Stella: differenze tra le versioni

Versione delle 01:16, 7 set 2009

Versione delle 20:20, 13 set 2009

Riga 252:

{{vedi anche|Struttura stellare}}

L'interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la [[forza di gravità|gravità]] (che ha un verso orientatoorientata in direzione del [[nucleo solare|centro]] della stella) e l'[[energia termica]] della [[massa (fisica)|massa]] del [[fisica del plasma|plasma]] (conorientata verso orientato in direzione dellala superficie) si controbilanciano alla perfezione. Perché questa situazione di stabilità permanga, è necessario che la temperatura del nucleo raggiunga o superi i 10⁷ K; la combinazione dell'elevatadi temperaturavalori eelevati di unatemperatura e pressione altrettantofavorisce elevatail favorisceprocesso ladi fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei elio, che sprigiona un'[[energia]] sufficientementesufficiente alta daa contrastare il [[collasso gravitazionale|collasso]] cui la stella andrebbe naturalmente incontro.<ref name="Schwarzschild">{{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | editore= Princeton University Press | anno=1958 | id=ISBN 0-691-08044-5}}</ref> Tale energia è emessa sotto forma di [[neutrino|neutrini]] e [[fotone|fotoni]] [[raggi gamma|gamma]], che, interagendo col plasma circostante, contribuiscono a mantenere elevata la temperatura assieme alldell'energiainterno termica del nucleostellare.

[[File:Tipi stellari sfondo trasparente.png|thumb|right|300px|Schema sulle strutture interne di differenti tipi di stelle; le curve rappresentano la zona convettiva, le linee spezzate la zona radiativa.]]

L'interno di una stella stabile si trova in uno stadio di equilibrio sia [[equilibrio idrostatico|idrostatico]] sia [[equilibrio termico|termico]] ed è caratterizzato da un gradiente di temperatura che origina un flusso energetico diretto verso l'esterno. L'interno delle stelle presenta una struttura ben definita, che appare suddiviso in diversi strati. La [[zona radiativa]] è quella regione all'interno della stella in cui il trasferimento dell'energia per [[irraggiamento]] è sufficiente a mantenere stabile il flusso energetico. In questa zona il plasma non subisce né perturbazioni né spostamenti di massa; se però il plasma inizia a dare manifestazioni di instabilità ed è soggetto a movimenti di tipo [[convezione|convettivo]], la regione assume le caratteristiche di [[zona convettiva]]. Quanto detto si verifica generalmente nelle zone della stella in cui sono localizzati i flussi altamente energetici, come nello strato immediatamente superiore al nucleo, o in aree con un'[[opacità]] alla radiazione superiore allo strato più esterno.<ref name="Schwarzschild" /> La posizione della zona radiativa e di quella convettiva di una stella di sequenza principale dipende dalla classe spettrale e dalla massa. Nelle stelle con una massa diverse volte [[massa solare|quella solare]] la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra della zona convettiva. Nelle stelle meno massicce, come il [[Sole]], le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo.<ref name="imagine">{{cita web | data = [[1 settembre]] [[2006]] | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | titolo = What is a Star? |editore = NASA | accesso = 2006-07-11}}</ref> Le [[nana rossa|nane rosse]] con una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo di un nucleo di elio.<ref>{{cita web | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | titolo = Formation of the High Mass Elements | editore= Smoot Group | accesso = 2006-07-11}}</ref> In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua [[evoluzione stellare|evoluzione]] e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.<ref name="Schwarzschild" />

L'interno di una stella stabile si trova in uno stadio di equilibrio sia [[equilibrio idrostatico|idrostatico]] sia [[equilibrio termico|termico]] ed è caratterizzato da un gradiente di temperatura che origina un flusso energetico diretto verso l'esterno.

La [[zona radiativa]] è quella regione all'interno della stella in cui il trasferimento dell'energia per [[irraggiamento]] è sufficiente a mantenere stabile il flusso energetico. In questa zona il plasma non subisce né perturbazioni né spostamenti di massa; se però il plasma inizia a dare manifestazioni di instabilità ed è soggetto a movimenti di tipo [[convezione|convettivo]], la regione assume le caratteristiche di [[zona convettiva]]. Quanto detto si verifica generalmente nelle zone della stella in cui sono localizzati i flussi altamente energetici, come nello strato immediatamente superiore al nucleo, o in aree con un'[[opacità]] alla radiazione superiore allo strato più esterno.<ref name="Schwarzschild" /> La posizione della zona radiativa e di quella convettiva di una stella di sequenza principale dipende dalla classe spettrale e dalla massa. Nelle stelle con una massa diverse volte [[massa solare|quella solare]] la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra della zona convettiva. Nelle stelle meno massicce, come il [[Sole]], le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo.<ref name="imagine">{{cita web | data = [[1 settembre]] [[2006]] | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | titolo = What is a Star? |editore = NASA | accesso = 2006-07-11}}</ref> Le [[nana rossa|nane rosse]] con una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo di un nucleo di elio.<ref>{{cita web | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | titolo = Formation of the High Mass Elements | editore= Smoot Group | accesso = 2006-07-11}}</ref>

[[File:Solar-type Red Giant structure it.jpg|thumb|left|280px|Sezione di una stella simile al Sole e di una gigante rossa. In basso a destra il confronto delle dimensioni]]

In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua [[evoluzione stellare|evoluzione]] e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.<ref name="Schwarzschild" />

La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta [[fotosfera]] e costituisce la superficie dell'astro. In questa zona il plasma stellare diviene trasparente ai fotoni [[luce|luminosi]] e permette la propagazione delle [[radiazione elettromagnetica|radiazioni]] nello [[spazio (astronomia)|spazio]]. Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall'[[campo magnetico stellare|attività magnetica]] dell'astro: si tratta delle [[macchia stellare|macchie stellari]], che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera.<ref name="imagine"/>