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Una stella è una sfera di gas tenuta insieme dalla propria gravità. La stella più vicina alla Terra è il nostro Sole, quindi abbiamo un esempio vicino che gli astronomi possono studiare in dettaglio. Le lezioni che impariamo su theSun possono essere applicate ad altre stelle.
Dimmi di più sul Sole
La vita di una stella è una lotta costante contro la forza di gravità. La gravità lavora costantemente per cercare di far collassare la stella., Il nucleo di Thestar, tuttavia, è molto caldo che crea pressione all’interno del gas. Questa pressione contrasta la forza di gravità, mettendo la stella in quello che viene chiamato equilibrio idrostatico. Una stella va bene finché la stella ha questo equilibrio tra la gravità che tira la stella verso l’interno e la pressione che spinge la stella verso l’esterno.
Diagramma che mostra i cicli di vita di stelle simili al Sole e massicce. Clicca sull’immagine per la versione più grande., (Credit: NASA and the Night Sky Network)
Durante la maggior parte della vita di una stella, il calore interno e la radiazione sono forniti da reazioni nucleari nel nucleo della stella. Questa fase della vita della stella è chiamata la sequenza principale.
Prima che una stella raggiunga la sequenza principale, la stella si sta contraendo e il suo nucleo non è ancora caldo o abbastanza denso per iniziare le reazioni nucleari. Quindi, fino a raggiungere la sequenza principale, il supporto idrostatico è fornito dal calore generato dalla contrazione.
Ad un certo punto, la stella esaurirà il materiale nel suo nucleo per quelle reazioni nucleari., Quando la stella finisce il combustibile nucleare, arriva alla fine del suo tempo sulla sequenza principale. Se la stella è abbastanza grande, può passare attraverso una serie di reazioni nucleari meno efficienti per produrre calore interno. Tuttavia, alla fine queste reazioni non genereranno più calore sufficiente per sostenere la stella agains la propria gravità e la stella collasserà.
Evoluzione stellare
Una stella nasce, vive e muore, proprio come tutto il resto in natura. Usando le osservazioni delle stelle in tutte le fasi della loro vita, gli astronomi hanno costruito un ciclo di vita che tutte le stelle sembrano attraversare., Il destino e la vita di una stella dipendono principalmente dalla sua massa.
Immagine Hubble della Nebulosa Aquila, vivaio astellare. (Credit: NASA/ESA/Hubble Heritage Team)
Tutte le stelle iniziano la loro vita dal crollo di materiale in una gigantegombra molecolare. Queste nuvole sono nuvole che si formano tra le stelle econsistono principalmente di gas molecolare e polvere. La turbolenza all’interno della nuvolacausa la formazione di nodi che possono quindi collassare sotto la propria attrazione gravitazionale. Mentre il nodo crolla, il materiale alcentro inizia a riscaldarsi., Quel nucleo caldo è chiamato protostar e lo faràventualmente diventare una stella.
La nuvola non collassa in una sola grande stella, ma diversi nodi di materiale diventeranno ognuno la propria protostar. Questo è il motivo per cui theseclouds di materiale sono spesso chiamati nuseries stellari-sono luoghi in cui si formano molte stelle.
Quando la protostar guadagna massa, il suo nucleo diventa più caldo e più denso. A un certo punto, sarà abbastanza caldo e abbastanza denso per l’idrogeno da iniziare a utilizzare l’elio. Ha bisogno di essere 15 milioni di Kelvin nel nucleo forfusion per iniziare., Quando la protostar inizia a fondere l’idrogeno, entrala fase della “sequenza principale” della sua vita.
Le stelle sulla sequenza principale sono quelle che stanno fondendo idrogeno in elio nei loro nuclei. La radiazione e il calore di questa reazione impediscono alla forza di gravità di collassare la stella durante questa fase della vita di thestar. Questa è anche la fase più lunga della vita di una stella. Il nostro solespenderà circa 10 miliardi di anni sulla sequenza principale. Tuttavia, una stella più massiccia usa il suo carburante più velocemente e può essere solo sulla sequenza principale per milioni di anni.
Alla fine il nucleo della stella esaurisce l’idrogeno., Quando ciò accade, la stella non può più reggere contro la gravità. I suoi strati interni iniziano a collassare, il che schiaccia il nucleo, aumentando la pressione e la temperatura nel nucleo della stella. Mentre il corecollapses, gli strati esterni di materiale nella stella di espandersi verso l’esterno.La stella si espande a più grande di quanto non sia mai stato – poche centinaia di volte più grande! A questo punto la stella è chiamata gigante rossa.
Quello che succede dopo dipende da come la massa della stella.,
Il destino delle stelle di medie dimensioni
Immagine di Hubble della nebulosa planetaria IC 418,nota anche come Nebulosa Spirografo. (Credit: NASA/Hubble HeritageTeam)
Quando una stella di medie dimensioni (fino a circa 7 volte la massa del Sole)raggiunge la fase di gigante rossa della sua vita, il nucleo avrà abbastanza calore e pressione per far fondere l’elio in carbonio, dando al nucleo una tregua dal suo collasso.
Una volta che l’elio nel nucleo è andato, la stella verserà la maggior parte di itsmass, formando una nube di materiale chiamato una nebulosa planetaria., Il nucleo della stella si raffredderà e si restringerà, lasciando dietro di sé una piccola palla calda chiamata un nano bianco. Una nana bianca non collassa contro la gravità a causa della pressione degli elettroni che si respingono a vicenda nel suo nucleo.
Il destino delle stelle massicce
Chandra X-ray image of supernova remnantCassiopeia A. I colori mostrano diverse lunghezze d’onda dei raggi X essere emessi dalla materia che è stata espulsa dalla centrale star.In il centro è una stella di neutroni., (Credit: NASA / CSC / SAO)
Una stella gigante rossa con più di 7 volte la massa del Sole è fataper un finale più spettacolare.
Queste stelle ad alta massa passano attraverso alcuni degli stessi passaggi delle stelle di massa media. In primo luogo,gli strati esterni si gonfiano in una stella gigante, ma ancora più grande, formando una supergigante rossa. Successivamente, il nucleo inizia asbere, diventando molto caldo e denso. Quindi, fusione di elio in carbonioinizia nel nucleo. Quando la fornitura di elio si esaurisce, il nucleo si contrarrà di nuovo, ma poiché il nucleo ha più massa, diventerà abbastanza caldo e denso da fondere il carbonio in neon., Infatti, quando la fornitura di carbonio viene esaurita, si verificano altre reazioni di fusione, fino a quando il nucleo non viene riempito con atomi di ferro.
Fino a questo punto, le reazioni di fusione emettono energia, consentendo a thestar di combattere la gravità. Tuttavia, la fusione del ferro richiede un apporto di energia, piuttosto che produrre energia in eccesso. Con un nucleo pieno di ferro, la stellaperderà la lotta contro la gravità.
La temperatura interna sale a oltre 100 miliardi di gradi mentre i ironatoms vengono schiacciati insieme., La forza repulsiva tra i nuclei caricati positivamente supera la forza di gravità e il corerecoli fuori dal cuore della stella in un’onda d’urto esplosiva. Inuno degli eventi più spettacolari dell’Universo, lo shock spinge il materiale lontano dalla stella in una tremenda esplosione chiamata asupernova. Il materiale sputa nello spazio interstellare.
Circa il 75% della massa della stella viene espulso nello spazio nelsupernova. Il destino del nucleo rimasto dipende dalla sua massa. Se il nucleo di sinistra è circa 1,4-5 volte la massa del nostro Sole, si collasserà in una stella di neutroni., Se il nucleo è più grande, collasseràin un buco nero. Per trasformarsi in una stella di neutroni, una stella deve iniziare concirca 7 a 20 volte la massa del Sole prima della supernova. Solo le stellecon più di 20 volte la massa del Sole diventeranno buchi neri.
Aggiornato: Febbraio 2014