Studiamo le stelle su modelli che si basano su due presupposn principali:

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1 - - 0 Introduzione. Le forze che agiscono nelle stelle. La stru9ura della materia (approfondimento) 3. Le reazioni di fusione nucleare Le fasi della vita di una stella: 4. La nascita delle stelle 5. Le stelle della sequenza principale 6. La fase di instabilità 7. La morte delle stelle 8. Le stelle modificano la composizione dell universo Studiamo le stelle su modelli che si basano su due presupposn principali: - La fonte di energia emessa da una stella è l energia nucleare: nel nocciolo ci sono le condizioni ada9e per lo sviluppo delle reazioni nucleari, nelle quali la massa si trasforma in energia. - Le condizioni ada9e vengono raggiunte grazie alla forza di a0razione gravitazionale: gli stran esterni esercitano una pressione sugli stran interni che tenderanno a collassare. Durante il collasso cresce la temperatura della nube.

2 - - 0 La materia è cosntuita da parncelle subatomiche: ADRONI: sono forman da QUARK (parncelle con massa molto piccola e carica ele9rica) e risentono di tu9e e qua/ro le forze fondamentali.. Protoni: quark UP + quark DOWN. Neutroni: quark DOWN + quark UP LEPTONI: parncelle che non sono formate da quark e che non risentono della forza f. Ele0roni. Neutrini: massa insignificante e carica nulla 3 Le qua5ro forza fondamentali alle quali possono essere ricondo9e tu9e le forze che si osservano in natura (in ordine di intensità decrescente): Agiscono mediante parjcelle- forza virtuali - FORZA NUCLEARE FORTE: scambiate dalle parncelle della materia agisce tra quark legandoli a formare p + e n impedisce al quark di uscire dall adrone in cui si trova GLUONI unisce p + e n all interno del nucleo - FORZA ELETTROMAGNETICA: Nene gli e - intorno al nucleo favorisce la formazione dei legami chimici forza a9ra[va e repulsiva impedisce agli atomi di compenetrarsi FOTONI 3- FORZA NUCLEARE DEBOLE: responsabile della radioa[vità spontanea 4- FORZA GRAVITAZIONALE: forza presente tra masse, fondamentale nell universo espressa dalla legge di Newton F = G x m x m / d è una forza addinva: più parncelle si aggregano, più cresce l intensità dell a9razione gravitazionale BOSONI GRAVITONI 4

3 - - 0 Reazioni dove due o più nuclei atomici si uniscono per formarne uno solo diverso dai primi due e più complesso Dife5o di massa..la massa perduta viene trasformata in energia! NB: non tu9e le reazioni di fusione producono energia: quelle che consumano nuclei con carica superiore a quella del Fe (Z=6) NON liberano energia. 5 Condizioni necessarie per lo sviluppo di una reazione di fusione nucleare: TEMPERATURA (0 milioni di K) e DENSITA, PRESSIONE elevanssime Due evenn ne conseguono: - La materia diventa PLASMA (quarto stato della materia). h9p:// - Alta temperatura = alta energia cinenca: la forza di repulsione tra le cariche posinve del nucleo viene vinta. L energia viene dissipata so9o forma di LUCE, CALORE, ma in parte riscalda la materia all interno della stella determinando una PRESSIONE DI RADIAZIONE verso l esterno che si oppone alla forza di gravità. 6 3

4 e + e + + ν + raggi γ Inizialmente fusione di in e e, successivamente, (Li, Be, B, C, N, O ecc.) fino al ferro nelle stelle di massa maggiore. Ciclo protone- protone: due fasi (vd.figura) e + e + Le stelle modificano la loro composizione chimica Riducono (di poco) la loro massa Le reazioni avvengono fino a quando vi sono i materiali reagenn e le condizioni di temperatura e pressione. (energia) 3 e (elio leggero) deuterio prozio (protone) 3 e 4 e e + 7 Nelle stelle con temperature del nucleo superiori a 5 milioni di kelvin avviene il ciclo carbonio- azoto- ossigeno (CNO): START 8 4

5 - - 0 Le stelle nascono a gruppi di cennnaia o migliaia in seguito al collasso gravitazionale che avviene in una nebulosa oscura, nube di gas e polveri più densa della materia interstellare, alla temperatura di qualche kelvin (0K). La Testa di Cavallo è una nebulosa oscura, formata da gas e polveri che assorbono la luce proveniente dalla retrostante nebulosa a emissione, composta invece da gas che viene ionizzato dalle giovani stelle che vi si trovano. 9 9 Le stelle nascono dal collasso gravitazionale di una nube (nebulosa) di gas (prevalentemente idrogeno). Il collasso avviene quando l a0razione gravitazionale, (che cresce con la massa) supera la pressione termica, che cresce con la temperatura e quindi con l energia cinenca delle molecole (teoria cinenca). Il collasso gravitazionale porta alla formazione di centri di aggregazione: i globuli. Durante la contrazione la densità e la temperatura della nube aumenta Nebulosa Rose9a sede di formazione stellare. In anni i globuli diminuiscono di 000 volte le loro dimensioni e al loro interno la temperatura sale a circa K: inizia la fase di protostella. 0 5

6 - - 0 Non è considerata una vera e propria stella perché ha una temperatura (cennnaia di gradi Kelvin) insufficiente per iniziare la fusione nucleare Poco luminosa Eme9e onde infrarosse Nel Diagramma - R sono in basso a destra Durante il collasso cresce la temperatura della nube fino a rendere possibili le reazioni nucleari di fusione dell idrogeno in elio (0 milioni di K). La stella inizia la sua vita nella sequenza principale. La durata della fase prestellare è inversamente proporzionale alla massa della protostella: massa grande = processo più veloce. Ge[ di gas lungo l asse di rotazione Nella fase di protostella la temperatura connnua a salire per il collasso del materiale che si è disposto su un disco. Se la massa è inferiore a 0,08 m S, non si innesca la fusione dell idrogeno e si ha una nana bruna. 6

7 La posizione e il tempo di permanenza nella sequenza principale dipendono dalla massa della stella: stelle con massa maggiore sono più luminose e calde, consumano più velocemente l (per contrastare la forte contrazione gravitazionale) e la loro permanenza nella sequenza principale è più breve. Nelle stelle con massa maggiore, la temperatura del nucleo supera i 8 milioni di kelvin e i processi di fusione, come il ciclo C- N- O, accelerano il consumo dell idrogeno del nucleo. Quando quasi tu9o l del nocciolo è trasformato in e, le reazioni si arrestano e vengno a mancare le condizioni che mantengono la stella in equilibrio. 4 7

8 - - 0 La vita delle stelle sul Diagramma - R: un esempio Le posizioni che verrebbero occupate nel diagramma - R da una stella, di massa simile a quella del Sole, durante la sua vita 5 8