Evoluzione stellare: differenze tra le versioni

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[[File:Stellar evolutionary tracks-it .svg|thumb|right|350px|Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo il [[diagramma H-R]].]]

La locuzione '''evoluzione stellare''' identifica in [[astronomia]] i cambiamenti che una [[stella]] sperimenta nel corso della sua esistenza. Durante il suo ciclo evolutivo la stella subisce variazioni di [[luminosità (fisica)|luminosità]], [[Raggio (geometria)|raggio]] e [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura fotosferica]] e [[nucleo solare|nucleare]] 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, per comprendere come esse evolvono si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita, e si costruiscono modelli fisico-matematici che permettono di riprodurre le proprietà osservate.

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[[File:ESO Eagle Nebula.jpg|thumb|240px|La [[Nebulosa Aquila]], una regione HII nella costellazione del [[Serpente (costellazione)|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 review of Astronomy and Astrophysics | anno=1978 | volume=16 | pagine=555–584 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W| dataaccesso=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|pagine=255–271| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..181..255A|doi=10.1088/0067-0049/181/1/255}}</ref>