Approfondimento per orale Astronomia

Evoluzione delle stelle

massiccie

M > 8 M A S S E S O L A R I

Supergigante rossa

Le stelle si espandono fino a diventare supergiganti,

con un raggio che può arrivare fino a 100 raggi solari.

La supergigante ha una massa sufficiente ad innescare

la fusione del carbonio in elementi più pesanti.

Si ha un nucleo a strati, ottenuto dalle fusioni di: H, He,

C, Ne, O e silicio; fino alla formazione di un nucleo di

ferro.

Il ferro non fonde, poichè ha bisogno di energia per

farlo e questo fa iniziare il colllasso.

Collasso del nucleo

La fusione del nucleo cessa ma la massa continua a crescere a causa della fusione

di silicio nello strato esterno.

Il nucleo non ha più la pressione sufficiente per resistere al peso degli strati

superiori, viene quindi compresso fino a superare il limite di Chandrasekar (1.4

masse solari) e va incontro al collasso.

Il nucleo collassa in ¼ di secondo. Supernova

Tutta la materia collassa verso il

centro generando un'esplosione di

supernova.

Durante l’esplosione viene liberata

un’energia enorme e la stella

diventa così luminosa da splendere

più di una intera galassia.

La luce emessa dalla stella in

seguito all’esplosione dura qualche

mese ed è paragonabile a quella

che il nostro Sole è in grado di

emettere in un miliardo di anni!

Cosa accade al nucleo?

Il nucleo stellare aumenta la propria densità attraverso un processo chiamato

• neutronizzazione: i protoni reagiscono con gli elettroni nel nucleo di ferro, dando vita a

neutroni. La pressione, quindi, diventa talmente elevata che gli elettroni sono costretti a

fondersi con i protoni, annullando le rispettive cariche e dando vita a neutroni.

Ogni reazione di neutronizzazione dà vita anche ad un neutrino.

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Sempre più reazioni di neutronizzazione avvengono, e restano sempre meno elettroni

degenerati a supportare la resistenza del nucleo: il risultato è una velocizzazione della

contrazione che porta al collasso del nucleo stellare.

Dopo un breve intervallo (circa un quarto di secondo) i neutroni diventano degeneri a causa

della grandissima densità della parte centrale della stella e riescono a resistere alla

compressione ulteriore.

Core bounce

Gli strati esterni della stella in caduta libera rimbalzano sul nucleo di neutroni rigido, creando una

violenta onda d'urto, che in una frazione di secondo respinge il materiale che cade verso gli strati

superficiali della stella.

L'energia rilasciata durante questa fase è circa 100 volte maggiore dell'energia rilasciata dal Sole in

tutta la sua vita passata e la radiazione visibile è soltanto pari all'1% di tutta quella emessa.

Circa il 96% della massa stellare viene espulsa durante questo evento ed andrà ad arricchire il mezzo

interstellare per la futura formazione di stelle. Prima di lasciare la stella , tuttavia, questo materiale

viene compresso fino a raggiungere temperature tali da innescare nuove reazioni nucleari talmente

potenti da dar vita a tutta la catena degli elementi conosciuti e più pesanti del ferro. Titanio, zinco, oro,

mercurio, piombo e uranio, per esempio, sono prodotti in questo modo e non esisterebbero se non

esistessero le supernovae.

Stelle di neutroni o

buchi neri

Ciò che resta della stella morente, oltre agli strati

esterni al nucleo visibili come resto di supernova, è

un nucleo degenere compatto, costituito

essenzialmente da neutroni tenuti insieme dalla

gravità.

Secondo il limite di Oppenheimer, se la massa del

residuo è compresa tra 1.44 e 3 masse solari rimane

di una stella di neutroni.

Se una stella di neutroni è più pesante del limite, essa

collasserà in qualche forma più densa. Potrebbe

formare un buco nero, o cambiare composizione ed

essere sostenuta in qualche altro modo (per esempio,

dalla pressione di degenerazione dei quark, se

diventasse una stella di quark). Le stelle di neutroni, prima di essere

scoperte sono state predette dalle teorie e

Teorizzate negli i modelli di Baade e Zwicky nel 1934; e da

anni '30 Oppenheimer e Volkoff che ne calcolarono

le proprietà teoriche nel 1939.

Segnali dalle pulsars

Nel 1987 Jocelyn Bell, studentessa a Cambridge, stava

• lavorando a un sistema di radiotelescopio e scoprì un

segnale che arrivava,regolare, con un periodo di circa 1

secondo.

Ci furono varie ipotesi come: segnali alieni, stelle variabili,

• nane bianche e stelle binarie.

Infine si scoprì che erano proprio le stelle di neutroni.

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