R
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  • Le stelle trascorrono circa il 70% della propria esistenza in questa fase di stabilit mantenuta dallequilibrio tra due pressioni opposte: Pressione gravitazionale (che spinge al collasso) e Pressione di radiazione (che spinge allespansione) dovuta alle reazioni di fusione nucleare
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  • Supergigante rossa Le stelle pi grandi consumano il proprio "carburante" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente pi breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni). Questo perch, per contrastare la grande forza di contrazione gravitazionale, devono intensificare le reazioni di fusione. In base alla loro massa si disporranno in un punto preciso delle sequenza principale. Maggiore la massa, pi in alto e pi a sinistra si ritroveranno.
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  • La sequenza principale termina quando il 70% circa di l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste.
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  • Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,4 masse, dopo la sequenza principale, terminato lidrogeno, entrano direttamente nella fase finale.
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  • Le stelle di massa compresa tra 0,4 e 2 masse solari dopo una fase di instabilit, si contraggono, si surriscaldano a tal punto da raggiungere, nel ncciolo, temperature e pressioni ideali per linnesco della fusione dellelio in carbonio. Inizia una nuova esplosione, pi violenta della prima, che proietter gli strati pi esterni al di fuori della stella, trasformandoli in nebulosa planetaria ed espander quelli pi interni in modo tale da ingigantire le proprie dimensioni originarie (stella Gigante). Gli strati pi esterni, in seguito a questa espansione si raffreddano tanto da far scendere la temperatura superficiale fino ai 3000 K (Gigante rossa).
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  • Alcune stelle con massa leggermente superiore a 2 masse solari (circa 2,5 Soli) riescono a innescare anche la fusione di una parte del carbonio in ossigeno, neon e magnesio Temperatura pi elevata gigante blu.
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  • Una supergigante fatta a strati di materiali La maggior parte delle stelle con massa da 2 a 8 So, dopo la fase di gigante rossa, esaurita la maggior parte di elio, si contrarranno fino a raggiungere pressioni e temperature ideali per la fusione del carbonio (800 milioni di K). La nuova esplosione superviolenta, spazzer gli strati esterni come nebulosa planetaria ed espander quelli interni divenendo Super Gigante Rossa.
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  • Stelle di massa superiore a 8 soli attraverseranno pi fasi cicliche di supergigante rossa, ma ad ogni fase si avr una fusione di nuclei sempre pi pesanti. Lultima fusione possibile, comunque, quella che porta la formazione del ferro.
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  • Stelle con masse tra 0,08 ed 8 M Alcune nane bianche fotografate da HST nell'ammasso globulare NGC 6397 Una stella con massa comprese tra 0,08 ed 8 masse solari si trasforma in una nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole con una massa minore o uguale al limite di Chandrasekhar (1,44 masse solari). Una nana bianca possiede una temperatura superficiale piuttosto elevata, ma destinata solo a raffreddarsi nana nera (Modello teorico) - Tra 0,08 e 0,4 masse solari direttamente a nana - Tra 0,4 ed 8 masse solari gigante ( supergigante) nebulosa planetaria + nana bianca.
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  • La trasformazione in nana bianca si ha in quanto non si riescono a raggiungere pi condizioni di ulteriori fusioni nucleari, per cui la stella pu solo essere soggetta a pressione gravitazionale che ne provoca il collasso. Tuttavia, tale collasso (contrazione) ad un certo punto si blocca. Tale fatto implica linsorgenza di una nuova pressione uguale e contraria a quella gravitazionale. Teorie attuali, infatti, ritengono che sotto forti pressioni, gli elettroni, pur in forte agitazione termica, vengano costretti a disporsi in modo molto stretto attorno al nucleo, senza rispettare il principio di esclusione di Pauli, formando una sorta di guscio impenetrabile. Tale situazione elettronica strana viene indicata, per comprensibile ragione, stato o materia degenere. E proprio tale guscio elettronico a opporsi allulteriore collasso, contrapponendo alla pressione gravitazionale una pressione degenere Ancora sulla nana bianca Una nova (al plurale novae o nove) un'enorme esplosione nucleare causata dall'accumulo di idrogeno sulla superficie di una nana bianca, che fa s che la stella diventi, per qualche giorno, molto pi luminosa del solito. Il termine Nova dovuta al fatto che, in antichit, quando le nane bianche non potevano essere viste e, quindi, non se ne sospettava nemmeno lesistenza, il fenomeno in questione veniva interpretrato come la nascita di una nuova stella.
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  • Supernovae Una stella con massa superiore agli 8 soli, dopo le fasi di gigante e supergigante rossa, a causa dellelevata contrazione finale, termina la sua vita in modo drammatico, con una enorme esplosione, grazie alla quale spazza via tutti gli strati gassosi ad eccezione del ncciolo. La sua luminosit, per qualche mese, raggiunge valori altissimi e pu essere scambiata come la nascita di una nuova stella. Fenomemeni collegati - Durante questa esplosione, data lenorme energia contenuta, avvengono numerosissime e intensissime fusioni nucleari con formazione di tutti gli elementi conosciuti e