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Il
diagramma di Hertzsprung-Russell |
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Sequenza principale La curva che attraversa in diagonale il diagramma individua le stelle
di “sequenza principale”. Esse sono quelle che sono nella maturità della evoluzione,
sono soggette alla fusione “idrogeno-elio” ed hanno vita media proporzionale
all’inverso della massa. |
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Sequenza principale (V) La fascia ondulata, che attraversa in diagonale
il diagramma, individua le stelle di “sequenza principale”. Esse sono quelle che sono nella maturità della
evoluzione, sono
soggette alla fusione “idrogeno-elio” ed hanno vita media proporzionale all’inverso
della massa. |
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Giganti
( classe II, classe III ) z |
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Un Gigante Rossa è una stella luminosa
gigante, di media massa ( circa 0,5-10
masse solari ), in una fase avanzata di evoluzione stellare. L'atmosfera esterna è gonfia e tenue, rendendo il raggio immenso
e la temperatura superficiale bassa, intorno ai 5.000 K o meno. L'aspetto di
una gigante rossa può essere giallo, arancio, rosso, e include i tipi spettrali K e M, ma anche
stelle di classe S. ·
Ramo delle Giganti Rosse ( RGB Red Giant
Branch ), i cui “sottili
gusci” attorno al nucleo presentano ancora la fusione di idrogeno in elio, mentre il
nucleo stesso di elio è inattivo. ·
Giganti del Ramo Asintotico ( AGB Asymptotic Giant
Branch ) con fusione di
elio in carbonio mediante il processo triplo-alfa. Alle stelle AGB appartengono
anche quelle di carbonio di tipo NC e CR. Giganti Rosse brillanti includono Aldebaran (Alfa Tauri), Arturo (Alfa Bootis), e Gacrux (Gamma Crucis). |
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Supergiganti
( classe I ) z |
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Le Supergiganti sono le giganti più
luminose ( classe I,
classe O ). Possono avere masse di 10-70 masse solari e una
luminosità da 30.000 fino a centinaia di migliaia di volte la luminosità
solare. Esse variano notevolmente in raggio, di solito 30-500, o
addirittura oltre 1.000 raggi solari. Per una data luminosità una Supergigante rossa è molto più
grande di una Supergigante blu. A causa della massa estrema hanno
vite da 30 milioni a poche centinaia di migliaia di anni. Si possono
osservare in strutture galattiche giovani, come gli ammassi
aperti, i bracci delle spirali delle galassie e le galassie
irregolari. Le più note sono Rigel, Deneb, supergiganti blu, Betelgeuse e Antares, supergiganti
rosse. La modellizzazione delle supergiganti è un campo ancora aperto,
reso difficoltoso da problematiche come la perdita di massa. Piuttosto che
modellizzare la singola stella, si preferisce oggi modellizzare l’ammasso e
comparare la distribuzione delle stelle con quella osservata in galassie come
la Piccola e la Grande Nube
di Magellano. L’ipotetica Popolazione III di stelle primigenie giganti, che oggi
sarebbero estinte, è necessaria per spiegare le osservate quantità di
elementi metallici nel cosmo. Al momento non ci sono ancora evidenze affidabili della loro
esistenza, solo qualche indizio a favore. I progenitori della maggior parte delle Supernove di tipo II sono
ritenute essere Supergiganti rosse. Tuttavia il progenitore
della Supernova 1987A ( Grande Nube
di Magellano ) è stata una Supergigante blu. Essa è
probabilmente stata in precedenza una Supergigante rossa, prima di perdere
massa in modo consistente tramite il vento stellare. |
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Nane
Bianche – la
prima foto z |
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Z Sirus A & B ( Irving Lindenblad ) |
In basso a sinistra del
diagramma HR c’è la zona delle stelle a bassa luminosità ed alta temperatura. La coesistenza di queste caratteristica
implica che debbano avere una superficie emittente piccolissima. Per questi motivi sono denominate Nane bianche. Il loro diametro,
infatti, è simile a quello del pianeta Terra, la massa simile a
quella del Sole. Hanno in gran parte
esaurito la fusione nucleare, ne rimane qualche residuo che nel tempo è destinato ad
esaurirsi. La loro fine ultima sarà quella di divenire corpi molto massivi
piccoli e freddi, le così dette Nane nere. La perdita di energia,
tuttavia, è molto modesta a causa della piccola superficie emittente. Si ritiene che, ad oggi, nessuna stella
abbia potuto raggiungere tale stadio. Il
nostro Sole tra 5 milioni di
anni avrà esaurito l’idrogeno per la fusione, per cui, in assenza di energia che consenta la necessaria
pressione, imploderà. Ciò causerà un notevole aumento della
temperatura del nucleo, al punto che inizierà la fusione dell’elio del nucleo
in carbonio. L’energia emessa lo gonfierà fino a diventare una gigante
rossa. Finito l’elio, la
stella imploderà
nuovamente. Non inizierà una
nuova fusione. Ne rimarranno solo pochi residui superficiali. È ora una Nana
bianca. |
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Nane
Bianche - la
scoperta di Sirus B |
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Sirius B è la prima Nana Bianca ad essere stata
scoperta, prevista da Bessel ( 1844 ) sulla base del moto perturbato di Sirius A. Fu osservata per la prima volta da Alvan Clark ( 1862 ). Alta temperatura e piccola dimensione
attestata da W. Adams ( 1925 ). |
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Nane
Rosse – Nane
brune z |
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Una Nana rossa è una stella piccola e relativamente fredda ( Teff ≤ 3500 K ), di tipo spettrale M, posta sulla
sequenza
principale. È la tipologia stellare più diffusa nell'universo:
costituiscono infatti almeno il 67,5% di tutte le stelle presenti nella Via
Lattea e recenti studi indicano che possano essere anche l'80%. Ha una massa compresa tra 0,4 e 0,08 masse solari, che
costituisce il limite minimo perché una stella possa dirsi tale: al di sotto
di questo limite infatti non si creano le condizioni di temperatura e
pressione tali da innescare le reazioni di fusione dell'idrogeno in elio. Al di sotto di questa massa limite si
trovano le Nane brune, oggetti che possiedono una massa troppo piccola per compiere la
fusione nucleare, ma comunque nettamente superiore a quella di un pianeta. ← Proxima Centauri, posta a circa 4,2 anni luce nel Centauro; è
la stella più vicina al Sole. Raggio = 1/7 RSole, Massa = 1/8 MSole, Densità = 40 DensitàSole. È soggetta a
improvvisi e casuali brillamenti, causati dalla sua attività magnetica. Resterà nella sequenza principale per almeno altri 4.000
miliardi di anni, 300 volte l’età dell’universo |
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