Evoluzione stellare: differenze tra le versioni

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[[File:Stellar evolutionary tracks-it .svg|thumb|upright=1.6|Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo il [[diagramma H-R]].]]

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[[File:Stellar evolutionary tracks-it .svg|thumb|upright=1.6|Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo il [[diagramma H-R]].]]

La locuzione L{{'}}'''evoluzione stellare''' identificaè in [[astronomia]]l'insieme idei cambiamenti che una [[stella]] sperimenta nel corso della sua esistenza. Durante
La ilstella suonel ciclocorso evolutivodella lasua stellavita subisce variazioni di [[luminosità (fisica)|luminosità]], [[Raggio (geometria)|raggio]] e [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura fotosfericadell'esterno]] e [[nucleo solare|nuclearedel nucleo]] anche molto pronunciate.
Tuttavia, dato che il ciclo vitale di una stella si estende per un tempo molto lungo su scala umana (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire passo passo l'intero ciclo di vita di una stella;. pertanto, perPer comprendere come essesi evolvono le stelle si osserva di solito una [[popolazione stellare(statistica)|popolazione]] di stelle che contiene stelle in diverse fasi diverse della loro vita, e poi si costruisconocostruisce modelliun fisico-matematici[[modello matematico]] che permettonopermette di riprodurre le proprietà osservate.

Uno strumento ancora oggi fondamentale per gli astronomi, alper fineesempio diper comprendereinquadrare iimmediatamente meccanismilo evolutivistato e l'evoluzione di una stella, è il [[diagramma Hertzsprung-Russell]] (odetto per brevità diagramma H-R). che,Il riportandodiagramma riporta temperatura superficiale e luminosità (che variano insieme al raggio in funzione dell'età, della massa e della composizione chimica della stella) e permette di sapere in che fase della vita si trova una stella.
A seconda della massa, dell'età e della composizione chimica, i processi fisici in atto in una stella sono differentidiversi, e queste differenze portano stelle con caratteristiche diverse a seguire differentidiversi percorsi evolutivi sul diagramma H-R.

Alcuni [[astronomo|astronomi]] considerano non appropriato il termine "evoluzione", e preferiscono usare il termine '''ciclo vitale stellare''', in quanto le stelle non subiscono un processo evolutivo simile a [[evoluzione|quello]] degli individui di una specie ma, piuttosto, cambiano nelle loro quantità osservabili seguendo fasi ben precise che dipendono strettamente dalle caratteristiche fisiche della stella stessa.

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{{vedi anche|Formazione stellare}}

[[File:ESO Eagle Nebula from ESO.jpg|thumb|La [[Nebulosa Aquila]], una regione HII nella costellazione del [[Serpente (costellazione)|costellazione del Serpente]].]]

La nascita delle stelle è stata osservata con l'ausilio dei grandi [[Telescopio|telescopi]] di terra e soprattutto dei [[telescopio spaziale|telescopi spaziali]] (in particolar modo [[Telescopio spaziale Hubble|Hubble]] e [[Telescopio spaziale Spitzer|Spitzer]]). Le moderne tecniche di osservazione dello spazio nelle varie [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] dello [[spettro elettromagnetico]], soprattutto nell'[[ultravioletto]] e nell'[[infrarosso]], e l'importante contributo della [[radioastronomia]], hanno permesso di individuare i luoghi di [[formazione stellare]].

Le stelle si formano all'interno delle [[nube molecolare|nubi molecolari]], delle [[nebulosa|regioni]] di gas ad "alta" densità<ref name="DensitàNubiMol">La densità di una nube molecolare è pari (se non inferiore) a quella di una stanza in cui è stato creato il [[vuoto (fisica)|vuoto]] per mezzo di una [[Pompa a vuoto|pompa]].</ref> presenti nel [[mezzo interstellare]], costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti.<ref name="Woodward">{{cita pubblicazione | autore=P. R. Woodward | titolo=Theoretical models of star formation | rivista=[[Annual reviewReview of Astronomy and Astrophysics]] | anno=1978 | volume=16 | paginepp=555–584555-584 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W|accesso=1º gennaio 2008/01/01}}</ref> Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le [[ionizzazione|ionizzano]] in maniera molto forte, creando le cosiddette [[regione H II|regioni H II]]; un noto esempio di simili oggetti è la [[Nebulosa di Orione]].<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Anderson|nome=L.D.|coautori=Bania, T.M.; Jackson, J.M. ''et al''|anno=2009|titolo=The molecular properties of galactic HII regions|rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=181|paginepp=255–271255-271| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..181..255A|doi=10.1088/0067-0049/181/1/255}}</ref>

La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle [[onda d'urto (fluidodinamica)|onde d'urto]] di una [[supernova]] o della [[Galassie interagenti#Collisione|collisione tra due galassie]]. Non appena si raggiunge una densità della [[materia (fisica)|materia]] tale da soddisfare i criteri dell'[[instabilità di Jeans]] (che si instaura quando la [[pressione]] interna del gas non è in grado di contrastare il collasso gravitazionale cui va naturalmente incontro una [[nebulosa|nube]] ricca di [[Materia (fisica)|materia]]), la regione inizia a [[collasso gravitazionale|collassare]] sotto la sua stessa gravità.

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[[File:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|left|upright=1.2|Rappresentazione artistica della protostella individuata nella [[nebulosa oscura|nube oscura]] [[LDN 1014]].]]

Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi [[Nebulosa oscura|agglomerati di gas e polveri oscure]], noti come [[globulo di Bok|globuli di Bok]], che arrivano a contenere una quantità di materia pari ad oltre 50 [[massa solare|masse solari]] (M_☉). Mentre all'interno del globulo il collasso gravitazionale causa un incremento della densità materiale, l'[[energia potenziale gravitazionale]] viene convertita in [[energia termica]], con un conseguente aumento della [[temperatura]]: si forma in tal modo una [[protostella]], circondata da un [[disco di accrescimento|disco]] che ha il compito di accrescerne la [[AccrezioneMassa (astrofisicafisica)|accrescerne la massa]].<ref name="formazione stellare">{{cita web | autore = Courtney Seligman | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | titolo = Slow Contraction of Protostellar Cloud | accesso = 5 settembre 2006 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm }}</ref> Il periodo in cui l'astro è soggetto al collasso, fino all'innesco, nelle parti centrali della protostella, delle [[reazione nucleare|reazioni]] di [[fusione nucleare|fusione]] dell'idrogeno in elio, è variabile. Una stella massiccia in formazione permane in questa fase per qualche centinaio di migliaia di anni,<ref name="stelle mass">{{cita pubblicazione| autore=Mohammed Heydari-Malayeri|titolo=L'enigma delle stelle massicce|rivista=[[Le Scienze]]| numero=475| mese=marzo| anno=2008| url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/L_enigma_delle_stelle_massicce/1324985|accesso=24 giugno 2008}}</ref> mentre per una stella di massa medio-piccola dura un periodo di circa 10–15 milioni di anni.<ref name="stelle mass"/>

Se possiede una massa inferiore a 0,08 M_☉, la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una fredda e poco brillante [[nana bruna]];<ref>{{cita pubblicazione | autore = I. Baraffe | coautori = G. Chabrier, F. Allard, P. H. Hauschildt |anno = 1997| titolo = Evolutionary models for metal-poor low-mass stars. Lower main sequence of globular clusters and halo field stars | rivista = [[Astronomy and Astrophysics]] | volume = 327 | paginep = 1054 | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1997A%26A...327.1054B&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=44db12b10928852 |accesso=28 novembre 2007 }}</ref> se possiede una massa fino ad otto masse solari, si forma una [[stella pre-sequenza principale]], spesso circondata da un [[disco protoplanetario]]; se la massa è superiore ad 8 M_☉, la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase. Le stelle pre-sequenza principale si dividono in due categorie: le [[stella T Tauri|stelle T Tauri]] (e [[Stella FU Orionis|FU Orionis]]), che hanno una massa non superiore a due masse solari, e le [[stella Ae/Be di Herbig|stelle Ae/Be di Herbig]], con masse fino ad otto masse solari. Queste stelle sono però caratterizzate da forti instabilità e [[stella variabile|variabilità]], poiché non si trovano ancora in una situazione di [[equilibrio idrostatico]]. Un fenomeno tipico della fase T Tauri sono gli [[Oggetto di Herbig-Haro|oggetti di Herbig-Haro]], caratteristiche [[nebulosa ad emissione|nebulose a emissione]] originate dalla collisione tra i [[flusso molecolare bipolare|flussi molecolari]] in uscita dai [[Polo geografico|poli]] stellari e il mezzo interstellare.<brref name="Bally">{{cita pubblicazione | autore = J. Bally | coautori = J. Morse, B. Reipurth |anno =1995 | mese=aprile| titolo = The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks| rivista =Science with the Hubble Space Telescope -- II, Eds: P. Benvenuti, F. D. Macchetto, and E. J. Schreier| volume =473 | url =http://www.stsci.edu/stsci/meetings/shst2/ballyj.html |accesso=27 novembre 2007}}</ref>

Un fenomeno tipico della fase T Tauri sono gli [[Oggetto di Herbig-Haro|oggetti di Herbig-Haro]], caratteristiche [[nebulosa ad emissione|nebulose a emissione]] originate dalla collisione tra i [[flusso molecolare bipolare|flussi molecolari]] in uscita dai [[Polo geografico|poli]] stellari e il mezzo interstellare.<ref name="Bally">{{cita pubblicazione | autore = J. Bally | coautori = J. Morse, B. Reipurth |anno =1995 | mese=aprile| titolo = The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks| rivista =Science with the Hubble Space Telescope -- II, Eds: P. Benvenuti, F. D. Macchetto, and E. J. Schreier| volume =473 | url =http://www.stsci.edu/stsci/meetings/shst2/ballyj.html |accesso=27 novembre 2007}}</ref>

Enigmatico è il meccanismo di formazione delle [[Stella massiccia|stelle massicce]]. Le [[nana bianco-azzurra|stelle di classe B]] (≥9M_☉), nel momento in cui al loro interno si innescano le reazioni nucleari, si trovano ancora nel pieno della fase di accrescimento, la quale sarebbe contrastata e frenata dalla radiazione prodotta dal giovane astro; tuttavia, come accade per le stelle meno massicce, sembra che si formino dei dischi associati a [[getto polare|getti polari]] che permetterebbero all'accrescimento di proseguire.<ref name="stelle mass"/> Analogamente, per quanto riguarda le [[nana blu|stelle di classe O]] (>15M_☉), le reazioni subentrano durante la fase di accrescimento, la quale prosegue però grazie alla formazione di enormi strutture [[toro (geometria)|toroidali]], fortemente instabili.<ref name="stelle mass"/>

== Sequenza principale ==

[[File:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|upright=1.2|Il [[Sole]] (qui ripreso dall'Atmospheric Imaging Assembly del [[Solar Dynamics Observatory]] della [[NASA]]) è una stella di sequenza principale.]]

{{vedi anche|Sequenza principale}}

[[File:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|upright=1.2|Il [[Sole]] (qui ripreso dall'Atmospheric Imaging Assembly del [[Solar Dynamics Observatory]] della [[NASA]]) è una stella di sequenza principale.]]

Le stelle trascorrono circa il 90% della propria esistenza in una fase di stabilità durante la quale fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; tale fase prende il nome di [[sequenza principale]].<ref name="Mengel">{{cita pubblicazione | autore=J. G. Mengel|coautori= P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross | titolo=Stellar evolution from the zero-age main sequence | rivista=Astrophysical Journal Supplement Series | anno=1979 | volume=40 | paginepp=733–791733-791 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M}}</ref>

In questa fase, ogni stella genera un [[vento stellare|vento]] di [[Particella elementare|particelle]] [[carica elettrica|cariche]] che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio (che per gran parte delle stelle risulta irrisoria). Il Sole, ad esempio, perde, nel [[vento solare]], 10⁻¹⁴ masse solari di materia all'anno,<ref name="Wood">{{cita pubblicazione | autore=B. E. Wood|coautori= H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky | titolo=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity | rivista=The Astrophysical Journal | anno=2002 | volume=574 | paginepp=412–425412-425 | url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html }}</ref> ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10⁻⁷ – 10⁻⁵ masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sull'evoluzione dell'astro.<ref name="de Loore">{{cita pubblicazione | autore=C. de Loore|coautori= J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers | titolo=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=1977 | volume=61 | numero=2 | paginepp=251–259251-259 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D }}</ref>

La durata della fase di sequenza principale dipende innanzi tutto dalla quantità di combustibile nucleare disponibile, quindi dalla velocità a cui esso è fuso; vale a dire, dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella.<ref name="Mengel"/> La permanenza del Sole nella sequenza principale è stimata in circa 10¹⁰ anni. Le stelle più grandi consumano il proprio "[[carburante]]" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni); le stelle più piccole invece bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente ed hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni).<ref name="Mengel"/>

Oltre alla massa, un ruolo preminente nell'evoluzione dell'astro è rivestito dalla propria [[metallicità]], che influenza la durata della sequenza principale, l'intensità del [[campo magnetico]]<ref name="Pizzolato">{{cita pubblicazione | autore=N. Pizzolato|coautori= P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S. Sciortino | titolo=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests | rivista=Astronomy & Astrophysics | anno=2001 | volume=373 | paginepp=597–607597-607 | url=http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html }}</ref> e del vento stellare.<ref name="mass loss">{{cita web | data = 18 giugno 2004 | url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html | titolo = Mass loss and Evolution | editore = UCL Astrophysics Group | accesso = 26 agosto 2006 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html }}</ref> Le vecchie stelle di [[popolazioni stellari|popolazione II]] hanno una metallicità minore delle più giovani stelle di popolazione I, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli.<ref name="metallicità">Col passare del tempo le nubi molecolari da cui si formano le stelle si arricchiscono sempre di più degli elementi pesanti prodotti, tramite il processo di [[nucleosintesi stellare|nucleosintesi]], dalle stelle più vecchie. Queste, giunte alle ultime fasi della propria evoluzione, esplodono come supernovae o rilasciano gli strati più esterni sotto forma di nebulose planetarie, diffondendo tali elementi nello [[spazio (astronomia)|spazio]].</ref>

== Fase post-sequenza principale ==

La sequenza principale termina non appena l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è stato completamente convertito in elio dalla [[fusione nucleare]]; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste.<ref name="evoluzione stellare">{{cita web | url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | titolo = Stellar Evolution & Death | editore = NASA Observatorium | accesso=8 giugno 2006 }}</ref>

=== Stelle con masse tra 0,08 ede 0,8 M_☉ ===

{{vedi anche|Ramo orizzontale|Ramo asintotico delle giganti|Stella subgigante|Stella gigante|Gigante blu|Gigante rossa}}

[[File:Sun red giant it.svg|thumb|left|Schema che rappresenta le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa.]]

Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,84 masse solari, le [[nana rossa|nane rosse]],<ref name="burrows">{{cita pubblicazione | autore = A. Burrows|coautori= W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine | titolo= An expanded set of brown dwarf and very low mass star models | rivista= [[Astrophysical Journal]] | anno= 1993 | volume=406| numero= 1 | paginepp= 158–171 158-171| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K | doi = 10.1086/172427}}</ref> si riscaldano mano a mano che l'idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità delle [[reazione nucleare|reazioni nucleari]] e divenendo per breve tempo delle [[nana blu (fase evolutiva)|stelle azzurre]]; quando tutto l'[[idrogeno]] negli strati interni è stato convertito in [[elio]], esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio. Tuttavia, poiché la durata della sequenza principale per una stella di questo tipo è stata stimata sugli 80 miliardi – 1 [[bilione]] di anni<ref name="richmond">{{cita web | autore= Michael Richmond | data = 5 ottobre 2006 | url =http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | titolo =Late stages of evolution for low-mass stars | editore = Rochester Institute of Technology | accesso=7 giugno 2007 }}</ref><ref name="adams.">{{cita web|url=httphttps://arxiv.org/abs/astro-ph/9701131v1|titolo=A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects|autore=Fred C. Adams, Gregory Laughlin|anno=1996}}</ref><ref name="red main sequence">{{cita conferenza| autore= Fred C. Adams | coautori=Gregory Laughlin; Genevieve J. M. Graves | titolo=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence| conferenza=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets | paginepp=46–4946-49 | editore= Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A | accesso=24 giugno 2008 }}</ref> e l'attuale [[età dell'universo]] si aggira sui 13,7 miliardi di anni,<ref name="aou">{{cita web|url = httphttps://arxiv.org/abs/astro-ph/0603449v2|titolo = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology|accesso=27 febbraio 2007|autore = D. N. Spergel, R. Bean, O. Doré et al|editore = [[arXiv]]:astro-ph/0603449v2}}</ref> pare logico dedurne che nessuna nana rossa abbia ancora avuto il tempo di giungere al termine della sequenza principale.<ref name="hinshaw">{{cita web | autore = Gary Hinshaw| data = 23 agosto 2006 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html | titolo = The Life and Death of Stars | editore = NASA WMAP Mission | accesso=1º settembre 2006 }}</ref><ref name="Adams 2005">{{Cita pubblicazione| rivista=Astronomische Nachrichten| volume= 326| numero=10| paginepp= 913–919913-919| anno= 2005| titolo=M dwarfs: planet formation and long term evolution| nome=F. C.| cognome= Adams| coautori= P. Bodenheimer, G. Laughlin| bibcode=2005AN....326..913A| doi=10.1002/asna.200510440| url=http://www3.interscience.wiley.com/cgi-bin/abstract/112210517/CRETRY=1&SRETRY=0|accesso=8 settembre 2021|urlarchivio= https://web.archive.org/web/20160304120847/http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.200510440/abstract| urlmorto=sì}}</ref>

Le stelle la cui massa è compresa tra 0,8 ed 8 masse solari attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo (''core'') subisce diversi collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura, mentre gli strati più esterni, in reazione al vasto ''surplus'' energetico che ricevono dal core in contrazione,<ref name="catastr1">{{cita|Wheeler|p. 36|Catastr}}.</ref> si espandono e si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione via via sempre più tendente al rosso.<ref name="richmond"/> Ad un certo punto, l'energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di idrogeno immediatamente circostante il nucleo di raggiungere la temperatura di ignizione della fusione nucleare. A questo punto, la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile di [[stella subgigante|subgigante]], si trasforma in una fredda ma brillante [[gigante rossa]] con un nucleo inerte di elio e un guscio in cui prosegue la fusione dell'idrogeno e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.<ref name="evoluzione stellare">{{cita web | url = http://physics.ship.edu/~mrc/astro/NASA_Space_Science/observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | titolo = Stellar Evolution & Death | editore = NASA's Observatorium | lingua = en | accesso = 15 febbraio 2009 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20080704182351/http://physics.ship.edu/~mrc/astro/NASA_Space_Science/observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html }}</ref><ref name="Iben">{{en}} {{cita pubblicazione| autore = Icko Iben Jr.| titolo=Single and binary star evolution |rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |anno=1991 | volume=76 | paginepp=55–11455-114 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I |doi=10.1086/191565 | accesso=15 febbraio 2009}}</ref><ref name="evolution">{{cita web | data = 29 agosto 2006 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html | titolo =Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | editore =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | lingua=en | accesso=15 febbraio 2009}}</ref>

[[File:Mira 1997 UV.jpg|thumb|Un'immagine della gigante rossa AGB [[Mira (stella)|Mira]] vista nell'[[radiazione ultravioletta|ultravioletto]] dal [[Telescopio spaziale Hubble]] (''[[NASA]]-[[Agenzia Spaziale Europea|ESA]]'')]]

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Non appena l'elio è stato completamente esaurito all'interno del core, lo strato attiguo, che in precedenza ha fuso l'idrogeno in elio, inizia a fondere quest'ultimo in carbonio, mentre sopra di esso un altro strato continua a fondere parte dell'idrogeno restante in elio; la stella entra così nel [[ramo asintotico delle giganti]] (AGB, acronimo di ''Asymptotic Giant Branch'').<ref name="AGB">{{cita libro|autore= H. J. Habing; Hans Olofsson| titolo= Asymptotic Giant Branch Stars| editore= Springer |anno= 2004|isbn= 0-387-00880-2}}</ref>

Gli strati più esterni di una gigante rossa o di una stella AGB possono estendersi per diverse centinaia di volte il diametro del Sole, arrivando ad avere raggi dell'ordine dei 10⁸&nbsp;[[chilometro|km]] (alcune unità astronomiche),<ref name="AGB"/> come nel caso di [[Mira (stellaastronomia)|Mira]] (ο [[Balena (costellazione)|Ceti]]), una gigante del ramo asintotico con un raggio di 5&nbsp;×&nbsp;10⁸&nbsp; km (3 U.A.).<ref>{{cita web | autore= D. Savage| coautori= T. Jones, Ray Villard, M. Watzke | data = 6 agosto 1997 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/ | titolo = Hubble Separates Stars in the Mira Binary System | editore = HubbleSite News Center | accesso=1º marzo 2007 }}</ref>

Se la stella ha una massa sufficiente (non superiore ad 8-9 M_☉<ref name="evolution"/>), col tempo è possibile l'innesco anche della [[processo di fusione del carbonio|fusione]] di una parte del carbonio in ossigeno, [[magnesioneon]] e [[neonmagnesio]] .<ref name="evolutionrichmond"/><ref name="richmondevolution"/><ref>{{cita web | autore = David Darling | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html | titolo= Carbon burning | editore= The Internet Encyclopedia of Sciencs | accesso=15 agosto 2007 }}</ref>

Qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento, la stella compensa questo ''deficit'' energetico contraendo le proprie dimensioni e riscaldando la propria superficie; a questo punto la stella attraversa una fase evolutivamente parallela a quella di gigante rossa, ma caratterizzata da una [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura superficiale]] decisamente più elevata, che prende il nome di [[gigante blu|fase di gigante blu]].<ref name="Iben"/>

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Quando termina il processo di fusione dell'idrogeno in elio ed inizia la conversione di quest'ultimo in carbonio, le [[stella massiccia|stelle massicce]] (con massa superiore ad 8 M_☉) si espandono raggiungendo lo stadio di [[supergigante rossa]].

Non appena si esaurisce anche la fusione dell'elio, i [[reazione nucleare|processi nucleari]] non si arrestano ma, complice una serie di successivi collassi del nucleo ed aumenti di temperatura e pressione, proseguono con la sintesi di altri elementi più pesanti: carbonio, [[ossigeno]], [[magnesio]], [[neon]], [[zolfosilicio]] e [[siliciozolfo]].

In tali stelle, poco prima della loro fine, può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo che appare stratificato; tale struttura è paragonata da molti [[Astrofisico|astrofisici]] agli strati concentrici di una [[allium cepa|cipolla]].<ref name="morte stellare"/> In ciascun guscio avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dalla [[pressione di radiazione]] dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso. Il prodotto finale della [[nucleosintesi stellare|nucleosintesi]] è il [[nichel|nichel-56]] (⁵⁶Ni), risultato della fusione del silicio, che viene completata nel giro di pochi giorni.<ref name="hinshaw"/><ref name="WoosleyJanka">{{cita pubblicazione | autore=Stan Woosley | coautori=Hans-Thomas Janka | titolo=The Physics of Core-Collapse Supernovae | rivista=[[Nature|Nature Physics]] | volume=1 | numero=3 | paginepp=147–154147-154 | mese=dicembre|anno=2005 | url=httphttps://arxiv.org/pdf/astro-ph/0601261 | formato=PDF | id= DOI 10.1038/nphys172}}</ref><ref name="fasi finali">{{cita web | autore = Michael Richmond | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | titolo = Late stages of evolution for low-mass stars | editore = Rochester Institute of Technology | accesso=4 agosto 2006 }}</ref>

[[File:Evolved star fusion shells.svg|thumb|Schema degli "strati a cipolla" di una stella massiccia nelle ultime fasi di vita. (Non in scala)]]

Il nichel-56 [[decadimento radioattivo|decade]] rapidamente in [[ferro|ferro-56]] (⁵⁶Fe).<ref name="decay">{{cita pubblicazione | autore= M. P. Fewell| titolo=The atomic nuclide with the highest mean binding energy | rivista= American Journal of Physics | anno=1995 |volume=63 | numero=7 | paginepp=653–658653-658| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AmJPh..63..653F|accesso=1º febbraio 2007| doi=10.1119/1.17828 }}</ref> Poiché i [[nucleo atomico|nuclei]] del ferro possiedono un'[[energia di legame]] nettamente superiore a quella di qualunque altro elemento, la loro fusione, anziché essere un [[processo esotermico]] (che produce ed emette energia), è fortemente [[processo endotermico|endotermica]] (cioè richiede e consuma energia).<ref name="hinshaw" />

La supergigante rossa può anche attraversare uno stadio alternativo, che prende il nome di [[supergigante blu]]. Durante questa fase la fusione nucleare avviene in maniera più lenta; per via di tale rallentamento, l'astro si contrae e, poiché una grande quantità di energia viene emessa da una superficie [[fotosfera|fotosferica]] più piccola, la temperatura superficiale aumenta, donde il colore blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di [[supergigante gialla]], caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi. Una supergigante rossa può in qualunque momento, a patto che rallentino le reazioni nucleari, trasformarsi in una supergigante blu.<ref name="morte stellare">{{cita web | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/ | titolo = What is a star? | editore = Royal Greenwich Observatory | accesso = 7 settembre 2006 | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20070930035229/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299 | urlmorto = sì }}</ref>

Nelle stelle più massicce, ormai in una fase evolutiva avanzata, un grande nucleo di ferro inerte si deposita al centro dell'astro; in tali oggetti gli elementi più pesanti, spinti da [[convezione|moti convettivi]], possono affiorare in superficie, formando degli oggetti molto evoluti noti come [[stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]], caratterizzate da forti [[vento stellare|venti stellari]] che provocano una consistente perdita di massa.<ref>{{cita pubblicazione|url= http://uk.arxiv.org/abs/astro-ph/9904092 |titolo= A dusty pinwheel nebula around the massive star WR 104| rivista= [[Nature]] |volume= 398|paginepp= 487-489|anno= 1999}}</ref>

== Fasi finali dell'evoluzione stellare ==

{{vedi anche|Stella degenere}}

Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la [[pressione di radiazione]] del nucleo non è più in grado di contrastare la [[forza di gravità|gravità]] degli [[struttura stellare|strati più esterni]] dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro ad un [[collasso gravitazionale|collasso]], mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: una [[stella degenere|stella compatta]], costituita da [[materia (fisica)|materia]] in uno stato altamente [[materia degenere|degenere]].<ref name="Sandin">{{cita pubblicazione|autore= Fredrik Sandin|url=http://dx.doi.org/=10.1140/epjcd/s2005-03-003-y |titolo=Compact stars in the standard model - and beyond|data= 18 ottobre 2004|url= https://archive.org/details/arxiv-astro-ph0410407|rivista= Eur. Phys. J. C.}}</ref>

=== Stelle con masse tra 0,08 ed 8-10 M_☉ ===

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[[File:Planetary nebula & white dwarf formation.gif|thumb|left|La formazione di una nebulosa planetaria (nell'animazione, la [[Nebulosa Elica]]) a partire da una stella AGB.]]

In seguito ai progressivi collassi e riscaldamenti susseguitisi durante le fasi sopra descritte, il nucleo della stella assume una configurazione [[materia degenere|degenere]]:<ref name="Liebert">{{cita pubblicazione | autore=J. Liebert | titolo=White dwarf stars | rivista=[[Annual reviewReview of astronomyAstronomy and astrophysicsAstrophysics]] | anno=1980 | volume=18 | numero=2 | paginepp=363–398363-398 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L }}</ref> si forma in questo modo la nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale al [[limite di Chandrasekhar]] (1,44 masse solari).<ref name="Liebert"/>

[[File:White drarfs in NGC 6397 HST.jpg|thumb|upright=1.3|Alcune nane bianche fotografate da HST nell'[[ammasso globulare]] [[NGC 6397]].]]

Quando nel nucleo cessa completamente la fusione del combustibile nucleare, la stella può seguire due diverse vie a seconda della massa. Se ha una massa compresa tra 0,08 e 0,5 masse solari, la stella morente dà luogo ad una nana bianca di elio senza alcuna fase intermedia, espellendo gli strati esterni sotto forma di [[vento stellare]].<ref name="Liebertrichmond"/><ref name="richmondLiebert"/> Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causano l'espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di "supervento"<ref>{{cita pubblicazione | autore= H. Oberhummer| coautori= A. Csótó, H. Schlattl | titolo= Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe | rivista=Science | anno= 2000 | volume=289 | numero= 5476 | paginepp= 88–9088-90 | url= httphttps://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88 |accesso=7 giugno 2007 | doi=10.1126/science.289.5476.88| pmid=10884230 }}</ref> che assorbe la [[radiazione ultravioletta]] emessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma di [[luce visibile]] dall'involucro dei gas, i quali vanno a costituire una [[nebulosa|nebulosità]] in espansione, la [[nebulosa protoplanetaria]] prima e [[nebulosa planetaria|planetaria]] poi, al cui centro rimane il cosiddetto ''nucleo della nebulosa planetaria'' (PNN, dall'inglese ''Planetary Nebula Nucleus''), che diverrà poi la nana bianca.<ref name="apjs76">{{cita pubblicazione | autore= Icko Iben Jr. | titolo= Single and binary star evolution | rivista= Astrophysical Journal Supplement Series | anno= 1991 | volume=76 | paginepp= 55–114 55-114| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I |accesso=3 marzo 2007 | doi=10.1086/191565 }}</ref>

Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 milioni di K,<ref name="Liebert"/> che diminuisce in funzione degli scambi termici con lo [[spazio (astronomia)|spazio]] circostante, finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo di [[nana nera]].<ref name="fate">{{cita pubblicazione| autore = Fred C. Adams, Gregory Laughlin| titolo = A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects| anno = 1997| rivista = Reviews of Modern Physics| volume = 69| numero = 2| paginepp = 337-372| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..337A}}</ref> Si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo.<ref name="Liebert"/>

=== Stelle massicce (>10 M_☉) ===

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[[File:Supernova animated.gif|thumb|Animazione dell'esplosione di una supernova. ([[European Southern Observatory|ESO]])]]

Nelle stelle con masse superiori ad 8 masse solari, la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore al limite[[Limite di Chandrasekhar]]. Oltrepassato questo limitequest'ultimo, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro ad un improvviso e irreversibile collasso. Gli [[elettrone|elettroni]] urtano contro i [[protone|protoni]] dando origine a [[neutrone|neutroni]] e [[neutrino|neutrini]] assieme ad un forte [[decadimento beta]] ed a fenomeni di [[cattura elettronica]]. L'onda d'urto generata da questo improvviso collasso provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima [[supernova di tipo II]] o di [[supernova di tipo Ib e Ic|tipo Ib o Ic]], se si trattava di una stella particolarmente massiccia.

Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita. Le supernovae esplose in epoca storica nella [[Via Lattea]] furono osservate ad [[occhio nudo]] dagli uomini, che le ritenevano erroneamente delle "nuove stelle" (donde il termine ''[[:wikt:novus#la|nova]]'', utilizzato inizialmente per designarle) che comparivano in regioni del cielo dove prima non sembravano essercene.<ref name="supernova">{{cita web | data = 6 aprile 2006 | url = httphttps://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | titolo = Introduction to Supernova Remnants | editore = Goddadr Space Flight Center | accesso=16 luglio 2006 }}</ref>

[[File:Crab Nebula.jpg|thumb|left|La [[Nebulosa del Granchio]], il resto della supernova [[SN 1054]] esplosa il 4 luglio [[1054]] nella costellazione del [[Toro (costellazione)|costellazione del Toro]]. (HST)]]

L'energia liberata nell'esplosione è talmente elevata da consentire la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, quali [[oro]], [[magnesio]] ecc; questo fenomeno è detto [[nucleosintesi delle supernovae]].<ref name="supernova" /> L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della [[materia (fisica)|materia]] che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto [[resto di supernova]],<ref name="supernova" /> mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere. Se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari, esso collassa in una [[stella di neutroni]] (che talvolta si manifesta come [[pulsar]]), che si configura stabile poiché il collasso gravitazionale, cui andrebbe naturalmente incontro, è contrastato dalla pressione del [[neutronio]], la particolare [[materia degenere]] di cui tali oggetti sono costituiti. Tali oggetti hanno una densità elevatissima (circa {{TA|10 ¹⁷ [[chilogrammo|kg]]/[[metro cubo|m³]]}}) e sono costituiti da neutroni, con una certa percentuale di [[materia esotica]], principalmente [[materia di quark]], presente probabilmente nel suo nucleo.

Nel caso in cui la stella originaria sia talmente massiccia che il nucleo residuo mantiene una massa superiore a 3,8 masse solari ([[limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff]]),<ref name="buco nero">{{cita web|url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/Il_pi%C3%B9_piccolo_buco_nero_mai_osservato/1327085|titolo= Il più piccolo buco nero mai osservato|editore=[[Le Scienze]]|accesso=20080515}}</ref> nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale ed il nucleo collassa fino a raggiungere dimensioni inferiori al [[raggio di Schwarzschild]]: si origina così un [[buco nero stellare]].<ref name="Fryer">{{cita pubblicazione | autore=C. L. Fryer | titolo=Black-hole formation from stellar collapse | rivista=Classical and Quantum Gravity | anno=2003 | volume=20 | paginepp=S73-S80 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309 }}</ref> La materia costituente il [[buco nero]] si trova in un particolare stato, altamente degenere, che i [[fisico|fisici]] non sono ancora riusciti ad esplicare.<ref name="Fryer"/>

Gli strati esterni della stella espulsi nella supernova contengono una grande quantità di elementi pesanti che possono essere reimpiegati in nuovi processi di formazione stellare; tali elementi possono anche permettere la formazione di [[sistema planetario|sistemi extrasolari]], che possono contenere, eventualmente, anche dei [[pianeta|pianeti]] di tipo [[pianeta terrestre|roccioso]]. Le esplosioni delle supernovae ed i venti delle stelle massicce svolgono un ruolo di primo piano nel plasmare le strutture del [[mezzo interstellare]].<ref name="supernova" />

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== Tabella riassuntiva ==

{| class="wikitable" style="float: center;" width="100%"

![[Massa (fisica)|Massa]] originale <br /><small>(in M_☉)</small>

![[luminosità (fisica)|Luminosità]] nella SP<br /><small>(in [[Luminosità solare|L_☉]])</small>

! Durata della SP <br /><small>(× 10 ⁹ anni)</small>

! Prodotto finale della fusione

! Fenomeno terminale

! Massa espulsa <br /><small>(in M_☉)</small>

! Natura del residuo

! Massa del residuo <br /><small>(in M_☉)</small>

! [[Densità]] del residuo <br /><small>(×10³ kg m⁻³)</small>

! [[Raggio (geometria)|Raggio]] del residuo<br /><small>(in [[metro|m]])</small>

! [[Accelerazione di gravità|Accel. di gravità]]<br /><small>(in m s⁻²)</small>

|-

|style="text-align: center;"| 30

|style="text-align: center;"|{{formatnum:10,00010000}}

|style="text-align: center;"| 0,006

|style="text-align: center;"| [[ferro]]

|style="text-align: center;"| [[supernova di tipo Ib e Ic|supernova tipo Ib]]

Riga 141 ⟶ 142:

|-

|style="text-align: center;"| 10

|style="text-align: center;"|{{formatnum:1,0001000}}

|style="text-align: center;"| 0,01

|style="text-align: center;"| [[silicio]]

|style="text-align: center;"| [[supernova di tipo II|supernova tipo II]]

|style="text-align: center;"| 8,5

|style="text-align: center;"| [[Stella di neutroni|stella di<br />neutroni]]

Riga 154 ⟶ 155:

|style="text-align: center;"| 3

|style="text-align: center;"| 100

|style="text-align: center;"| 0,30

|style="text-align: center;"| [[ossigeno]]

|style="text-align: center;"| [[Nebulosa planetaria|nebulosa<br /> planetaria]]

|style="text-align: center;"| 2,2

|style="text-align: center;"| [[nana bianca]]

Riga 166 ⟶ 167:

|style="text-align: center;"| 1

|style="text-align: center;"| 1

|style="text-align: center;"| 10

|style="text-align: center;"| [[carbonio]]

|style="text-align: center;"| nebulosa<br /> planetaria

|style="text-align: center;"| 0,3

|style="text-align: center;"| nana bianca

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== Note ==

{{<references|2}}/>

== Bibliografia ==

* {{en}} {{cita libro | autore= [[Subrahmanyan Chandrasekhar|S. Chandrasekhar]] | titolo= An Introduction to the Study of Stellar Structure | anno=1939 | editore= Dover | città= New York | isbn= 0-486-60413-6 | lingua= en }}

* {{en}} {{cita libro | autore= S. Chandrasekhar | titolo=Principles of Stellar Dynamics | anno=2005 (1ª ed. 1942) | editore= Dover | città= New York | isbn=0-486-44273-X | lingua=en }}

* {{en}} {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}

* {{en}} {{cita libro | nome=Robert G. | cognome=Aitken | titolo=The Binary Stars | editore=Dover Publications Inc. | città=New York | anno=1964 | lingua=en }}

* {{en}} {{cita libro|titolo=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them| autore= Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel| editore=Courier Dover Publications| città= Dover| anno= 1964 |paginep= pagine 147|isbn=0-486-21099-5|lingua=en}}

* {{en}} {{cita libro | nome=Victor G. | cognome=Szebehely | coautori=Richard B. Curran| anno=1985 | titolo=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | editore=Springer | isbn=90-277-2046-0 | lingua=en }}

* {{en}} {{cita libro|titolo=Observing Variable Stars|url=https://archive.org/details/observingvariabl0000levy_n1m1| autore= David H. Levy; Janet A. Mattei| editore=Cambridge University Press| città= Cambridge| anno= 1998| ed= 2|paginep= pagine[https://archive.org/details/observingvariabl0000levy_n1m1/page/n219 198]|isbn= 0-521-62755-9|lingua= en}}

* {{en}} {{cita libro | cognome= Lada| nome= C. J. | coautori= N. D. Kylafits| titolo= The Origin of Stars and Planetary Systems| editore= Kluwer Academic Publishers| città= | anno= 1999| isbn= 0-7923-5909-7| lingua= en}}

* {{en}} {{cita libro | nome = Cliff | cognome = Pickover| anno =2001 |titolo=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | città= Oxford| editore=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6| lingua=en}}

* {{cita libro | cognome = Castellani| nome = V. | titolo = Fondamenti di Astrofisica Stellare | editore= Zanichelli | città= Bologna | anno= 1985}} ([| accesso = 11 ottobre 2022 |url=http://astrofisica.altervista.org/doku.php disponibile|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20220314160508/http://astrofisica.altervista.org/doku.php online])| urlmorto = no}}

* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| isbn= 88-491-1832-5}}

* {{cita libro | cognome= Hack| nome= M. | wkautore= Margherita Hack | titolo= Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo| editore= Sperling & Kupfer| città= Milano | anno= 2004| isbn= 88-8274-912-6}}

* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| isbn= 88-89150-32-7}}

* {{en}} {{cita libro|titolo=Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe|url=https://archive.org/details/cosmiccatastroph0000whee_f9s6| autore= J. Craig Wheeler| editore=Cambridge University Press| città= Cambridge| anno= 2007| ed= 2|paginepp= pagine[https://archive.org/details/cosmiccatastroph0000whee_f9s6/page/339 339]|isbn= 0-521-85714-7|lingua= en}}

* {{en}} {{cita libro|titolo=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars|url=https://archive.org/details/brighteststarsdi0000scha| autore= Fred Schaaf| editore=John Wiley & Sons, Incorporated| città= | anno= 2008|paginepp= pagine[https://archive.org/details/brighteststarsdi0000scha/page/n291 288]|isbn=978-0-471-70410-2|lingua=en}}

== Voci correlate ==

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== Altri progetti ==

{{interprogetto|commons=Category:Stellar evolution|commons_preposizione=sull'}}

== Collegamenti esterni ==

* [{{cita web|url=http://www.codas.it/home2/index.php?option=com_docman&task=cat_view&gid=39&Itemid=37 |titolo=''La vita di una stella''; file ''pdf'' dal sito del CODAS]|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071018062458/http://www.codas.it/home2/index.php?option=com_docman&task=cat_view&gid=39&Itemid=37}}

* [{{cita web|url=http://web.tiscali.it/starslife |titolo=''La vita di una stella'' (sito amatoriale sull'evoluzione stellare)]}}

{{Discipline astronomia}}

{{Controllo di autorità}}

{{portale|fisica|stelle}}

[[Categoria:Evoluzione stellare]]

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