| LA FASE DELLA SEQUENZA
PRINCIPALE. La fase della sequenza principale
del diagramma HR è
lo stadio evolutivo delle stelle nel quale l'energia prodotta
dalla fusione dell'idrogeno nel nucleo è la sola sorgente di
energia. Durante questo stadio la stella è in una condizione di
equilibrio stabile e la sua struttura cambia solo perchè la sua
composizione chimica gradualmente cambia a causa delle reazioni
nucleari. L'evoluzione avviene sulla scala dei tempi nucleare e
ciò significa che la fase della sequenza principale è il
periodo più lungo della vita delle stelle. Per esempio per
stelle con massa circa M⊙ la fase della
sequenza principale dura circa 10 miliardi di anni. Le stelle
più massiccie evolvono più rapidamente perchè irradiano molta
più potenza. Per esempio la fase della sequenza principale per
stelle di 15M⊙ è solo circa 10 milioni di
anni, mille volte più breve di quella delle stelle come il
Sole. D'altro canto stelle ancora meno massiccie del Sole, come
per esempio 0.25M⊙, trascorrono 70 miliardi
di anni nella fase della sequenza principale. Per questo motivo
le piccole stelle sono abbondanti nella sequenza principale e
le stelle massicce molto meno abbondanti.
Se la massa diventa troppo grande la forza di gravità non riesce a contenere la pressione di radiazione. Perciò stelle molto più massiccie di un limite superiore non possono formarsi perchè non riescono ad accrescere massa durante il processo di formazione della protostella. Calcoli teorici danno a circa 120M⊙ il massimo limite, ma si sono osservate stelle ancora più massiccie di circa 150M⊙ (esempio: Eta Carinae). Vi è anche un limite inferiore nella sequenza principale. Le stelle sotto 0.08M⊙ non possono diventare abbastanza calde per fondere l'idrogeno. Possono generare luminosità con la fusione del deuterio ma questa energia rapidamente si esaurisce. Queste stelle sono le nane brune con temperature superficiali di 1000-2000 K. Il limite più basso per la formazione delle nane brune è circa 0.015M⊙ e questo corrisponde alla minima massa perchè possa avvenire la fusione del deuterio. |
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Se la massa è ancora più piccola non hanno luogo reazioni di fusione nucleare e le protostelle più piccole collassano in nane simili a pianeti. Comunque durante la fase di contrazione queste stelle un pò irradiano perchè è liberata energia potenziale ma successivamente diventano fredde. Nel diagramma HR queste stelle si spostano dalla traccia di Hayashi quasi verticalmente verso il basso per poi sistemarsi nella zona della nane. Le dimensioni delle più piccole nane brune sono simili a quella dei pianeti giganti, ma mentre le prime si formano velocemente per collasso gravitazionale e irradiano energia (anche se non per reazioni nucleari), i pianeti al contrario si formano molto più lentamente dall'aggregazione di materiale solido catturato e irradiano molto meno energia.
| LA PARTE SUPERIORE E
CENTRALE DELLA SEQUENZA PRINCIPALE. Le stelle nella
parte superiore della sequenza principale sono così massiccie e
la loro temperatura centrale è così alta che può innescarsi il
ciclo CNO . Al
contrario nella parte inferiore della sequenza principale
l'energia è prodotta dalla catena pp. Nella parte
centrale della sequenza principale, in stelle di circa
1.5M⊙, la catena pp e il ciclo CNO sono
ugualmente efficienti con temperature, al centro delle stelle,
di circa 18 milioni di gradi. Negli strati esterni di queste
stelle l'opacità è elevata a causa della temperaura più bassa;
la radiazione non riesce a trasportare tutta l'energia e si
innnescano processi convettivi. La struttura delle stella della
parte centrale della sequenza princiapale è quindi opposta a
quelle della parte alta: il centro è radiativo e l'involucro è
convettivo. Poichè non c'è mescolanza di materiale nel nucleo
l'idrogeno al centro è consumato molto rapidamente e
l'abbondanza dell'idrogeno cresce spostandoci verso l'esterno.
Nelle stelle massiccie la produzione di energia nel ciclo
CNO è fortemente concentrata nel nucleo. Tuttavia il flusso di
energia verso l'esterno è molto elevato e non può essere
sostenuto solo dal trasporto radiativo. Allora le stelle nella
parte superiore della sequenza principale hanno un nucleo
convettivo in cui l'energia è trasferita mediante trasporto di
materia. Questo fenomeno mantiene la materia abbastanza
omogenea e l'abbondanza di idrogeno decresce uniformemente con
tempo all'interno del nucleo convettivo. |
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La massa del nucleo convettivo
diminuisce gradualmente man man che si consuma l'idrogeno.
Vista nel diagramma HR la stella si sposta lentamente verso la
parte superiore destra perchè, nel tempo, la sua luminosità
cresce e la sua temperatura superficiale decresce. Quando la
fonte di energia dovuta alla fusione dell'idrogeno al centro si
esaurisce il nucleo della stella comincia a contrarsi
rapidamente; la temperatura superficiale cresce e la stella si
muove velocemente verso la parte superiore sinistra . Ma a
causa della contrazione del nucleo la temperatura dell'idrogeno
nel guscio appena fuori il nucleo comincia a crescere,
rapidamente diventa elevata e l'idrogeno del guscio comincia a
fondere.
LA PARTE INFERIORE DELLA SEQUENZA PRINCIPALE.
Nella parte inferiore della sequenza principale (0.5 ÷
1.5 M⊙) la temperatura centrale è più bassa
rispetto a quella delle stelle più massiccie e l'energia è
generata dalla catena pp. Poichè le reazioni nucleari nella
catena pp non sono così sensibili alla temperatura come nel
ciclo CNO la produzione di energia è distribuita in regioni più
grandi rispetto alla stelle più massiccie. Di conseguenza
l'interno della stella non mai diventa convettivo e rimane
radiativo. |
Quando la quantità di idrogeno nel nucleo è sufficientemente bassa la stella si muoverà lentamente verso l'alto del diagramma HR mantenedosi vicino la sequenza principale. La stella diventa leggermente più brillante e calda ma il suo raggio non cambia molto. Successivamente il percorso evolutivo della stella piega verso destra quando l'idrogeno del nucleo inizia a finire. A questo punto il nucleo può essere anche considerato fatto di puro elio. Ma l'idrogeno continua a fondere in un guscio spesso attorno il nucleo. Le stelle con masse tra
0.08M⊙ 0.26M⊙ hanno una
evoluzione molto semplice. Durante tutta la loro fase della
sequenza principale rimangono completamente convettive e ciò
significa che tutto il loro idrogeno è utilizzato per la
fusione. Queste stelle evolvono molto lentamente verso la parte
superiore sinistra del diagramma HR. Alla fine, quando tutto il
loro idrogeno è stato fuso in elio, si contraggono e diventanto
nane bianche. |
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