Evoluzione stellare

Alla fine il nucleo della stella esaurisce la sua fornitura di idrogeno e la stella inizia ad evolversi dalla sequenza principale., Senza la pressione di radiazione esterna generata dalla fusione dell’idrogeno per contrastare la forza di gravità, il nucleo si contrae fino a quando la pressione di degenerazione degli elettroni diventa sufficiente per opporsi alla gravità o il nucleo diventa abbastanza caldo (circa 100 MK) per iniziare la fusione dell’elio. Quale di questi accade prima dipende dalla massa della stella.

Stelle a bassa massamodifica

Ciò che accade dopo che una stella a bassa massa cessa di produrre energia attraverso la fusione non è stato osservato direttamente; l’universo è intorno a 13.,8 miliardi di anni, che è meno tempo (di diversi ordini di grandezza, in alcuni casi) di quello necessario per la fusione per cessare in tali stelle.

Recenti modelli astrofisici suggeriscono che le nane rosse di 0,1 M☉ possono rimanere sulla sequenza principale per circa sei-dodici trilioni di anni, aumentando gradualmente sia in temperatura che in luminosità, e impiegano diverse centinaia di miliardi di anni in più per collassare, lentamente, in una nana bianca. Tali stelle non diventeranno giganti rosse poiché l’intera stella è una zona di convezione e non svilupperà un nucleo di elio degenerato con un guscio che brucia idrogeno., Invece, la fusione dell’idrogeno procederà fino a quando quasi tutta la stella sarà elio.

Stelle leggermente più massicce si espandono in giganti rosse, ma i loro nuclei di elio non sono abbastanza massicci da raggiungere le temperature richieste per la fusione dell’elio, quindi non raggiungono mai la punta del ramo gigante rossa. Quando termina la combustione del guscio di idrogeno, queste stelle si muovono direttamente dal ramo gigante rosso come una stella post-asintotica-giant-branch (AGB), ma a luminosità inferiore, per diventare una nana bianca. Una stella con una massa iniziale di circa 0.,6 M☉ saranno in grado di raggiungere temperature abbastanza alte da fondere l’elio, e queste stelle “di medie dimensioni” proseguiranno verso ulteriori stadi di evoluzione oltre il ramo delle giganti rosse.

di medie dimensioni starsEdit

Stelle di circa lo 0,6–10 M☉ diventano giganti rosse, che sono grande non-principale-le stelle di sequenza di classificazione stellare K o M. giganti Rosse si trovano lungo il bordo destro del diagramma Hertzsprung–Russell a causa del loro colore rosso e grande luminosità., Gli esempi includono Aldebaran nella costellazione del Toro e Arcturus nella costellazione di Boötes.

Le stelle di medie dimensioni sono giganti rosse durante due diverse fasi della loro evoluzione post-sequenza principale: stelle di ramo rosso-gigante, con nuclei inerti fatti di elio e gusci che bruciano idrogeno, e stelle asintotiche-gigante-ramo, con nuclei inerti fatti di carbonio e gusci che bruciano elio all’interno dei gusci che bruciano idrogeno. Tra queste due fasi, le stelle trascorrono un periodo sul ramo orizzontale con un nucleo di fusione dell’elio., Molte di queste stelle di fusione dell’elio si ammassano verso l’estremità fredda del ramo orizzontale come giganti di tipo K e sono indicate come giganti di ciuffo rosso.

Fase subgigante

Quando una stella esaurisce l’idrogeno nel suo nucleo, lascia la sequenza principale e inizia a fondere l’idrogeno in un guscio esterno al nucleo. Il nucleo aumenta di massa come il guscio produce più elio., A seconda della massa del nucleo di elio, questo continua per diversi milioni a uno o due miliardi di anni, con la stella che si espande e si raffredda ad una luminosità simile o leggermente inferiore al suo stato di sequenza principale. Alla fine o il nucleo diventa degenerato, in stelle intorno alla massa del sole, o gli strati esterni si raffreddano sufficientemente per diventare opachi, in stelle più massicce. Entrambi questi cambiamenti causano l’aumento della temperatura del guscio di idrogeno e l’aumento della luminosità della stella, a quel punto la stella si espande sul ramo della gigante rossa.,

Red-giant-branch phaseEdit

Gli strati esterni in espansione della stella sono convettivi, con il materiale che viene mescolato dalla turbolenza da vicino alle regioni di fusione fino alla superficie della stella. Per tutte le stelle tranne le stelle di massa più bassa, il materiale fuso è rimasto in profondità nell’interno stellare prima di questo punto, quindi l’involucro convettivo rende i prodotti di fusione visibili sulla superficie della stella per la prima volta., In questa fase di evoluzione, i risultati sono sottili, con gli effetti più grandi, alterazioni agli isotopi di idrogeno ed elio, essendo inosservabile. Gli effetti del ciclo CNO appaiono in superficie durante il primo dragaggio, con rapporti 12C/13C inferiori e proporzioni alterate di carbonio e azoto. Questi sono rilevabili con la spettroscopia e sono stati misurati per molte stelle evolute.

Il nucleo di elio continua a crescere sul ramo gigante rosso., Non è più in equilibrio termico, degenerato o al di sopra del limite di Schoenberg-Chandrasekhar, quindi aumenta la temperatura che fa aumentare la velocità di fusione nel guscio di idrogeno. La stella aumenta di luminosità verso la punta del ramo gigante rossa. Le stelle di ramo gigante rossa con un nucleo di elio degenerato raggiungono tutti la punta con masse di nucleo molto simili e luminosità molto simili, anche se la più massiccia delle giganti rosse diventa abbastanza calda da accendere la fusione dell’elio prima di quel punto.,

Ramo orizzontaleedit

Nei nuclei di elio delle stelle nell’intervallo di massa solare da 0,6 a 2,0, che sono in gran parte supportati dalla pressione di degenerazione degli elettroni, la fusione dell’elio si accenderà in una scala temporale di giorni in un lampo di elio. Nei nuclei non rigenerati di stelle più massicce, l’accensione della fusione dell’elio avviene relativamente lentamente senza flash., L’energia nucleare rilasciata durante il flash dell’elio è molto grande, dell’ordine di 108 volte la luminosità del Sole per alcuni giorni e 1011 volte la luminosità del Sole (all’incirca la luminosità della Via Lattea) per alcuni secondi. Tuttavia, l’energia viene consumata dall’espansione termica del nucleo inizialmente degenerato e quindi non può essere vista dall’esterno della stella. A causa dell’espansione del nucleo, la fusione dell’idrogeno negli strati sovrastanti rallenta e la generazione totale di energia diminuisce., La stella si contrae, anche se non fino alla sequenza principale, e migra verso il ramo orizzontale sul diagramma di Hertzsprung–Russell, gradualmente restringendosi nel raggio e aumentando la sua temperatura superficiale.

Le stelle flash di elio del nucleo si evolvono fino all’estremità rossa del ramo orizzontale, ma non migrano a temperature più elevate prima di ottenere un nucleo di carbonio-ossigeno degenerato e iniziare a bruciare il guscio di elio. Queste stelle sono spesso osservate come un gruppo di stelle rosse nel diagramma colore-magnitudine di un ammasso, più caldo e meno luminoso delle giganti rosse., Le stelle di massa superiore con nuclei di elio più grandi si muovono lungo il ramo orizzontale a temperature più elevate, alcune diventano stelle pulsanti instabili nella striscia di instabilità gialla (variabili RR Lyrae), mentre alcune diventano ancora più calde e possono formare una coda blu o un gancio blu al ramo orizzontale. La morfologia del ramo orizzontale dipende da parametri come metallicità, età e contenuto di elio, ma i dettagli esatti sono ancora in fase di modellazione.,

Asymptotic-giant-branch phaseEdit

Dopo che una stella ha consumato l’elio nel nucleo, la fusione di idrogeno ed elio continua in gusci attorno a un nucleo caldo di carbonio e ossigeno. La stella segue il ramo gigante asintotico sul diagramma di Hertzsprung-Russell, in parallelo all’evoluzione della gigante rossa originale, ma con una generazione di energia ancora più veloce (che dura per un tempo più breve). Sebbene l’elio venga bruciato in un guscio, la maggior parte dell’energia è prodotta dall’idrogeno che brucia in un guscio più lontano dal nucleo della stella., L’elio di questi gusci di combustione di idrogeno scende verso il centro della stella e periodicamente l’energia prodotta dal guscio di elio aumenta drammaticamente. Questo è noto come impulso termico e si verificano verso la fine della fase asintotica-gigante-ramo, a volte anche nella fase post-asintotica-gigante-ramo. A seconda della massa e della composizione, possono esserci da diverse a centinaia di impulsi termici.

C’è una fase sulla salita del ramo asintotico-gigante in cui si forma una zona convettiva profonda e può portare il carbonio dal nucleo alla superficie., Questo è noto come il secondo draga up, e in alcune stelle ci può anche essere un terzo draga up. In questo modo si forma una stella di carbonio, stelle molto fresche e fortemente arrossate che mostrano forti linee di carbonio nei loro spettri. Un processo noto come hot bottom burning può convertire il carbonio in ossigeno e azoto prima che possa essere dragato in superficie, e l’interazione tra questi processi determina le luminosità e gli spettri osservati delle stelle al carbonio in particolari ammassi.,

Un’altra classe ben nota di stelle asintotiche-giganti-ramo sono le variabili Mira, che pulsano con periodi ben definiti da decine a centinaia di giorni e ampie ampiezze fino a circa 10 magnitudini (nella luminosità visiva, totale cambia di una quantità molto minore). Nelle stelle più massicce le stelle diventano più luminose e il periodo di pulsazione è più lungo, portando a una maggiore perdita di massa, e le stelle diventano pesantemente oscurate alle lunghezze d’onda visive. Queste stelle possono essere osservate come stelle OH / IR, che pulsano nell’infrarosso e mostrano attività OH maser., Queste stelle sono chiaramente ricche di ossigeno, in contrasto con le stelle al carbonio, ma entrambe devono essere prodotte da draga ups.

Post-AGBEdit

Questi mid-range stelle, in definitiva, raggiungere la punta del asymptotic giant branch e a corto di carburante shell per la masterizzazione., Non sono sufficientemente massicci per iniziare la fusione del carbonio su larga scala, quindi si contraggono di nuovo, attraversando un periodo di super vento post-asintotico-gigante-ramo per produrre una nebulosa planetaria con una stella centrale estremamente calda. La stella centrale si raffredda quindi in una nana bianca. Il gas espulso è relativamente ricco di elementi pesanti creati all’interno della stella e può essere particolarmente arricchito di ossigeno o carbonio, a seconda del tipo di stella. Il gas si accumula in un guscio in espansione chiamato involucro circumstellare e si raffredda mentre si allontana dalla stella, permettendo alle particelle di polvere e alle molecole di formarsi., Con l’alto apporto di energia infrarossa dalla stella centrale, in questi involucri circumstellari si formano le condizioni ideali per l’eccitazione di maser.

È possibile produrre impulsi termici una volta iniziata l’evoluzione post-asintotica-ramo gigante, producendo una varietà di stelle insolite e poco conosciute note come stelle asintotiche-ramo gigante rinate. Queste possono risultare in stelle a ramo orizzontale estremo (stelle subdwarf B), stelle post-asintotiche a ramo gigante carenti di idrogeno, stelle centrali di nebulose planetarie variabili e variabili R Coronae Borealis.,

Massiccia starsEdit

In stelle massicce, il core è già abbastanza grande all’inizio della combustione dell’idrogeno shell di elio accensione avverrà prima pressione degli elettroni degeneri ha la possibilità di diventare prevalente. Quindi, quando queste stelle si espandono e si raffreddano, non brillano così drammaticamente come le stelle di massa inferiore; tuttavia, erano più luminose sulla sequenza principale e si evolvono in supergiganti altamente luminose., I loro nuclei diventano abbastanza massicci da non poter sostenere se stessi dalla degenerazione degli elettroni e alla fine collasseranno per produrre una stella di neutroni o un buco nero.

Supergigante evolutionEdit

Estremamente stelle massicce (più di circa 40 M☉), che sono molto luminose e hanno quindi molto rapida stellare aperto, perdere massa così rapidamente a causa della pressione di radiazione che tendono a togliere loro le buste prima di poter espandersi fino a diventare rosso supergiants, e quindi mantengono estremamente elevate temperature superficiali (e blu-colore bianco) da loro sequenza principale ora in poi., Le stelle più grandi della generazione attuale sono circa 100-150 M because perché gli strati esterni sarebbero espulsi dalla radiazione estrema. Anche se di massa inferiore stelle, di norma, non bruciare i loro strati più esterni così rapidamente, si può anche evitare di diventare una gigante rossa o rosso supergiants se sono in sistemi binari abbastanza vicino in modo che la stella compagna strisce fuori la busta, come si espande, o se girano abbastanza rapidamente in modo che la convezione si estende dal nucleo alla superficie, in assenza di un nucleo separato e busta a causa di mixing.,

Il nucleo di una stella massiccia, definito come la regione impoverito di idrogeno, cresce più caldo e più denso come accretes materiale dalla fusione di idrogeno al di fuori del nucleo. In stelle sufficientemente massicce, il nucleo raggiunge temperature e densità abbastanza elevate da fondere carbonio ed elementi più pesanti tramite il processo alfa. Alla fine della fusione dell’elio, il nucleo di una stella è costituito principalmente da carbonio e ossigeno., Nelle stelle più pesanti di circa 8 M☉, il carbonio si accende e si fonde per formare neon, sodio e magnesio. Le stelle un po ‘ meno massicce possono parzialmente accendere il carbonio, ma non sono in grado di fondere completamente il carbonio prima che la degenerazione degli elettroni entri, e queste stelle alla fine lasceranno una nana bianca ossigeno-neon-magnesio.

Il limite di massa esatto per la combustione del carbonio pieno dipende da diversi fattori come la metallicità e la massa dettagliata persa sul ramo gigante asintotico, ma è di circa 8-9 M☉. Dopo che la combustione del carbonio è completa, il nucleo di queste stelle raggiunge circa 2.,5 M☉ e diventa abbastanza caldo per gli elementi più pesanti per fondersi. Prima che l’ossigeno inizi a fondersi, il neon inizia a catturare elettroni che innescano la combustione del neon. Per una gamma di stelle di circa 8-12 M☉, questo processo è instabile e crea una fusione in fuga con conseguente supernova a cattura di elettroni.

In stelle più massicce, la fusione di neon procede senza una deflagrazione in fuga. Questo è seguito a sua volta dalla combustione completa di ossigeno e dalla combustione di silicio, producendo un nucleo costituito in gran parte da elementi di picco di ferro. Intorno al nucleo sono gusci di elementi più leggeri ancora in fase di fusione., I tempi per la fusione completa di un nucleo di carbonio con un nucleo di ferro sono così brevi, solo poche centinaia di anni, che gli strati esterni della stella non sono in grado di reagire e l’aspetto della stella è in gran parte invariato. Il nucleo di ferro cresce fino a raggiungere una massa Chandrasekhar efficace, superiore alla massa Chandrasekhar formale a causa di varie correzioni per gli effetti relativistici, entropia, carica, e l’involucro circostante. La massa effettiva di Chandrasekhar per un nucleo di ferro varia da circa 1,34 M in nelle supergiganti rosse meno massicce a più di 1,8 M in nelle stelle più massicce., Una volta raggiunta questa massa, gli elettroni iniziano a essere catturati nei nuclei del picco di ferro e il nucleo diventa incapace di sostenersi. Il nucleo collassa e la stella viene distrutta, sia in una supernova che direttamente in un buco nero.,

SupernovaEdit

Quando il nucleo di una stella massiccia crolla, si forma una stella di neutroni, o, nel caso di nuclei che superano il Tolman-Oppenheimer-Volkoff limite, un buco nero. Attraverso un processo che non è completamente compreso, parte dell’energia potenziale gravitazionale rilasciata da questo collasso del nucleo viene convertita in una supernova di tipo Ib, Tipo Ic o Tipo II., È noto che il nucleo crollo produce una massiccia ondata di neutrini, come osservato con la supernova SN 1987A. Estremamente energico neutrini frammento di alcuni nuclei; alcuni dei loro energia è consumata nel rilascio di nucleoni, tra cui i neutroni, e alcuni dei loro energia viene trasformata in calore e energia cinetica, aumentando in tal modo l’onda d’urto iniziato da rimbalzo di alcuni dei infalling materiale dal collasso del nucleo. La cattura di elettroni in parti molto dense della materia in caduta può produrre neutroni aggiuntivi., Poiché parte della materia che rimbalza è bombardata dai neutroni, alcuni dei suoi nuclei li catturano, creando uno spettro di materiale più pesante del ferro che include gli elementi radioattivi fino all’uranio (e probabilmente oltre)., Sebbene i giganti rossi non esplosivi possano produrre quantità significative di elementi più pesanti del ferro usando neutroni rilasciati nelle reazioni collaterali di reazioni nucleari precedenti, l’abbondanza di elementi più pesanti del ferro (e in particolare di alcuni isotopi di elementi che hanno più isotopi stabili o longevi) prodotti in tali reazioni è molto diversa da quella prodotta in una supernova., Né abbondanza corrisponde da solo che si trovano nel sistema solare, così sia supernovae e espulsione di elementi da giganti rosse sono tenuti a spiegare l ” abbondanza osservata di elementi pesanti e isotopi della stessa.

L’energia trasferita dal collasso del nucleo al materiale di rimbalzo non solo genera elementi pesanti, ma fornisce la loro accelerazione ben oltre la velocità di fuga, causando così una supernova di tipo Ib, Tipo Ic o Tipo II., L’attuale comprensione di questo trasferimento di energia non è ancora soddisfacente; sebbene gli attuali modelli di computer di Tipo Ib, Tipo Ic e supernove di tipo II rappresentino parte del trasferimento di energia, non sono in grado di spiegare il trasferimento di energia sufficiente per produrre l’espulsione osservata di materiale. Tuttavia, le oscillazioni dei neutrini possono svolgere un ruolo importante nel problema del trasferimento di energia in quanto influenzano non solo l’energia disponibile in un particolare sapore di neutrini, ma anche attraverso altri effetti relativistici generali sui neutrini.,

Alcune prove ottenute dall’analisi della massa e dei parametri orbitali delle stelle binarie di neutroni (che richiedono due di queste supernove) suggeriscono che il collasso di un nucleo di ossigeno-neon-magnesio può produrre una supernova che differisce osservabilmente (in modi diversi dalle dimensioni) da una supernova prodotta dal collasso di un nucleo di ferro.

Le stelle più massicce che esistono oggi possono essere completamente distrutte da una supernova con un’energia notevolmente superiore alla sua energia di legame gravitazionale. Questo evento raro, causato dall’instabilità della coppia, non lascia residui di buchi neri., Nella storia passata dell’universo, alcune stelle erano anche più grandi delle più grandi che esistono oggi, e collasserebbero immediatamente in un buco nero alla fine della loro vita, a causa della fotodisintegrazione.