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La morte delle stelle.
La morte di una stella anche dipende dalla sua massa e coincide con la fine della fase di stabilità. Infatti in qst nuova fase il nucleo stellare ha nuove contrazioni questa volta dovute dal fatto che esso è formato da Elio[piu pesante].
1) se la stella ha una massa inferiore a 0.5 masse solari(nana rossa) non ha temperatura capace di generare processi di pressione e quindi la stella continua a ridursi di volume diventando una nana bianca, stella molto calda in superficie ma poco luminosa per le ridotte dimensioni. La materia qui ha una densità altissima ma è in uno stato degenere e la stella si raffredda fino a spegnersi diventando invisibile (nana nera).
2) Se la stella ha massa maggiore a 0.5 masse solari avremo una stella in cui riscontreremo una temperatura di oltre 100mln di gradi kelvin, temperatura che permette la trasformazione di 3 nuclei di elio in uno di carbonio. Ciò poi è seguito da un rapido raffreddamento che porta la temperatura a scendere fino a 7mila gradi kelvin, la stella si trasforma in gigante rossa e va contro una nuova fase di stabilità. La fase di stabilità della gigante rossa dura meno di quella di una stella inserita nella sequenza principale perché sappiamo benissimo che la fusione di atomi di elio produce meno energia di quella tra atomi di idrogeno. Fu l’indiano Chandrasekar in base a calcoli teorici a dire che la fusione nucleare del carbonio nelle giganti rosse avviene soltanto se la massa nucleare è 1.44 volte quella della massa solare. Se è inferiore a questo numero allora si va verso la formazione di una nebulosa planetaria ossia una fase di instabilità dove la stella espelle gli strati esterni fatti di carbonio azoto e ossigeno dovuti scaturiti dal processo di fusione carbonio-azoto). Se invece l massa nucleare è superiore a 1.44 la massa solare la gigante rossa inizia la rapida successione di processi di fusione che porteranno alla formazione di vari composti fino ad arrivare al ferro, dove la produzione si arresta perché da qui in avanti invece di produrre energia essa la consuma. Senza pressione di radiazione la stella è esposta a una rapidissima contrazione finché essa non esplode: questa è la fase conosciuta come Supernova. La supernova provoca un aumento della luminosità addirittura fino a un miliardo dai valori normali. Al termine dell’esplosione resta soltanto il nucleo della stella. Se questo ha una massa nucleare inferiore a 1.44 quella solare si trasforma in una nana bianca invece se la massa nucleare è compresa tra 1.44 e 3 volte quella solare la stella si trasforma in una stella di neutroni. Una stella dalle ristrette dimensioni ma da una densità incredibilmente elevata. La pressione è tale in queste stelle che viene vinta la forza di repulsione tra gli elettroni che si fondono con i protoni formando neutroni!. Gli astronomi parlano delle stelle di neutroni come delle Pulsar ossia delle stelle che innanzitutto ruotano rapidamente su se stesse fino a mille giri al secondo e capaci di emettere onde elettromagnetiche. Infine se la massa è superiore a 4 masse solari la contrazione gravitazionale raggiunge valori così elevati tali che la densità della stella a neutroni aumenta e diventi un buco nero. La forza di gravità di tale oggetto è tale da curvare verso di sé lo spazio e il tempo, è invisibile e risucchierebbe qualsiasi particella o radiazione elettromagnetica passasse nelle sue vicinanze. E’ possibile calcolare la distanza minima alla quale l’oggetto può avvicinarsi ad un buco nero senza venire risucchiato: ponendo questa velocità pari a quella della luce si trova la distanza oltre la quale nemmeno la luce può sfuggire al buco nero e questo limite è detto “orizzonte degli eventi”. Il buco nero non ha una vera e propria superficie o un volume o una densità: le proprietà che lo caratterizzano sono la sua massa e il cosiddetto raggio di Scwarzschild ossia la distanza dal centro dell’orizzonte degli eventi.

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