Evoluzione cosmica stellare sequenza principale origine elementi nelle

Evoluzione cosmica - stellare sequenza principale origine elementi nelle stelle origine elementi universo iniziale

Origine degli elementi costituenti le nebulose le galassie le stelle

L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang , presenta una elevata temperatura (10 miliardi di K°) elevato contenuto energetico una elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle) derivati dalla trasformazione di energia in materia, antimateria, e annichilazione in equilibrio Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansione dell’universo e abbassamento della temperatura si rende possibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da idrogeno (protone), neutroni Nei milioni di anni seguenti continuando espansione e raffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi di idrogeno (protone+elettrone) Si verifica disaccopiamento tra radiazione ed elettroni inizia comparsa della radiazione fossile oggi osservata : 3°K Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione di galassie e la nascita di stelle entro le quali avviene la sintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementi mediante successive fusioni in stelle più massicce

L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang , presenta una elevata temperatura (10 miliardi di K°) elevato contenuto energetico una elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle) derivati dalla trasformazione di energia in materia, antimateria, e annichilazione in equilibrio protoni antiprotoni neutroni antineutroni elettroni positroni

Avviene la annichilazione materia e antimateria: permane un residuo di sola materia protoni, neutroni, elettroni protoni neutroni elettroni

Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansione dell’universo e abbassamento della temperatura si rende possibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da idrogeno (protone), neutroni protoni neutroni elettroni deuterio elio

Disaccoppiamento radiazione e materia_ espansione dell’universo radiazione iniziale a 3000°K subisce redshift cosmologico : oggi presenta una temperatura di 3°K : radiazione fossile temperatura 3000°K 3°K espansione

Nei milioni di anni seguenti continuando espansione e raffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi di idrogeno (protone+elettrone)

Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione di galassie e la nascita di stelle entro le quali avviene la sintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementi mediante successive fusioni in stelle più massicce

La sintesi degli elementi chimici avviene fondamentalmente nelle stelle quando la temperatura interna permette la fusione di nuclei più leggeri in nuclei più pesanti (fino al ferro…): tale temperatura raggiunge valori diversi in funzione della massa della stella in fase di collasso gravitazionale: stelle con la massa simile a quella solare possono raggiungere al loro centro temperature che permettono solo la trasformazione di idrogeno in elio: stelle più massicce possono attraverso fasi alterne di compressione ed espansione raggiungere temperature che permettono la sintesi di nuclei fino al ferro: oltre tale elemento la stella eventualmente esplode come supernova immettendo nello spazio gli elementi sintetizzati (altri elementi più pesanti possono essere prodotti mediante processi di neutronizzazione…) Popolazioni stellari: stelle molto antiche sono povere di elementi pesanti perché apparse quando il gas delle nebulose non era ancora inquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose stelle più recenti sono più ricche di elementi pesanti perché generate a partire da nebulose arricchite in elementi immessi dopo esplosione di supernove

Popolazioni stellari: stelle molto antiche sono povere di elementi pesanti perché apparse quando il gas delle nebulose non era ancora inquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose Non “ metalliche” popolazione II stelle più recenti sono più ricche di elementi pesanti perché generate a partire da nebulose arricchite in elementi immessi dopo esplosione di supernove “metalliche” popolazione I

Mentre la massa gassosa collassa, la temperatura verso l’interno aumenta fino a raggiungere valori (10. 000 °…) che permettono l’inizio della fusione nucleare: l’energia irradiata permette di equilibrare la forza responsabile del collasso: la stella si mantiene costante come volume Idrogeno >>> elio + energia

Terminata la fusione dell’idrogeno centrale, riprende il collasso della massa gassosa: mentre la parte centrale collassa e si riscalda, la parte periferica si espande rapidamente per effetto della radiazione proveniente dall’interno: la temperatura diminuisce e il colore passa verso il rosso: nasce una gigante rossa che poi disperderà lentamente energia e massa senza più permettere ulteriori fusioni: si evolverà verso la fase di nana bianca, nana nera…

Sintesi di elementi in stelle più massicce del sole mediante fasi alterne di compressione ed espansione si possono ottenere temperature sempre più elevate che permettono la sintesi di elementi fino al ferro (oltre avviene il collasso ed esplosione della stella, con immissione degli elementi sintetizzati nello spazio circostante)