“Siamo polvere di stelle” 5/5_2mss – Evoluzione stellare: Sequenza e Sole

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5/5_2mss – Main Sequence and Sun: l’età adulta nella Sequenza Principale e il destino di stelle come il Sole e più piccole

Cosa trovi in questo post 2mss?

L’Indice di riferimento, per avere un’idea di cosa propone il post, con due modalità:
A) puoi proseguire e gustarti la storia tutta d’un fiato
oppure
B) cliccare sui singoli capitoli che ti interessano ed essere fiondato direttamente lì senza sforzo alcuno; a questo punto puoi continuare a leggere oppure cliccare sul richiamo all’indice (che trovi appena sopra ad ogni capitolo) e tornare immediatamente qui per scegliere un altro capitolo, a tuo totale piacimento, sentiti libero di giocare…

1. Come leggere la “Sequenza Principale” (Main Sequence)
   (“Dimmi dove ti trovi e ti dirò chi sei!” o meglio, “Dimmi con che massa sei nata e ti dirò dove metterti!” / “Sei dentro o sei fuori!” / “A proposito di stelle, 4 note utili per te!” / Calore e temperatura “Oh Be a Fine Girl, Kiss Me” / “Da un lato le più diffuse, le Nane rosse: così tante ma quasi invisibili” / “La Nana rossa più famosa?” / “Dall’altra, le più luminose e rare: le Giganti blu“)
2. Quanto vive una stella?
   (“La ricetta della fusione di successo” / “Le dimensioni contano”: il destino dipende dalla M iniziale / Stella (o nebulosa di partenza) “dimmi che massa hai e ti dirò chi sei, quanto vivrai, come morirai e in cosa ti trasformerai!” / “Più grande sei e più duri poco, e morendo squarci il cielo! Se sei troppo grande fin da subito, ti bruci presto, come alcune stelle” del Cinema!” / “Il carburante finisce, la Gravità MAI !”)
   
3. DANZA FUSIONE-GRAVITA‘
   (Come una cipolla!)
   
   “Le FUSIONI: gioco di rimbalzo tra “Core” e “shell”
4. Stadio Sequenza Principale (MS) “catena H-H“
   Mi 0,08 – 2 M_S (Fusione H in core/nel nucleo)
5. Stadio Sequenza Principale (MS) “ciclo CNO“
   Mi > 2 M_S (Fusione H in core/nel nucleo)
   
   “FINE del carburante nel nucleo = ADDIO Sequenza Principale”
6. Stadio “Uscita dalla Sequenza Principale (MS-out)“
   Mi 0,3 – 8 M_S (Fusione H in shell e H-H + CNO)
   (“La palla di plasma si gonfia e raffredda!”)
7. Stadio “Gigante Rossa” (RG)
   Mi 0,3 – 8 M_S (“processo 3 alfa”, Fusione He in C)
   
   SECONDO SCOGLIO 4 MASSE SOLARI – GIGANTE ROSSA RG
   
   “< 4 masse solari”
8. Il Sole non supera questa fase! – “niente mega-esplosione, invece Nebulosa millenaria“
   (“Quanto vive una stella come il Sole, cosa gli succede?” / “Evoluzione in Gigante Rossa RGB – spostamento nel Diagramma” / “Struttura della Gigante”)
9. Stadio Nebulosa Planetaria (PN) – “Ormai il vestito non serve più“
   (“Spettacolare espulsione strati esterni” perde metà della sua massa / “Effetti speciali” finale verosimile / “Che meraviglia! Ma allora è questo lo spettacolo che regalerà, il Sole?” / “No, piuttosto sarà forse come questo …”)
10. Stadio Nana Bianca Solitaria (WD) – “Il Pensionamento del Sole“
    (“Degenerazione elettroni” / “Scheda Nana Bianca”)
11. Quanto vivono stelle un po’ più piccole del Sole – “Se sei più nana della nostra nana gialla“
    (“0,3 – 0,5 M_S“)
12. Quanto vivono stelle di massa piccolissima – “Se sei una micro-stella esile, pelle e ossa“
    “(0,08 – 0,3 M_S“)
13. Destino delle Nane Bianche: ipotesi “Nana Nera“
14. Da dove vengono gli elementi più pesanti del C?

Avvertenze utili: siccome il post è lungo (per carità, mai quanto l’originale ma pur sempre bello lungo), per aiutarti a non perdere il filo del discorso ti ripropongo nei vari capitoli l’immagine di questo Indice. In questo modo, se senti il bisogno di rinfrescare dove ti trovi perché ti sembra di esserti perso/a, ti aiuto a sapere sempre dove sei arrivato/a. Inoltre da ogni capitolo potrai sempre tornare qui in un click istantaneo.

Prosegue il viaggio, 2^ tappa: vieni a studiare il Sole da una posizione privilegiata, la ISS, tramite SOHO !

1. Come leggere la
“Sequenza Principale”
(Main Sequence)

“Dimmi dove ti trovi e ti dirò chi sei!” / “Sei dentro o sei fuori!” / Calore e temperatura: “Oh Be a Fine Girl, Kiss Me” – temperature nucleo-superficie e distanze

Dicevo allora nel post precedente, che la stella, nella fase stabile, si trova nella Sequenza Principale del diagramma H-R (quella specie di serpente che va in diagonale).

La Sequenza Principale rappresenta la stella che inizia a fondere idrogeno ₁H per produrre elio ₂He ed entra in uno stato di equilibrio tra fusione termonucleare e forza gravitazionale.

Come vedi, in questa efficace infografica in lingua spagnola si riesce a capire molto bene, pur schematicamente, il confronto con le dimensione di Giganti e Supergiganti e la posizione di riferimento del Sole.

“Dimmi dove ti trovi
e ti dirò chi sei!”
o meglio,
“Dimmi con che massa sei nata
e ti dirò dove metterti!”

Un po’ come i vigili urbani quando assegnano le postazioni delle bancarelle al mercato… a parte gli scherzi, è un’utile metafora che evidenzia il ruolo della Massa iniziale della stella o della nebulosa di partenza, per poter stabilire dove va a posizionarsi esattamente l’oggetto astronomico nella famosa curva.

Infatti, come mi sono premurato di raccomandarti alla fine del precedente post:

una stella entra in Sequenza Principale in un punto preciso del diagramma e questo dipende esclusivamente dalla sua massa. La Sequenza Principale NON rappresenta gli stadi evolutivi di una stella: ciò significa che le stelline lungo la sequenza NON sono UN’UNICA STELLA che sta evolvendo, bensì stelle diverse con masse diverse, tutte nella fase stabile della loro vita.

Una stella passa la gran parte della sua vita in questo stato di equilibrio (per il Sole 10 miliardi di anni). Lungo la “Sequenza Principale” (il serpente in diagonale) tuttavia trovi stelle anche molto diverse dal Sole, infatti:

• alcune sono piccole e fredde, in verità la maggior parte (scendendo verso destra)

• altre molto più grandi e calde, e più rare (salendo verso sinistra)

Tolte le dovute eccezioni, più è grande la stella, più alta la temperatura raggiunta dal nucleo, maggiore la luminosità (spostandosi salendo verso sinistra lungo la Sequenza). Le eccezioni sono indicate chiaramente qui sotto:

• angolo in alto a sx: calde e brillanti (in Sequenza)
• angolo in alto a dx: fredde ma brillanti (perché gigantesche, fuori Sequenza)
• angolo in basso centro-sx: calde ma deboli (perché piccole, fuori Sequenza)
• angolo in basso a dx: fredde e deboli (in Sequenza)

In quest’altra bellissima immagine esplicativa puoi verificare da te le eccezioni appena descritte.

Qui sotto invece vedi evidenziato solo l’andamento della Sequenza Principale (le stelline danno un’idea delle masse relative dei diversi astri, anche se le dimensioni non sono in scala), e dei tempi di vita previsti in base a tali masse (le stelle piccole hanno un’aspettativa notevolmente più lunga rispetto a quelle grandi e massicce).

“Sei dentro o sei fuori!”

La Sequenza Principale è quindi rappresentata dalla curva costruita passando per le stelline centrali. Dall’alto a sinistra troviamo le stelle più luminose e più calde (Classe O e B di sequenza principale).

Come avevo accennato nel post precedente, dalla Sequenza Principale si dipartono dei Rami “fuori sequenza” che rappresentano l’evoluzione delle stelle di Sequenza Principale.

Ad esempio Proxima centauri, di cui accenno più avanti nel post, “nasce” come Nana rossa mentre il Sole come Nana gialla, entrambe Nane di Sequenza, e resteranno in Sequenza fino ad uscirne in modo però diverso: il Sole prenderà il ramo laterale del diagramma H-R (qui sopra la freccia in giallo), trasformandosi dapprima in una “sub-gigante rossa” e poi in “Gigante rossa”, mentre Proxima si spegnerà diventando nana bianca all’elio. Ma lo vedrai più avanti nel post!

La stessa immagine che ha introdotto l’argomento, ma in inglese e con la classificazione della classe spettrale.

A proposito di stelle, 4 note utili per te!

• solo il nucleo di una stella raggiunge la massima temperatura e densità: solo il 10% della stella è coinvolto nella generazione di energia, che viene prodotta appunto dal nucleo

• le distanze all’interno della stella, tra nucleo e superficie possono essere davvero enormi (il raggio del Sole raggiunge quasi 700.000 km, mentre il nostro pianeta ne fa 6.300 circa) quindi si può venire tratti in inganno credendo che tali distanze siano facilmente immaginabili

• nell’irraggiamento i fotoni possono percorrere solo distanze molto piccole a causa dell’enorme opacità e viscosità del plasma, emergendo alla superficie solo dopo milioni di anni! (sì, hai letto bene, non è un errore, proprio “milioni” di anni)

• nella comparazione del vari pianeti del Sistema Solare con il Sole, noi risultiamo minuscoli: ti basti riflettere che la Terra, solo nel diametro del disco del Sole, ci sta ben 110 volte!

Colore e temperatura:
“Oh Be A Fine Girl, Kiss Me!”

Questa è la “classe spettrale” delle stelle, in parole povere il loro colore, ad ogni colore corrisponde una classe, assegnata in base alla temperatura superficiale.

Di solito il colore della luce emessa dipende dall’intensità del calore prodotto in superficie

Avrai forse notato che, nello spazio, la temperatura associata al colore è esattamente l’inverso di quella che risulta sulla Terra in base alla nostra esperienza quotidiana…

Nel cosmo, in quanto a temperature superficiali delle stelle, si va dai 3.000 Kelvin per le nane rosse, su e su fino ai 50.000 Kelvin ed oltre per le Supergiganti blu, ma ricorda sempre, in questo caso si parla di temperature in SUPERFICIE, da non confondere con quelle del nucleo

Una seconda tabella evidenzia un margine di temperature per ciascuna categoria, sempre temperature superficiali mi raccomando: dall’alto in basso
– O = Blu-azzurro
– B = Bianco-azzurro
– A = Bianco
– F = Bianco-giallastro
– G = Giallo
– K = Arancione
– M = Rosso

Siccome però è un po’ faticoso ricordare tutta la sequenza e non sbagliarsi, e poi come sai quando si è stanchi e distratti il rischio di confondersi aumenta …

… allora si è corso ai ripari pensando di semplificare e facilitare le cose, in fondo le mnemo-tecniche possono davvero essere di grande aiuto quando ci sono tanti dati da tenere a memoria…

Così, per ricordare nel corretto ordine la sequenza che lega strettamente classe spettrale (colore) e massa della stella con la temperatura superficiale, è stata inventata appositamente la canzoncina di questo sotto-capitolo, basandosi sulle lettere da utilizzare:

“Oh Be A Fine Girl: Kiss Me!”, che per chi non conosce l’inglese significa
“Sii una ragazza gentile: Baciami!”
In questo modo ora è difficile che ti sbagli!
(ovviamente, una volta tradotta la sequenza non funziona più)

Il Sole è una Nana gialla della classe spettrale “G”, quindi è un po’, come dire, la nostra “Ragazza” (“Girl” nella canzoncina): buona parte della luce è gialla.
Se la temperatura fosse più alta, la lunghezza d’onda sarebbe sul blu o persino dell’ultravioletto, mentre stelle più fredde tendono decisamente verso il rosso.

Nella bellissima rappresentazione artistica qui sotto, puoi ammirare la comparazione delle dimensioni di alcune stelle della Sequenza Principale, quindi tutte stelle che stanno bruciando idrogeno ₁H in elio ₂He, tutte nella Sequenza:

• una nana rossa (0,1 masse solari)

• una nana gialla (come il Sole)

• una “nana blu” (alla nascita già 8 masse solari)

• e poi c’è la gigantesca R136a1, a 170.000 anni luce di distanza nella nebulosa Tarantola (Grande Nube di Magellano)
  – più di 320 masse solari stimate alla nascita e ora scese a 265
  – temperatura superficiale di circa 53.000 K
  – raggio 35 volte superiore a quello solare

Ecco una utilissima infografica riepilogativa in cui trovi, per le stelle di Sequenza Principale ma anche per quelle “fuori Sequenza”, Giganti, SuperGiganti e Nane Bianche:

• classe spettrale
• temperatura
• raggio
• massa
• luminosità
• tempo di vita
• abbondanza dell’oggetto astronomico nell’universo

Da un lato le più diffuse, le “Nane rosse”: così tante ma quasi invisibili

Oltre il 90% delle stelle ha un piccola massa e produce Carbonio e Ossigeno

Quelle più diffuse sono le piccole “Nane rosse“: 1/10 della massa solare (M_S) e temperature più basse di migliaia di gradi. Emettendo però una luce così fioca, nel cielo notturno non si distinguono!

Ovviamente ricorda, una “nana” è tale solo in senso stellare, perché confrontata ad un pianeta come l’immenso Giove, ad esempio, risulta molto più grande – nell’Universo è sempre tutto molto relativo!

La Nana rossa più famosa?

Parlavo proprio di lei nel sotto-capitolo “Sei dentro o sei fuori!“, ne avrai sentito parlare diverse volte, sicuramente! La nana rossa appena visibile nel cerchietto più sotto è la famosa Proxima Centauri, la stella più “vicina” a noi: 4,24 anni luce!

A proposito, se stai pensando che 4 anni di viaggio non sono poi così tanti e pensavi molto peggio, ricrediti e leggi subito qui!

Oltre ad essere decisamente molto più piccola del Sole, Proxima C ha anche un’altra importante differenza: non è solitaria, fa infatti parte di un sistema triplo assieme alle altre due compagne Alpha Centauri A e B…

… A e B, due stelle che essendo prospettivamente sovrapposte rispetto a noi, da così lontano sembrano un corpo unico! Ma se solo ti avvicini…

… mentre sono rispettivamente nana gialla e arancione, stelle di Sequenza, la prima grande poco più del Sole. Ecco, qui puoi apprezzare il confronto in dimensioni. (leggi l’ottima scheda sul nostro vicino galattico, di Andreotti Roberto – INSA)

Dall’altra, le più luminose e rare: le Giganti blu

Le stelle che invece vediamo in cielo sono quelle più luminose, più rare e distanti. Le stelle più grandi sono anche le più calde. Dall’altro lato dello spettro abbiamo infatti le enormi Giganti Blu:

• temperatura media in superficie di 25.000°C
• massa pari a 20 volte quella del Sole
• luminosità 10.000 volte superiore a quella del Sole

Ecco un esempio di Giganti e SuperGiganti, tutte facenti parte della Costellazione di Orione, una delle più note:
– Bellatrix (Gigante Blu B2 “prossima” all’uscita dalla Sequenza, in tempi cosmici ovviamente)
– Rigel (SuperGigante Blu B8 “fuori Sequenza”)
– Betelgeuse (SuperGigante Rossa “Fuori Sequenza”).

2. Quanto vive una stella?

“La ricetta della fusione di successo” / “Le dimensioni contano”: il destino dipende dalla M iniziale / Stella (o nebulosa di partenza) “Dimmi che massa hai e ti dirò chi sei, quanto vivrai, come morirai e in cosa ti trasformerai!” / “Più grande sei e più duri poco, e morendo squarci il cielo! Se sei troppo grande fin da subito, ti bruci presto, come le stelle del Cinema!”

La ricetta della fusione di successo

La carica positiva di un atomo (protone H+ più neutrone n) è confinata entro un nucleo di 10^–13 cm. Perché possa avvenire una reazione di fusione nucleare (che significa, come hai visto, fare partire la vita della stella in modo stabile) è necessario che 2 atomi si avvicinino fino a quella distanza!

È così difficile, mi chiederai tu!? Eh insomma, non è per niente una passeggiata, poiché a questa distanza le forze di repulsione sono estremamente forti (Barriera di Coulomb) e quindi il modo per superare l’enorme resistenza è accelerare le particelle fino a superare questa Barriera. Per superarla servono:

• grandi temperature (cioè grandi accelerazioni dovute all’energia termica)
  e/o
• grandi densità (gli atomi costretti a stare molto vicini tra loro)

Queste condizioni si verificano solo a partire dalla massa_i > 0,08 masse solari, il primo “scoglio” di cui ti ho parlato nel post precedente, ricordi?

0,08 M_i

Da questa soglia in poi, però, troviamo situazioni molto diverse a seconda proprio della Massa e quindi del tipo di fusione che entra in gioco nel nucleo.

“Le dimensioni contano”:
il destino dipende dalla Massa iniziale M_i o M₀

La vita futura della stella dipende quindi essenzialmente dalla sua
Massa Iniziale (Mi o M₀)

• la massa che ha quando comincia a bruciare idrogeno ₁H in elio ₂He sulla Sequenza Principale detta di Età Zero o ZAMS (Zero Age Main Sequence)
• oppure detto in altro modo, la sua permanenza nella Sequenza Principale dipenderà da quella che era la massa iniziale della nebulosa da cui si è formata

Il dato interessante e tuttavia contro-intuitivo è che
più la stella è grande,
più intensa, violenta e corta sarà la sua vita

Sì, in effetti una persona poco pratica di astronomia e di evoluzione stellare potrebbe pensare: “è grande, dura più a lungo perché ha un’enorme riserva di energia, molta più materia da bruciare”…
… mentre invece è esattamente l’opposto:

proprio a causa delle grandi dimensioni e della grande quantità di materia che in essa è concentrata, una stella Supergigante o Ipergigante consuma il suo carburante molto più velocemente e in modo più violento:
la sua vita sarà più “breve e tempestosa” (in senso cosmico), con finale cataclismatico e titanico oltre ogni immaginazione, fidati!

Le più grandi vivono “appena” una decina di milioni di anni …

“le stelle azzurre sono più GRANDI e pesanti. Sono anche più calde e bruciano più in fretta, per questo moriranno prima”

… mentre le più piccole, decine o centinaia di miliardi di anni, una bella differenza!

“La mamma rispose: le stelle più piccole sono rosse perché sono più FREDDE, e vivono molto più a lungo”

Stella (o nebulosa di partenza), “dimmi che massa hai e ti dirò:
– chi sei
– quanto vivrai
– come morirai
– e in cosa ti trasformerai!”

Per questo motivo una stella rimane nella Sequenza Principale del diagramma H-R per un tempo che è inversamente proporzionale alla sua massa, ti ripropongo la tabella sottostante per comodità:

• M_i piccola: 0,5 masse solari = 200 miliardi di anni
• M_i Sole: 1 M = 10 miliardi di anni
• M_i più grande del Sole: 3 masse solari = 500 milioni di anni
• M_i molto più grande: 20 masse solari = 3 milioni di anni

• una stella di 60 masse solari (classe O) evolverà in una Supergigante blu
• una stella di 15 masse solari (classe B) evolverà in una Supergigante rossa passando per una Supergigante blu ed una Supergigante gialla
• una Nana gialla (Sole) evolverà in una sub-gigante rossa e poi Gigante rossa

Quindi per riassumere:

• stelle di Sequenza = in fase stabile che fondono idrogeno ₁H in elio ₂He
• stelle “fuori Sequenza” = evolute dalla Sequenza Principale e che vanno a morire
• le Giganti gialle e rosse sono fuori sequenza (a destra in alto) e sono sempre stelle evolute dalla Sequenza Principale
• le Giganti di Sequenza invece sono bianche e azzurre/blu

Più grande sei e più duri poco, e morendo squarci il cielo!
Se sei troppo grande fin da subito, ti bruci presto, come purtroppo alcune stelle del Cinema!

E’ quindi proprio il caso di dire che
nell’arco vitale di questi corpi celesti
le dimensioni contano!
Nel loro caso, la massa è l’elemento fondamentale.

SuperGiganti ed IperGiganti sono infatti fameliche e voraci!

Un astro con massa 10 volte quella del Sole può avere 1/1000 della sua longevità, quindi vivere “solo” 10 milioni di anni, come hai visto poco fa.

Il carburante finisce,
la Gravità MAI !

Tutte le stelle di massa piccola nate nell’universo, e ne nascono da più di 10 miliardi di anni, sono nella loro infanzia. Nessuno di questi corpi celesti ha vissuto abbastanza
da essere prossimo alla fine.
Ma per tutte le stelle, compreso il nostro Sole, la Sequenza Principale non durerà in eterno, vivrà soltanto finché avrà carburante da bruciare:

quando finirà, la fusione si fermerà,
e la gravità avrà la meglio.
E’ una forza che non si arresta mai, mentre il carburante prima o poi finisce!

3. Danza Fusione-Gravità

Ti faccio notare che da questo momento in poi,
da quando nel nucleo la stella esaurisce
tutto l’idrogeno H e resta solo elio He, e
quindi lascia la Sequenza Principale,
inizia quella che io chiamo
la “danza fusione-gravità”,
che ricorda anche un po’ un cuore che batte

Ogni volta che il nuovo nucleo formato esaurisce il carburante precedente

termina un bruciamento,
il motore si spegne,
la gravità ha la meglio
il nucleo si contrae e l’inviluppo esterno si espande

La contrazione provoca aumento di temperatura e densità che innesca
l’accensione del nuovo elemento pesante

un successivo bruciamento,
e quindi la fusione del nuovo nucleo,
e un nuovo temporaneo equilibrio tra fusione e gravità,
cioè tra pressione radiativa e forza gravitazionale,
il nucleo si espande e l’inviluppo esterno si contrae

Fino a quando nel nuovo nucleo non si esaurisce anche quell’elemento
e il motore si spegne di nuovo…

…. e così via…
fino alle fase di Gigante, oppure,
per le stelle molto più grandi del Sole,
fino alla Supergigante ed Ipergigante…

Tempi cosmici sempre più brevi,
temperature sempre più alte,
densità sempre più colossali,
finché si arriva al
FERRO,
e quello è l’infarto,

… l’inizio della fine!

Come una cipolla!

Esatto, hai letto bene: come hai visto nella penultima immagine e come vedrai tra poco, a forza di accensioni, bruciamenti e spegnimenti, le stelle con massa a partire da 4 masse solari in su, formano al loro interno tutta una serie di strati concentrici (detti “shell” e “inviluppo”) per cui alla fine vanno ad assomigliare alla struttura di una cipolla!

Considera inoltre che tali gusci non sono spessi pochi km, bensì decine o centinaia di migliaia (addirittura in alcuni casi anche milioni di km): per questo in ciascuno di essi avvengono attività e dinamiche tanto diverse, in uno fusione di un elemento, nell’altro accumulo di un altro elemento inerte, quindi temperature e densità molto diverse, quasi fossero mondi separati eppur non lo sono.

Le FUSIONI:
gioco di rimbalzo tra “Core” e “shell”

Sappiamo che in base alla massa iniziale (Mi),
nel nucleo (core)
si attivano fusioni in base a diversi tipi di reazioni

Parto come riferimento da questa immagine di Sequenza Principale

i valori di masse solari che seguono non sono da prendere come assoluti definitivi, poiché sul web non ho trovato sempre molta concordanza dalle varie fonti, quindi qui presento cifre prudenziali.

Attenzione a non confondere!
MS = Sequenza Principale (Main Sequence)
M_S = Massa solare

4. Stadio:
Sequenze Principale (MS)
M_i modesta = 0,08 – 2 M_S

Tipo di Fusione: idrogeno ₁H in ₂He (in core/nel nucleo)
Catena “protone-protone” H-H

Massa iniziale: modesta (0,08 – 2 masse solari)
Stadio: Sequenza Principale
Arco di tempo: milioni o miliardi anni
Temperatura raggiunta nel nucleo: 15 milioni di Kelvin (10⁷)

Nel nucleo fonde l’idrogeno H e produce/si trasfoma in elio He.
La fusione di H che produce He con il ciclo protone-protone (H-H) avviene in stelle con masse modeste, quindi essendo quelle più abbondanti e diffuse nell’Universo, si può dire nella maggior parte delle stelle.

Nel Sole questa catena è il processo predominante

• 1) 2 nuclei di idrogeno H si fondono producendo energia, Deuterio (isotopo dell’H), un positrone (elettrone positivo) e un neutrino elettronico
• 2) il Deuterio si fonde con un protone H+ dando origine all’elio He-3 e a un fotone gamma
• 3) 2 nuclei di He-3 si fondono in He-4 con la produzione di energia e liberando 2 protoni H+

5. Stadio:
Sequenza Principale (MS)
M_i > 2 M_S

Tipo di Fusione: idrogeno ₁H in ₂He (in core/nel nucleo)
“Ciclo ₆C-₇N-₈O” (Carbonio-Azoto-Ossigeno)

Massa iniziale: > 2 masse solari
Stadio: Sequenza Principale
Arco di tempo: milioni o miliardi di anni
Temperatura raggiunta nel nucleo: > 20 milioni di Kelvin (10⁷)

Nel nucleo fonde l’idrogeno H e produce/si trasforma in elio He
Se la massa supera le 2 masse solari, la fusione avviene principalmente attraverso un altro tipo di reazioni, il ciclo CNO Carbonio-Azoto-Ossigeno, che è più efficiente sopra i 20 milioni K. In questo processo, partendo da 4 protoni, avviene la produzione di 1 particella alfa (cioè un nucleo di elio He) più 2 positroni e 2 neutrini, con rilascio di energia sotto forma di raggi gamma.

I nuclei di Carbonio, Azoto e Ossigeno, dai quali il ciclo trae il nome, svolgono solo il ruolo di catalizzatori nella combustione nucleare dell’H, quindi vengono creati e distrutti. Il ciclo CNO è il meccanismo principale che produce azoto ₇N, elemento essenziale per la vita, tanto è vero che si deve accumulare tanto N perché il ciclo sia a regime. Il ciclo ha luogo nelle zone degli interni stellari in cui si ha combustione di idrogeno H a temperature sufficientemente alte da renderlo efficiente.

Tutte le stelle invece attivano il ciclo CNO nella fase di combustione dell’₁H in shell (Gigante Rossa).

“FINE del carburante nel nucleo = ADDIO Sequenza Principale“

6. Stadio:
Uscita dalla Sequenza Principale (MS-out)
M_i = 0,3 – 8 M_S

Così come la stella era entrata in Sequenza Principale (episodio 1ob), in fase adulta trovando il suo equilibrio tra Gravità e Pressione di radiazione, ora ne esce, abbandonandola, per avviarsi verso il suo destino a seconda della M_i.

Tipo di Fusione: idrogeno H + CNO in He (in shell/inviluppo esterno)

Massa iniziale: 0,3 – 8 masse solari
Uscita dalla Sequenza Principale: Subgigante, Gigante Rossa
Arco di tempo: 1 miliardo di anni
Temperatura raggiunta nel nucleo: 15 – 100 milioni di K (10⁸)

Fine della Fase di stabilità nella Sequenza Principale: una stella come il Sole vive nella condizione stabile della catena H-H per circa 10 miliardi di anni (mentre stelle più piccole più a lungo, e stelle più grandi molto meno) producendo luce, calore (radiazioni, energia) fino a che il nucleo non si trasforma tutto in elio ₂He ed il motore si spegne (rappresentato in nero nella figura sottostante).

Senza più pressione verso l’esterno la gravità comprime il nucleo, l’energia gravitazionale si trasforma in energia termica che fa riscaldare sempre più il nucleo ma anche gli strati sovrastanti (danza fusione-gravità). Viene innescato il bruciamento dell’₁H in una corona circolare intorno al nucleo (“shell”), e qui attivato anche il ciclo CNO assieme alla catena H-H.

La palla di plasma si gonfia e raffredda!

La temperatura aumenta ancora, gli strati (“inviluppi”) sopra la corona di bruciamento dell’₁H si riscaldano e si espandono (da qui lo stadio di “subgigante”) mentre la temperatura superficiale diminuisce e gli strati esterni della stella si dilatano raffreddandosi.

La stella lascia la Sequenza Principale del diagramma H-R e si trasforma in una Gigante Rossa anche 100 volte più grande del Sole, continuando a bruciare idrogeno ₁H in elio ₂He in shell per un altro miliardo di anni (la sezione circolare rossa nell’immagine qui sotto).

Il Nucleo di elio ₂He è già pronto nelle stelle di massa elevata, mentre in quelle di piccola massa viene lentamente costruito dal bruciamento in Shell

7. Stadio:
“Gigante Rossa”
M_i = 0,3 – 8 M_S

Tipo di Fusione: elio ₂He in ₆C (in core/nel nucleo) e ₁H (in shell)
“processo 3 alfa”

Massa iniziale: 0,3 – 8 masse solari
Stadio: Gigante Rossa
Arco di tempo: 100 milioni anni
Temperatura raggiunta nel nucleo: > 100 milioni di K (10⁸)

Tutte le stelle con massa iniziale > 0,5 masse solari possono bruciare l’elio ₂He.
La reazione di bruciamento dell’₂He è 10 volte più veloce di quella dell’₁H

Quando il nucleo raggiunge la massa sufficiente, una complessa serie di contrazioni e collassi gravitazionali provoca un forte innalzamento della temperatura nucleare fino oltre 100 milioni K, e il conseguente innesco della fusione dell’elio ₂He in carbonio ₆C, finché tutto l’₂He è convertito in ₆C e ₈O.

Nel nucleo fonde elio ₂He e produce/si trasforma in carbonio ₆C.
In questo processo 3 nuclei di ₂He (particella alfa) sono trasformati in ₆C carbonio. Questa reazione di fusione nucleare può avvenire solo in ambienti che siano ricchi di elio ₂He, sottoposti a pressioni elevate e a temperature superiori a 100.000.000 K.

Il “processo 3 alfa” avviene quindi solo all’interno di stelle in stadio di evoluzione avanzato, dove l’₂He prodotto dalla catena H-H e dal ciclo ₆C-₇N-₈O si è accumulato al centro della stella.

Fermi tutti !
A questo punto c’è il secondo scoglio da superare!

Non ricordi più qual era il primo? Torna un momento al post precedente dai!

minimo 4 masse solari

Giunta allo stadio di
“Gigante rossa”,
la sorte di una stella dipende infatti dalla sua
massa iniziale M_i

A questo punto, infatti, nel caso del nostro Sole e delle stelle più piccole (minimo 0,3 masse solari), la temperatura raggiunta nel nucleo non è abbastanza alta da bruciare carbonio C e non sarà possibile nessuna ulteriore reazione esotermica!

Che succede SE la stella NON è abbastanza massiccia da bruciare il C?

No, non essere depresso, non è assolutamente una brutta notizia per noi, è molto meglio così! In realtà non fraintendermi, non che faccia alcuna differenza visto che quando capiterà sarà tra circa 4-5 miliardi di anni e probabilmente il genere umano sarà già abbondantemente estinto… tuttavia, almeno in senso cosmico, non finiremo spazzati via in un “istante”!
Invece, per come è il Sole, ci lascia tranquilli per un bel po’ ancora e poi ci cuoce a fuoco lento tra luminosità e pesanti radiazioni in aumento … uhm, mi sa che non ti ho tranquillizzato molto …

Massa_i < 4 masse solari

8. Il Sole non supera questa fase!
“niente mega-esplosione, invece Nebulosa millenaria“

“Quanto vive una stella come il Sole, cosa gli succede?” / “Evoluzione in Gigante Rossa RGB – spostamento nel Diagramma” / “Struttura della Gigante”

Tutte le stelle con massa iniziale < 4 masse solari NON sono in grado di innescare il bruciamento del carbonio C

Le stelle che non superano questo scoglio e che però diventano Giganti Rosse, hanno massa iniziale tra 0,3 e 8 masse solari, quindi in questo intervallo di masse trovi Giganti di intensità diverse.

Quanto vive allora una stella come il Sole (unità di massa di riferimento), che gli succede?

Come ti ho spiegato nel punto 2 (Quanto vive una stella?), le dimensioni di una stella non incidono solo su quanto vivrà, ma anche sul modo in cui morirà. Quelle grandi esplodono con furia devastante, mentre le piccole sono condannate a spegnersi poco a poco.

Il Sole è una stella di mezza età e di massa relativamente piccola

In questa fase, come detto, il nucleo continua a contrarsi e la sua temperatura aumenta finché è possibile l’innesco del bruciamento dell’elio ₂He in carbonio ₆C. Gli strati esterni si gonfiano mentre la temperatura superficiale scende a 2.700°-3.600° C (2.973-3.873 K) e la luminosità aumenta da 1.000 a 10.000 volte.

È la contrazione del nucleo e il conseguente aumento di temperatura che lo fanno brillare e aumentano la luminosità della stella che si sta trasformando in Gigante, mentre gli strati esterni allontanandosi da quella zona turbolenta, al contrario si “raffreddano”.

La stella entra nella fase di Gigante Rossa e risale lungo il Ramo delle Giganti Rosse (RGB)

Per qualche decina di milioni di anni la stella riesce a mantenere quindi un certo equilibrio, mantenendo negli strati esterni una temperatura più o meno costante. Nell’infografica qui sotto considera l’intervallo tra i 9 e i 10 miliardi di anni.

Sei preoccupato/a? Sicuro/a di aver capito bene? Sto parlando di ancora 5 miliardi di anni circa… puoi rilassarti ora!

Evoluzione in Gigante Rossa “RGB”
(spostamento nel Diagramma)

Quando il Sole sarà diventato una Gigante Rossa, arriverà quasi a toccare l’orbita di Marte. Vedo di aiutarti ad immaginarlo, grazie all’aiuto di qualche foto o disegno eloquenti, in parte elaborazioni da foto reali di fantastici astrofotografi. Parto da questa, per ricordarti quanto è piccolo il nostro astro, osservato in cielo (mi raccomando con occhiali da sole adeguati e non troppo a lungo altrimenti può creare danni permanenti alla retina, non si scherza!).

Nella fase di sub-gigante il Sole inizia a gonfiarsi, espandendo gli strati esterni, e la dimensione salta “subito” all’occhio, in termini cosmici (sì, perché non lo farà in un mese e neppure in un anno, e nemmeno in un secolo) …

… si gonfia sempre più …

Ora osserva una stupenda foto della ISS (Base Spaziale Internazionale) “catturata” mentre attraversa il disco solare, con un buon telescopio e tanta sapiente tecnica (perché ce ne vuole tanta, visto che la ISS è piuttosto veloce). Nota anche il gruppetto di macchie solari poco più a destra in alto…

In quest’altra splendida foto puoi apprezzare meglio, ancora più in dettaglio ISS e macchie solari, il disco solare è ovviamente filtrato …

– Ho approfittato della spettacolare sagoma della ISS di Thierry, chiedendo il suo permesso (e lo ringrazio), per creare due semplici fotomontaggi utili al mio scopo –
Una simulazione del passaggio della ISS sulla tumultuosa cromosfera solare: come apparirebbe il Sole in tutta la sua devastante potenza se l’occhio umano potesse sopportarlo, ma questa è ancora una visuale normale al telescopio, perché in realtà quando inizia a trasformarsi in sub-gigante e Gigante rossa, la situazione cambia …

… e allora potresti cominciare a capire cosa significherebbe avere un tale “mostro cosmico” che sta per inghiottirti, perché i suoi strati più esterni si sono gonfiati e stanno raggiungendo la Terra … allora una scena come questa (simulazione!), radicalmente e spaventosamente diversa, non vorresti mai vederla!

Così, questo sarebbe il nostro ultimo “tuffo” senza ritorno … (A proposito, probabilmente la vita sulla Terra sarà stata spazzata via molto prima di arrivare a questo momento, a causa dell’aumento della luminosità e delle pesanti radiazioni della Gigante, quindi il “pallido pallino blu” non sarà ormai più blu da tempo!)

Il Sole nella Sequenza Principale ha un diametro approssimativo di 0,01 Unità Astronomiche AU. Qui le distanze e ovviamente le dimensioni non sono assolutamente in scala, ma la schematica serie di orbite dei pianeti interni rocciosi serve a introdurre la comparazione di quanto si gonfierà il Sole e quanti pianeti ingloberà. Divertiti a spostare la riga centrale per confrontare le scene!

Arriverà ad inghiottire la Terra e quasi raggiungerà Marte…

Nella fase di Gigante Rossa il suo diametro cresce fino a 2 Unità Astronomiche AU (praticamente la larghezza della 1^ fascia di asteroidi).

Struttura della Gigante

La stella, uscita dalla Sequenza Principale, ha ormai una struttura a 5 strati (come una cipolla), ognuno diverso dall’altro, e quando finisce il carburante l’esaurimento dell’elio ₂He lascia dietro di se un nucleo in contrazione di Carbonio e Ossigeno (₆C–₈O):

1. nucleo inerte in contrazione di Carbonio e Ossigeno (₆C-₈O)
2. shell di bruciamento (₂He ->₆C): il guscio di He che si trasforma in carbonio C
3. shell inerte (₂He): il guscio di He che si è accumulato
4. shell di bruciamento (₁H ->₂He): il guscio di H che continua la fusione in elio He
5. inviluppo (₁H): guscio esterno di idrogeno H inerte

Quindi, riassumendo…

In sostanza il processo evolutivo di una stella come il Sole prevede che:
– questa passi dalla Sequenza Principale (Main Sequence), la zona in cui avviene la fusione dell’Idrogeno (₁H-Burning)

– finché non si accumula ₂He inerte nel cuore della stella (Core)
– tuttavia la combustione dell’₁H continua in uno strato attorno al nucleo (shell)
– e fa sì che la stella si espanda ed entri nel Ramo delle Giganti Rosse!
– Finché non finisce tutto l’₂He

Gli stadi 9 e 10 sono contemporanei essendo parte dello stesso processo: l’espulsione degli strati esterni corrisponde alla perdita di circa metà della massa della stella, e quel che resta è il nucleo molto più piccolo, caldo e luminoso che illumina in modo più o meno potente la Nebulosa Planetaria

9 (+10). Stadio Nebulosa Planetaria (PN)
“Ormai il vestito non serve più“
Arco di tempo: 10.000 anni

“Spettacolare espulsione strati esterni” perde metà della sua massa / “Effetti speciali” finale verosimile / “Che meraviglia! Ma allora è questo lo spettacolo che regalerà, il Sole?” / “No, piuttosto sarà come questo …”

A questo punto il motore del nostro Sole si è di nuovo fermato e la gravità riprende a comprimere il nucleo (danza fusione/gravità).

Spettacolare espulsione strati esterni
(perdita di circa metà della massa)

La temperatura cresce ma non abbastanza, infatti non si attiva l’innesco del Carbonio, che quindi non riesce a trasformarsi in Ossigeno ed il nucleo collassa, mentre gli strati esterni vengono lanciati nello spazio circostante, definiti dall’astronomo Filippenko come “rigurgiti cosmici” illuminati dalla stella incandescente.

E’ un forte vento stellare che “spazza” l’idrogeno ₁H dagli strati superficiali, finché nella fase finale di questa perdita dell’involucro stellare, l’astro pulsa con periodi da alcuni mesi a più di 1 anno (stelle “variabili” a lungo periodo).

Insomma, facendo un paragone molto concreto e per te comprensibile, sarebbe un po’ come quando, alla guida della tua macchina, dopo aver cambiato 1^, 2^ e 3^ tu stessi per ingranare la 4^ ma improvvisamente il motore si spegne perché non ti sei accorto/a della spia che indicava “riserva esaurita”!

In realtà, però, in questo caso la macchina è una piccola utilitaria che comunque non va oltre i 90 km/h, quindi anche se tu avessi avuto altro carburante, non avrebbe potuto andare oltre quella velocità.

Queste stelle si sposteranno velocemente, nel giro di soli 10.000 anni, verso regioni a temperatura più elevata mantenendo quasi costante la loro massa e quindi luminosità (spostamento nel diagramma verso sinistra).

Effetti speciali
(finale verosimile)

Ecco qui una interessante animazione della dinamica di formazione della Nebulosa Planetaria (ad un certo punto puoi notare anche una specie di flash detto “flash dell’Elio”, ma non posso approfondire qui altrimenti non finisco più il post)...

… e tre splendidi esempi di questo tipo di Nebulose: NGC 7293, Elica …

… M27, Manubrio …

… ed M57, Anello!

Che meraviglia!
Ma allora è questo lo spettacolo che regalerà, il Sole?

Ecco … non vorrei deluderti, temo che non sarà così ipnotizzante e spettacolare!

Te lo dico perché una recente ricerca del dott. Albert Zijlstra e colleghi dell’Università di Manchester ha potuto stabilire dei parametri:

• solo stelle con una massa > 3 masse solari producono nebulose talmente luminose da essere visibili anche da decine di milioni di anni luce di distanza

No, piuttosto sarà forse come questo …

• quelle invece con massa < 1,1 massa solare, e quindi anche il Sole, sono molto meno luminose: il nostro amato astro non produrrà quindi una Nebulosa Planetaria brillantissima e scenografica come la “nebulosa ad anello” che hai apprezzato qui sopra, ma farà del suo meglio per non deludere del tutto, e probabilmente lo spettacolo potrebbe assomigliare ad Abell 39, la gigantesca bolla sferica che puoi ammirare in questa immagine, a 7.000 anni luce da noi

10 (+9). Stadio Nana Bianca solitaria (WD)
“Il Pensionamento del Sole“

“Degenerazione elettroni?” “Pressione degenere?” Eeeeh?! Che significa? / “Scheda Nana Bianca solitaria”

Continuando con l’esempio del nostro Sole, il nucleo centrale continuerà la sua evoluzione a raggio costante (“degenerazione degli elettroni”), raffreddandosi, come puoi vedere qui sotto nella freccia tratteggiata blu-azzurra.

“Degenerazione degli elettroni?“
“Pressione degenere?”
Eeeeh?! Che significa?

Sì, serve accennare a questo concetto, altrimenti rischi di portare avanti una lacuna che non aiuta alla chiarezza: in pratica agli elettroni non piace essere compressi!
Così succede che la pressione di questi “elettroni degeneri” si oppone alla forza di gravità che vorrebbe completamente schiacciare questo nucleo restante, e gli impedisce di collassare ulteriormente.

Scheda
“Nana Bianca solitaria”

Mentre nello spazio si propaga questa nebulosa planetaria, che si espande ad un velocità di circa 900.000 km/h, vale a dire 250 km/s …

… il Sole si è trasformato in una Nana Bianca, con queste caratteristiche:

• un bizzarro corpo celeste simile a Sirio B, accanto alla sua compagna Sirio, l’astro più brillante del nostro cielo

• è un tipo di stella molto strano, molto molto densa (un cucchiaio della materia che lo compone peserebbe parecchie tonnellate), ha una massa circa 300.000 volte superiore al nostro pianeta, ma con un volume pari alla Terra

• un nucleo 100 volte più piccolo del Sole, il nucleo collassato infatti non supera 1,44 masse solari in un volume come quello della Terra (limite scoperto del fisico Chandrasekhar negli anni ’30)

• una palla calda di ₆C e ₈O (carbonio e Ossigeno), avvolta da elio ₂He e tracce di idrogeno ₁H

• il collasso impedito dalla pressione degenere esercitata dagli elettroni

• temperatura superficiale tra i 10.000 e i 20.000 K, quindi da 2 a 3 volte più calda di quella solare, nonostante sia così tanto più piccola

“Una Nana Bianca solitaria rappresenta l’ultimo stadio nella vita di una stella simile al Sole, la vecchiaia; continuerà a brillare per miliardi di anni, emettendo gradualmente tutta l’energia residua; infatti tutta la luce che la fa brillare è energia che è stata accumulata prima di andare in “pensione”, quando trasformava elementi più leggeri in più pesanti, proprio come sta facendo il Sole ora. E’ come se stesse spendendo i risparmi accumulati in vita. Sarà questo il destino del nostro Sole”

astronomo Filippenko

Meno della metà delle Nane bianche conosciute sono solitarie, e quindi si spegneranno lentamente in solitudine.

Più della metà si trovano in sistemi binari o multipli (vedrai una bella serie di esempi nel 4° episodio finale), viaggiando nel cosmo con almeno una compagna. Per queste il destino sarà drammaticamente diverso perché ci sarà “il canto del cigno”.

11. Quanto vivono stelle un po’ più piccole del Sole?
“Se sei più nana
della nostra nana gialla“
M_i = 0,3 – 0,5 M_S

“Giganti modeste”

Le stelle con massa iniziale compresa fra 0,3 e 0,5 masse solari sono abbastanza massicce per diventare delle Giganti, ma non in modo sufficiente per innescare la fusione dell’elio ₂He.

Giganti “modeste”

Quando fuoriescono dalla Sequenza Principale a causa della scarsità di idrogeno ₁H nei loro nuclei, queste stelle aumentano le loro dimensioni e la loro luminosità diventando Giganti sì, ma modeste, meno corpose di come diventerà il Sole; il nucleo tuttavia non raggiunge mai le condizioni di densità e temperatura tali da innescare il flash dell’₂He e così la fase di Nebulosa Planetaria arriva molto prima e diventano molto presto delle Nane Bianche all’₂He.

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12. Quanto vivono stelle di massa piccolissima?
“Se sei una micro-stella esile,
pelle e ossa“
M_i = 0,08 – 0,3 M_S

Le stelle di massa molto piccola (ma anche quelle con massa superiore a 8 masse solari) non divengono mai Giganti Rosse.

Queste “Nane rosse” vivono centinaia di miliardi di anni perché fondono l’idrogeno ₁H lentamente in elio He e rimescolano tutto finché resta solo ₂He; la temperatura e la luminosità crescono e diventano per un breve periodo delle stelle azzurre prima di trasformarsi, quando l’₁H è esaurito, direttamente in Nane Bianche all’₂He (quindi niente carbonio ₆C).

Siccome la vita delle Nane Rosse (almeno 80-100 miliardi di anni nella Sequenza Principale) è molto più lunga dell’attuale Universo (13,8 miliardi di anni), nessuna di esse è arrivata ancora alla fine della sua evoluzione!

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13. Destino delle Nane Bianche:
ipotesi “Nana Nera”

Quando una Nana Bianca, nel corso di miliardi di anni, raffreddandosi, disperde tutto il suo calore nell’Universo e le sue reazioni nucleari non sono più sufficienti a generare luce, a quel punto questa stella si spegne completamente.
La stella diventando scura (per questo detta “nera”) non è più visibile ad occhio nudo.

Sono oggetti in realtà ipotetici perché per raggiungere questo stadio, una stella ha bisogno di decine di miliardi di anni mentre il nostro Universo di anni ne ha ancora “solo” 13,8 miliardi. Una “Nana Nera” quindi è:

• un oggetto celeste composto da plasma condensato
• l’ultimo stadio nella vita di una Nana Bianca
• una stella spenta, morta, ormai giunta alla fine della sua vita

Una nana nera in teoria continua a vagare nell’Universo restando immutata, non essendoci più alcuna reazione nucleare al suo interno, fin quando non entra nel campo gravitazionale di un’altra stella o di un buco nero

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14. Da dove vengono gli elementi più pesanti del ₆C?

• Stelle come il Sole (che diventano Nane bianche solitarie, bruciando l’idrogeno ₁H e l’elio ₂He del loro nucleo), non producono elementi più pesanti del carbonio ₆C (e in ogni caso ₆C, ₈O e un po’ di ₂He restano a far parte della nana bianca, mentre ciò che viene disperso nel mezzo interstellare è ₁H e il restante ₂He)
• Non è stato quindi il Sole a produrre gli elementi più pesanti che ci sono sulla Terra
• Non è stato il Big Bang, come accennato all’inizio e alla fine di questo post a proposito della “Nucleosintesi cosmologica“
• Allora chi è stato?

Seguimi nelle prossime ed ultime puntate per scoprirlo!

Ti lascio con il richiamo al post 1/4 della serie, dove ti ho parlato di quali elementi ci costituiscono.

– in rosso i 4 elementi fondamentali e i 7 macro-elementi (11 costituenti)
– in blu i 19 elementi “essenziali”
– in giallo/oro gli elementi presenti pur non essenziali, tra cui anche metalli pesanti

Link della serie:
– “Siamo polvere di stelle” 1/4 – corpo umano e ambiente terrestre
(Elementi e chimica: il “continuo ciclo degli elementi tra le sfere terrestri, litosfera, atmosfera, idrosfera, biosfera”)
– “Siamo polvere di stelle” 2/5 – gli elementi nel corpo umano
(4 costitutenti, 7 macro e 39 micro e oligo elementi, di cui 19 essenziali)
– “Siamo polvere di stelle” 3/5_A – l’armonia di sostanze e minerali
(ruoli fisiologici, caratteristiche, funzioni e tossicità delle “vitamine inorganiche” essenziali; “uno per uno i 50”, tutti gli essenziali)
– “Siamo polvere di stelle” 3/5_B – l’armonia di sostanze e minerali
(ruoli fisiologici, caratteristiche, funzioni e tossicità delle “vitamine inorganiche” essenziali; “uno per uno i 50”, i non essenziali ed “elenco dei materiali di Bio-edilizia”)
– “Siamo polvere di stelle” 4/5-ABC dell’Atomo
(breve ripasso di chimica e fisica propedeutico all’evoluzione stellare: atomi, ioni, isotopi, livelli energetici, Quanti e molecole)
– “Siamo polvere di stelle” 4/5-Atomo, approfondimenti
(5 affascinanti approfondimenti sull’atomo: è vuoto? com’è la sua vita? le 4 interazioni fondamentali? si può fotografare? orbite o orbitali?)
– “Siamo polvere di stelle” 4/5 – Tavola Periodica degli Elementi
(ultimo passo propedeutico all’Evoluzione Stellare; non può mancare un breve ripasso della Tavola scientifica più famosa)
– “Siamo polvere di stelle” 4/5 – Tavola Periodica, integrazioni
(non devi assolutamente perderti la PTE del “corpo umano” e il “Chemical Party”, oltre alle Tavole dinamiche e alternative)
– “Siamo polvere di stelle” 5/5_1ob – Evoluzione stellare: origini e nascita
(1ob – dalla nascita all’età adulta: si accende o non si accende questa stella? Primo scoglio delle 0,08 masse solari!)
– “Siamo polvere di stelle” 5/5_3dt – Evoluzione stellare: morte e trasformazione
(3dt – Morte e Trasformazione: le stelle molto più massicce del Sole hanno “le ore sempre più contate”, cosmicamente parlando, e quando esplodono lasciano un testimone davvero eccezionale! Terzo scoglio delle 8 masse solari)
– “Siamo polvere di stelle” 5/5_4tcd – Evoluzione stellare: danze turbolente catastrofiche
(4tcd: Turbulence Catastrophic Dances: sconfinati spazi “vuoti” e poi zone infernali dinamiche caotiche apocalittiche. Sistemi binari e multipli di tutti i tipi immaginabili ti stupiranno in questa lunga carrellata)

Link utili:
– “Proprietà delle Stelle: relazioni massa-luminosità-raggio“, nell’ambito del Progetto Educativo 2011-2012 “Il Cielo Come laboratorio”, Rosaria Tantalo, Dipartimento di Astronomia, Università di Padova (adattamento Antonio Maggio, INAF Osservatorio Astronomico di Palermo)
– “R136a1, un vero mostro del Cielo!“, di Michele Diodati, blog “Spazio Tempo Luce Energia“
– foto della costellazione di Orione, astrophotographer Derrick Lim
– lezione a slide di “Evoluzione Stellare“, Iva Zigghyova Martini
– foto ISS sul disco solare, di Thierry Legault
– foto elaborata in rosso del disco solare e con emisfera terrestre, di Juan Payà
– Sirio A+B, di RA – Dec Astronomy, by Giuseppe Donatiello
– Proxima Centauri, di Andreotti Roberto, INSA
– articolo su “Nature Astronomy“, del dott. Albert Zijlstra e colleghi dell’Università di Manchester, sulla luminosità degli inviluppi espulsi della nebulose planetarie
– Accademia Reale Svedese delle Scienze, foto ravvicinata di una macchia solare, elaborazione grafica mia con sovrapposizione ISS di Thierry Legault

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