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EVOLUZIONE STELLARE
La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a
quella dell'intero universo, configurabile nella teoria, attualmente
la piu' accreditata, del Big-Bang.
Infatti come abbiamo detto per il sistema solare, ed in particolar
modo per il Sole, esse probabilmente si sono formate e continuano a
formarsi a partire da materiale interstellare, ricco di polveri e
gas, che vaga per lo spazio galattico.
Spesso esso si addensa in fitte nubi, come quelle che occupano il
piano equatoriale della galassia e che comunemente vengono chiamate
nubi oscure. Così al loro interno la materia inizierà a
raggrupparsi, per effetto delle reciproche interazioni
gravitazionali fra le particelle, in globuli, detti comunemente globuli
di Bok, che
costituiscono dei veri e propri embrioni stellari.
Ognuno di essi a sua volta accumulerà sempre piu' materia, in modo
tale da far crescere anche le forze gravitazionali che di
conseguenza contrarranno sempre piu' gli strati interni della
protostella, facendone aumentare la temperatura e la densità.
Quando la temperatura avrà raggiunto i milioni di gradi si
innescheranno allora le reazioni termonucleari, che provocando una
pressione interna capace di controbilanciare la contrazione,
creeranno uno stato di equilibrio con l'avvio del processo di
nucleosintesi, nel quale gli atomi di idrogeno si fondono in atomi
di elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia.
nuove
formazioni stellari
foto NASA - Hubble Heritage Team (STScI)
Tutto
questo avviene nell'arco di milioni di anni in maniera piu'
o meno veloce a seconda della massa iniziale della nube sino
ad arrivare ad un punto, definito sequenza principale, che
rappresenta la fase centrale e di maggior attività di ogni
stella.
La neostella permarrà in questa fase per un tempo
dipendente dalla propria massa. Infatti tanto piu' sarà la
massa stellare, tanto piu' essa brillerà di splendore,
bruciando però piu' velocemente le proprie risorse
energetiche. Di conseguenza le stelle massiccie avranno una
vita inferiore rispetto a quelle di dimensioni minori.
Inizia inoltre un meccanismo di autoregolazione
dell'attività stellare che permette ad ogni stella di
dosare le proprie risorse energetiche.
In pratica ad ogni abbassamento di temperatura,
corrisponderà una contrazione del corpo stellare che la
farà risalire ai valori normali. Viceversa ad ogni aumento
di essa corrisponderà una dilatazione che la farà
ridiscendere.
Successivamente quando inizierà ad esaurirsi il
combustibile nucleare, ossia quando tutto l'idrogeno si
sarà tramutato in elio, il nucleo centrale della stella non
riuscirà piu' a produrrre quella quantità di energia
necessaria a contrastare le forze gravitazionali che
torneranno così a contrarre l'astro.
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I conseguenti aumenti di temperatura, riscaldando gli strati
adiacenti al nucleo, causeranno l'espansione degli strati
gassosi esterni, che liberi ormai dai vincoli
gravitazionali, si estenderanno per centinaia di milioni di
km (gigante rossa).
Per le fasi successive gli studiosi pensano che il nucleo
stellare continui a contrarsi dando fondo a tutte le risorse
energetiche. Gli ultimi elementi fonderanno allora in altri
sempre piu' pesanti (idrogeno, elio, carbonio, ecc...), sino
a raggiungere uno stato di squilibrio dove, a seconda delle
dimensioni della stella, essa evolve in differenti maniere.
Facendo
infatti riferimento ad una massa pari a quella del Sole,
abbiamo che le stelle concludono la loro vita in:
- nana
bianca,
che è lo stadio finale di quelle con massa fino ad
1,4 masse solari. In essa praticamente si raggiunge un
equilibrio fra la forza gravitazionale e la pressione
interna senza tuttavia irradiazione di energia dal
nucleo. Così la stella si raffredderà in maniera
molto lenta, avendo perso la materia stellare, per
effetto delle grandi forze gravitazionali, ogni
proprietà, diventando perciò materia degenere.
- stella
di neutroni,
se la massa è compresa fra 1,4 masse solari fino ad
un valore di 2-3 volte tanto. In questo caso il corpo
stellare, passando per una fase di novae
o di supernovae,
espande gli strati esterni espellendo piu' o meno
violentemente la materia che creerà poi un involucro
gassoso in rapida espansione. Il nucleo invece,
diminuendo le proprie dimensioni, aumenterà allo
stesso tempo la densità così da risultare alla fine
una sfera estremamente compressa e densa, che per
effetto delle grandi forze risultanti inizierà a
girare vorticosamente attorno al proprio asse. La
composizione della materia subirà inoltre cambiamenti
radicali mutando tutti i propri elettroni e protoni in
neutroni.
nebulosa
SN1987A
foto Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)
- buco
nero,
quando la massa, che ammonta ad oltre 3 volte quella del
Sole, inizia a contrarsi, per effetto delle grandi forze
gravitazionali, in maniera molto piu' massiccia che non
nelle stelle di dimensioni minori. La densità allora
aumenterà all'infinito e la stella inizierà una fase
di contrazione che nemmeno la degenerazione della
materia riuscirà ad arrestare. Di pari passo
aumenteranno le sue capacità attrattive sino ad
impedire persino alla luce di sfuggire.
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