Evoluzione stellare: differenze tra le versioni

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la struttura a cipolla delle ultime fasi della vita di una stella
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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 10<sup>8</sup>&nbsp;[[chilometro|km]] (alcune unità astronomiche),<ref name="AGB"/> come nel caso di [[Mira (stella)|Mira]] (ο [[Balena (costellazione)|Ceti]]), una gigante del ramo asintotico con un raggio di 5&nbsp;×&nbsp;10<sup>8</sup>&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<sub>☉</sub><ref name="evolution"/>), col tempo è possibile l'innesco anche della [[processo di fusione del carbonio|fusione]] di una parte del carbonio in ossigeno, [[neonmagnesio]] e [[magnesioneon]] .<ref name="evolution"/><ref name="richmond"/><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<sub>☉</sub>) 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]], [[siliciozolfo]] e [[zolfosilicio]].
 
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]] è il [[nichel|nichel-56]] (<sup>56</sup>Ni), 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 | pagine=147–154 | mese=dicembre|anno=2005 | url=http://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>