1° Forum di Astronomia Amatoriale Italiano

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Nel nucleo di una stella fino a 8 masse solari arriva il momento che l'idrogeno comincia a mancare. L'energia prodotta diminuisce e diminuisce anche la pressione di radiazione e la parte della stella comincia a contrarsi sotto il peso degli strati superiori. Più passa tempo meno idrogeno rimane è più aumenta la contrazione. Arrivati a 100 milioni di gradi comincia a bruciare l'elio mentre gli strati che circondano il nucleo raggiungono a causa della citata contrazione ad una temperatura e pressione tali da converitre l'idrogeno e l'elio. In poche parole il bliancio energetico tra energia del nucleo e quella dell'inviluppo di idrogeno e maggiore dell'energia prodotta quando la stella era nella sequenza principale. La stella deve trovare un metodo per dissiparla, lo fa gonfiando gli astri esterni che gonfiandosi si allontanao dalla sorgente si raffredano e contemporanemene aumenta la superfice radiante dissipando il surplus di energia. Nel frattempo il gas essendo essendo meno legato alla stella comincia a disperdersi sotto del vento stellare e formando cosi la nebuolsa planetaria.

E una interpetrazione corretta ?

Non esattamente: quello che hai scritto corrisponde alla fase iniziale dell'esplosione di una supernova, cosa totalmente diversa dalla fase di formazione di una nebulosa planetaria. Ora non ho tempo ma questa sera se lo trovo mi spiegherò meglio. Abbi pazienza.
Ciao.
Roberto Gorelli

Come dicevo:

fino a 1,44 masse solari NON si ha supernova (Limite di Chandrasekhar https://it.wikipedia.org/wiki/Limite_di_Chandrasekhar )
[attenzione il limite vale per oggetti rotanti, altrimenti sarebbe diverso, MA tutti i corpi celesti ruotano, in particolare le stelle, per cui ...),
se è superiore allora da Wikipedia ( https://it.wikipedia.org/wiki/Supernova )

Tipi di supernove

Infine, se il nucleo di elio è inferiore alle 8 M☉, il nucleo interno di neutroni degenerati riesce a fermare il collasso. Esso ha inizialmente una temperatura

di circa 100 miliardi K,

6000 volte la temperatura del nucleo del Sole. L'improvviso arresto del collasso produce un'onda d'urto in senso contrario che investe gli strati immediatamente
sovrastanti la nascente stella di neutroni. Tuttavia, tale onda d'urto non è, secondo molti studiosi, la causa ultima della supernova, perché nella maggior parte
dei casi essa si arresta nell'arco di pochi millisecondi e la sua energia viene dispersa nella dissociazione di elementi pesanti. L'innesco dell'esplosione viene
invece prodotto dal raffreddamento della proto-stella di neutroni che disperde la propria energia mediante la formazione di coppie neutrino-antineutrino di
tutti i sapori. I neutrini prodotti dal raffreddamento della protostella di neutroni sono in quantità molto maggiore di quelli prodotti dal processo di cattura
elettronica all'interno del nucleo stellare, mediante il quale i protoni divengono neutroni. L'energia trasferita mediante la produzione di neutrini ammonta a
circa 1046 joules, corrispondenti ad approssimativamente il 10% della massa rimanente della stella. Gli strati immediatamente superiori al nucleo stellare
assorbono una piccola percentuale dell'energia dei neutrini prodotti (circa 1044 joules, ossia 1 foe) e ciò riattiva l'onda d'urto producendo l'esplosione. L'intero
processo, dall'inizio del collasso all'esplosione, dura circa 10 secondi. Sebbene quella descritta sia la teoria maggiormente accettata circa l'esatto meccanismo
che produce l'esplosione, essa non è l'unica.

Per semplificare:
la fusione di atomi con numero fino al 26, corrispondente al ferro, produce energia (sempre minore all'aumentare del numero) con temperatura sempre più
elevata, oltre al 26, quindi fino al 92 dell'uranio e oltre la fusione assorbe energia.
In una stella normalmente si ha la fusione di idrogeno in elio, in un tempo tanto più breve che la massa è elevata, dopo la fusione dell'elio in litio e alcuni
altri elementi tutta la fusione di un elemento chinimo avviene in un tempo sempre minore fino ad arrivare ad elementi chimici che fondono in secondi (idrogeno
a secondo della massa della stella impiega da alcuni milioni di anni (stelle con masse dalle decine al centinaio di masse solari) fino ad oltre 100 miliardi di
anni (nane rosse).

Opps,dimenticavo:

https://it.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_planetaria

Durata di vita:

Dopo che la stella è passata per il ramo asintotico delle giganti (AGB), la breve fase di nebulosa planetaria ha inizio allorché i gas si allontanano dalla stella centrale
ad una velocità di pochi chilometri al secondo. La stella centrale è il residuo del suo progenitore AGB, un nucleo degenere di carbonio-ossigeno, che ha perso gran
parte del suo involucro di idrogeno a causa della perdita di massa durante la fase AGB. Quando i gas si espandono, la stella centrale subisce una trasformazione
in due fasi. In un primo tempo, mentre continua a contrarsi e si verificano reazioni di fusione dell'idrogeno nel guscio intorno al nucleo, diventa più calda; poi
lentamente, una volta che l'idrogeno del guscio si esaurisce attraverso la fusione e la perdita di massa, si raffredda.[10] Nella seconda fase, irradia la sua energia
e le reazioni di fusione cessano, in quanto la stella centrale non è abbastanza pesante per generare temperature interne richieste per fondere il carbonio e l'ossigeno.
Durante la prima fase la stella centrale mantiene una luminosità costante, mentre, allo stesso tempo, la sua temperatura si innalza fino a raggiungere i 100.000 K
circa. Nella seconda fase, si raffredda fino a non riuscire più ad emettere una radiazione ultravioletta sufficiente a ionizzare la nube di gas sempre più distante.
La stella diventa una nana bianca, e la nube di gas in espansione diventa a noi invisibile, terminando così la fase di nebulosa planetaria. Per una tipica nebulosa
planetaria, passano 10.000 anni circa tra la sua formazione e la fine della sua fase di visibilità.

Spero di non aver scritto errori/orrori (se ho sbagliato correggetemi pure tranquillamente).
Ciao.
Roberto Gorelli

Scusa ma la massa da 1 a 8 masse solare riguarda la stella non il suo nucleo.
Poi fino a 8 masse solari delle stella non c'è nucleo di neutroni ma una Nana Bianca fatta di elettroni degeneri.

Fino a 1,44 masse solari si formano solo nane bianche, al di là stelle di neutroni, oltre un certo limite buchi neri
stiamo parlando di stelle e non di nuclei stellari.

I nuclei stellari sono una parte della massa stellare, parte che tende ad aumentare in percentuale col passare del
tempo e credo, trascurando il tempo, con la massa stellare iniziale.

Agli effetti pratici una nana bianca o una stella a neutroni, ambedue residui stellari, sono dei nuclei stellari nudi:
naturalmente avendo perso la parte esterna hanno una temperatura superficiale più elevata di una stella,
raffreddandosi lentamente fino a temperature planetarie in tempi superiori a quello dell'Universo.

Su queste cose ho sempre la paura di dire cose sbagliate, come disse Giovanni Paolo II: se sbaglio correggetemi.

Ciao.
Roberto Gorelli