Bruciamento e Nucleosintesi (Evoluzione Stellare Parte III)

1. Bruciamento e Nucleosintesi(Evoluzione Stellare Parte III)

2. Fase Termonucleare • La contrazione della protostella continua fino all’innesco delle fase termonucleare; la protostella diventa una stella. • Il vento stellare soffia via lo strato di polveri che la circondano e la neostella emette luce propria. • L’energia è prodotta a spese della massa: nella fusione di più nuclei, la massa finale è leggermente minore rispetto alla somma delle masse di partenza. • La massa che viene persa nel processo e' quella che si trasforma in energia secondo la legge:

3. Neostelle in Sequenza Principale Stelle in età zero nella Nebulosa di Orione. La definizione di “età zero” si riferisce al momento in cui la protostella entra nella fase termonucleare diventando luminosa. Da quell’istante la stella inizia a percorrere il ramo principale del diagramma di Hertzsprung-Russell.

4. Cosa Sono le Stelle • Una stella è una sfera autogravitante di gas caldissimo, principalmente idrogeno ed elio, che produce energia attraverso un processo di fusione nucleare e la riemette sotto forma di radiazione. • Le stelle costituiscono la componente visibile principale delle galassie: agglomerati di miliardi di stelle e di nubi di gas e polvere.

5. Limiti di Massa Stellare 0,08 M(o) < M < 110 ± 10 M(o) 1) per valori inferiori non si innescano le reazioni termonucleari. 2) Per masse superiori la stella è gravitazionalmente instabile perché l’energia prodotta non è sufficiente a sostenerne la gravità.

6. Equilibrio Stellare • La struttura stellare è stratificata. Ogni strato possiede un valore di temperatura, di densità e di pressione. • I valori aumentano andando dalla superficie verso il centro. • Ogni strato della stella si trova in equilibrio tra forza di gravità, degli strati esterni e pressione di radiazione prodotta nel nucleo della stella. • Durante la vita, l’equilibrio è mantenuto attraverso meccanismi di autoregolazione. 

7. Fusione Nucleare • La fusione di due nuclei di H1 avviene quando l’energia è abbastanza alta perché possano vincere la loro mutua repulsione elettromagnetica (1.6 1010 °K). • Le reazioni di fusione nucleare richiedono: • una sufficiente abbondanza dell'elemento combustibile • una temperatura abbastanza alta per vincere la repulsione dei nuclei.  • Ogni nucleo di elemento chimico richiede una diversa temperatura per la fusione: tanto più pesante è il nucleo quanto più alta deve essere la temperatura richiesta. 

8. Ciclo dell’Idrogeno • La più semplice reazione nucleare che avviene all'interno di una stella è la fusione dell’idrogeno: quattro nuclei di idrogeno mediante un ciclo di sintesi nucleare, vengono fusi in un nucleo di elio. La differenza di massa viene convertita in energia. Questa reazione, per effetto “tunnel” avviene a temperatura più bassa di quella di soglia 107 °K anziché 1010 °K e sostenta la luminosità della stella per la maggior parte della sua vita.

9. Autoregolazione della Combustione • Se la produzione di energia nel centro diminuisce, la stella si contrae, la temperatura interna cresce e le reazioni di fusione accelerano. La stella diventa più calda ed emette con maggiore intensità radiazione di lunghezza d’onda inferiore (UV non visibili). • Se l’energia prodotta è eccessiva, la stella si espande aumentando la superficie dalla quale può dissiparla. L’espansione fa decrescere al centro della stella pressione e temperatura rallentando le reazioni di fusione. La stella diventa più luminosa nel visibile perché aumenta la superficie emittente irradiando dagli strati esterni freddi con lunghezza d’onda più grande.

10. Nucleosintesi • Quando l’idrogeno nel nucleo comincia ad esaurirsi, la produzione di energia cala; la stella inizia a collassare aumentando la sua temperatura interna e innescando la fusione di un combustibile più pesante ristabilendo l’equilibrio. • Dopo l’H, la stella innesca la fusione dell’He. Tre nuclei di elio si uniscono per formare un nucleo di carbonio rilasciando energia. • Dopo l’elio, il carbonio si fonde per formare elementi sempre più pesanti: O, Ne, Mg, Si, Z, Ar, … eccetera.

11. Le Nuove Generazioni • A partire dall’H, nelle stelle vengono sintetizzati tutti gli elementi. • Una parte della materia sintetizzata è iniettata nello spazio interstellare mediante processi lenti e continui come il vento stellare o fenomeni esplosivi (nebulose planetarie, supernovae); • Il gas forma le nubi, quindi delle nuove stelle ed eventualmente dei pianeti. • Le stelle che si formano da questo gas hanno una composizione chimica diversa da quelle che si formano da gas di H e He non arricchito con elementi pesanti.

12. La Classificazione • Sulla base di questa differenza le stelle si classificano in due gruppi: • “stelle di prima generazione“: stelle dipopolazione II; • “stelle di generazioni successive” formatesi da gas arricchito con elementi pesanti: stelle dipopolazione I. 

13. Emissione Neutrinica • Durante una reazione di fusione termonucleare, la differenza tra le masse iniziali e finale viene convertita in neutrini e in radiazione. I neutrini hanno una bassissima sezione d’urto con la materia, perciò sfuggono facilmente dalla stella disperdendosi nello spazio (circa 2% della massa). In ogni secondo, la Terra è investita da un flusso di 107 neutrini solari per cm2 s . • I neutrini sono un sistema efficiente per dissipare energia durante le fasi di collasso.

14. Emissione Elettromagnetica • La radiazione elettromagnetica (REM) si propaga in “pacchetti” di fotoni dal centro verso l’esterno, subendo assorbimenti e riemissioni da parte della materia prima di essere emessi dalla stella. • Il processo dura alcuni milioni di anni. • Il cammino dei fotoni diventa così lento che l’energia deve trovare un altro mezzo per fluire all’esterno: si sviluppano dei moti convettivi nel gas. Bolle di gas caldo che si muovono verso l’esterno raffreddandosi e facendo da veicolo per l’energia che se restasse intrappolata all’interno renderebbe instabile la stella.

15. Temperatura di Colore • La REM in equilibrio con il gas della stella è emessa con caratteristiche di radiazione di corpo nero (RCN). • La frequenza è tanto maggiore quanto più alta è la temperatura negli strati superficiali della stella. • In accordo con la RCN, la stella emette a tutte le lunghezze d’onda con intensità diverse; la lunghezza d’onda con massima intensità caratterizza il “colore” della stella,  è tanto più corta quanto più caldo è l’astro:  • Legge di Wien: il rapporto tra temperatura superficiale Tc e la frequenza corrispondente al massimo di intensità è costante:

16. Spettri di Colore

17. Vega La diffrazione evidenzia le componenti cromatiche principali 7500-11000 °K (Blu)

18. Caratteristiche della Stella • Le proprietà caratteristiche di una stella sono: • Massa • Raggio • Temperatura superficiale (colore) • Luminosità (magnitudine)