evoluzione

ritorna

Modello evolutivo di una stella:inizia con la contrazione di una massa
gassosa prevalentemente formata da idrogeno ed elio,a bassa temperatura:
proseguendo la contrazione aumenta la temperatura del gas e quando nella
parte centrale viene raggiunta una temperatura sui 10.000.000 K° inizia
la fusione di idrogeno che si trasforma in elio liberando energia che
si irradia contrastando la ulteriore contrazione:la stella permane in
questa fase(si trova nella sequenza principale del diagramma H-R)finchè
consuma l'idrogeno centrale disponibile:segue una ripresa del collasso
gravitazionale che interessa la parte centrale e contemporaneamente 
provoca una espansione della parte periferica con diminuzione di 
temperatura:la stella esce dalla sequenza principale e appare molto
luminosa (per effetto dal grande raggio) e a temperatura media(gigante
rossa);proseguendo,se non avvengono altre fusioni la stella si andrà
raffreddando e tornerà a prevalere la contrazione fino a ridurla a una
stella di piccolo volume e bassa temperatura(nana rossa) e poi nana nera.
Tuttavia se la massa gassosa iniziale e specialmente quella che residua
dopo la fase trascorsa nella sequenza principale ha un valore alcune volte
più elevato di quella del sole(stella media) la evoluzione può portare
alla formazione di una stella di grande volume e temperatura elevata
(supernova) che può esplodere liberando grande quantità di energia
e disperdendo nello spazio elementi chimici prodotti nelle fusioni
succedutesi al suo interno(questi entreranno a far parte del gas
da cui si formeranno nuove stelle,più ricche di elementi metallici):
la parte residua dopo la esplosione può trasformarsi in una stella
di piccolo volume ed elevata temperatura(nana bianca) che a sua volta
(sempre in funzione della massa presente) può ulteriormente collassare
e trasformarsi in una stella a neutroni e poi in un buco nero.
Masse grandi iniziali permettono di raggiungere rapidamente la fase
di fusione,ma anche consumano rapidamente l'idrogeno disponibile al centro
e quindi escono dalla sequenza principale(stelle molto luminose,molto
massicce,ad elevata temperatura,giovani);inversamente avviene per masse
simili a quelle del sole:la stella permane a lungo nella fase di sequenza
principale e appare meno luminosa,più vecchia.