Struttura interna del Sole e stelle della sequenza principale. Evoluzione delle stelle. Massa stellare

26.09.2019

Quaderno di esercizi di astronomia per la classe 11 per la lezione n. 25 (cartella di esercizi) - Evoluzione delle stelle

1. In base ai dati riportati nella tabella seguente, segna la posizione delle stelle corrispondenti sul diagramma Hertzsprung-Russell (Fig. 25.1), quindi completa la tabella con le caratteristiche mancanti.

La tracciatura delle posizioni delle stelle su un diagramma viene illustrata utilizzando l'esempio del Sole. Tracciamo le stelle all'intersezione delle coordinate di luminosità e temperatura.

2. Utilizzando il diagramma Hertzsprung-Russell (Fig. 25.1), determinare il colore, la temperatura, il tipo spettrale e la magnitudine assoluta delle stelle che si trovano sulla sequenza principale e hanno una luminosità (in luminosità solare) pari a 0,01; 100; 10 LLC. Inserisci i dati ottenuti nella tabella.

3. Indicare la sequenza delle fasi dell'evoluzione del Sole:

a) raffreddamento della nana bianca;
b) compattazione di masse di gas e polveri;
c) compressione in una protostella;
d) compressione gravitazionale della gigante rossa;
e) stadio stazionario (fonte di radiazione - reazione termonucleare);
e) una gigante rossa con un nucleo di elio in espansione.

b - c - d - d - f - a

4. Studiando le masse delle stelle e la loro luminosità, si è stabilito che per le stelle appartenenti alla sequenza principale, nell'intervallo, la luminosità (L) di una stella è proporzionale alla quarta potenza della sua massa: L~M 4 . Esegui i calcoli necessari e indica sul diagramma Hertzsprung-Russell (Fig. 25.1) la posizione delle stelle con masse: 0,5, 5 e 10.

5. I calcoli mostrano che il tempo t (in anni) in cui una stella rimane sulla sequenza principale del diagramma Hertzsprungs-Russell può essere stimato utilizzando la formula t, dove M è la massa della stella espressa in masse solari. Determina il tempo in cui la stella rimane nella sequenza principale (durata della vita).

La sezione è molto facile da usare. Basta inserire la parola desiderata nell'apposito campo e ti forniremo un elenco dei suoi significati. Vorrei sottolineare che il nostro sito fornisce dati provenienti da varie fonti: dizionari enciclopedici, esplicativi e di formazione delle parole. Qui puoi anche vedere esempi dell'uso della parola che hai inserito.

Cosa significa "sequenza principale"?

Dizionario enciclopedico, 1998

sequenza principale

La SEQUENZA PRINCIPALE del diagramma Hertzsprung-Russell è una fascia stretta su questo diagramma all'interno della quale si trova la stragrande maggioranza delle stelle. Attraversa il diagramma in diagonale (da luminosità e temperature alte a basse). Le stelle della sequenza principale (il Sole, in particolare, le include) hanno la stessa fonte di energia: le reazioni termonucleari del ciclo dell'idrogeno. Le stelle si trovano nella sequenza principale per circa il 90% dell'evoluzione stellare. Ciò spiega la concentrazione predominante di stelle nella regione della sequenza principale.

Wikipedia

Sequenza principale

Sequenza principale- un'area sul diagramma Hertzsprung-Russell contenente stelle la cui fonte di energia è la reazione termonucleare della fusione dell'elio dall'idrogeno.

La sequenza principale si trova in prossimità della diagonale del diagramma Hertzsprung-Russell e va dall'angolo in alto a sinistra (alte luminosità, primi tipi spettrali) all'angolo in basso a destra del diagramma. Le stelle della sequenza principale hanno la stessa fonte di energia (“combustione” di idrogeno, principalmente il ciclo CNO), e quindi la loro luminosità e temperatura sono determinate dalla loro massa:

L=M,

dov'è la luminosità l e massa M misurati rispettivamente in unità di luminosità e massa solare. Pertanto, l'inizio della parte sinistra della sequenza principale è rappresentato da stelle blu con masse di ~ 50 solari, e l'estremità destra da nane rosse con masse di ~ 0,0767 solari.

L'esistenza della sequenza principale è dovuta al fatto che la fase di combustione dell'idrogeno costituisce circa il 90% del tempo evolutivo della maggior parte delle stelle: la combustione dell'idrogeno nelle regioni centrali della stella porta alla formazione di un nucleo isotermo di elio, il passaggio allo stadio di gigante rossa e l'allontanamento della stella dalla sequenza principale. L'evoluzione relativamente breve delle giganti rosse porta, a seconda della loro massa, alla formazione di nane bianche, stelle di neutroni o buchi neri.

La sezione della sequenza principale degli ammassi stellari è un indicatore della loro età: poiché la velocità di evoluzione delle stelle è proporzionale alla loro massa, allora per gli ammassi esiste un punto di rottura “a sinistra” della sequenza principale nella regione di elevata luminosità e le prime classi spettrali, a seconda dell'età dell'ammasso, poiché le stelle con una massa superiore a un certo limite, fissato dall'età dell'ammasso, lasciavano la sequenza principale. La durata di vita di una stella nella sequenza principale $\tau_(\rm MS)$ dipende dalla massa iniziale della stella M in relazione alla massa moderna del Sole $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ può essere stimata utilizzando la formula empirica:

$$\begin(smallmatrix) \tau_(\rm MS)\ \circa \ 6\cdot\ 10^(9) \text(anni) \cdot \left[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \0.14 \right]^(4) \end(smallmatrix)$$

Le stelle sono enormi sfere di plasma luminoso. Ce ne sono un numero enorme nella nostra galassia. Le stelle hanno svolto un ruolo importante nello sviluppo della scienza. Erano anche menzionati nei miti di molti popoli e servivano come strumenti di navigazione. Quando furono inventati i telescopi e scoperte le leggi del movimento dei corpi celesti e della gravità, gli scienziati si resero conto: tutte le stelle sono simili al Sole.

Definizione

Le stelle della sequenza principale includono tutte quelle all'interno delle quali l'idrogeno viene convertito in elio. Poiché questo processo è caratteristico della maggior parte delle stelle, la maggior parte dei luminari osservati dagli esseri umani rientrano in questa categoria. Ad esempio, anche il Sole appartiene a questo gruppo. Alpha Orionis, o, ad esempio, il satellite di Sirio non appartiene alle stelle della sequenza principale.

Gruppi di stelle

Per la prima volta gli scienziati E. Hertzsprung e G. Russell hanno affrontato il problema del confronto delle stelle con le loro classi spettrali. Hanno creato un diagramma che mostrava lo spettro e la luminosità delle stelle. Questo diagramma prese successivamente il loro nome. La maggior parte dei luminari situati su di esso sono chiamati corpi celesti della sequenza principale. Questa categoria comprende stelle che vanno dalle supergiganti blu alle nane bianche. La luminosità del Sole in questo diagramma è considerata unità. La sequenza comprende stelle di masse diverse. Gli scienziati hanno identificato le seguenti categorie di luminari:

Supergiganti - classe di luminosità I.
Giganti - II classe.
Stelle della sequenza principale - classe V.
Sottonani - VI classe.
Nane bianche - classe VII.

Processi all'interno delle stelle

Da un punto di vista strutturale, il Sole può essere suddiviso in quattro zone convenzionali, all'interno delle quali avvengono vari processi fisici. L'energia radiante della stella, così come l'energia termica interna, nasce in profondità all'interno della stella, trasmessa agli strati esterni. La struttura delle stelle della sequenza principale è simile alla struttura del sistema solare. La parte centrale di ogni luminare, che appartiene a questa categoria nel diagramma Hertzsprung-Russell, è il nucleo. Lì si verificano costantemente reazioni nucleari, durante le quali l'elio viene convertito in idrogeno. Affinché i nuclei di idrogeno possano scontrarsi tra loro, la loro energia deve essere maggiore dell'energia repulsiva. Pertanto, tali reazioni si verificano solo a temperature molto elevate. La temperatura all'interno del Sole raggiunge i 15 milioni di gradi Celsius. Man mano che si allontana dal nucleo della stella, diminuisce. Al confine esterno del nucleo la temperatura è già la metà del valore della parte centrale. Anche la densità del plasma diminuisce.

Reazioni nucleari

Ma non solo nella loro struttura interna le stelle della sequenza principale sono simili al Sole. I luminari di questa categoria si distinguono anche per il fatto che le reazioni nucleari al loro interno avvengono attraverso un processo in tre fasi. Altrimenti si chiama ciclo protone-protone. Nella prima fase due protoni si scontrano tra loro. Come risultato di questa collisione compaiono nuove particelle: deuterio, positrone e neutrino. Successivamente, il protone si scontra con una particella di neutrino e appare un nucleo dell'isotopo di elio-3, nonché un quanto di raggi gamma. Nella terza fase del processo, due nuclei di elio-3 si fondono tra loro e si forma l'idrogeno ordinario.

Durante queste collisioni, le reazioni nucleari producono continuamente particelle elementari di neutrini. Superano gli strati inferiori della stella e volano nello spazio interplanetario. I neutrini vengono rilevati anche sulla Terra. La quantità registrata dagli scienziati che utilizzano gli strumenti è sproporzionatamente inferiore a quella che gli scienziati ritengono che dovrebbe essere. Questo problema è uno dei più grandi misteri della fisica solare.

Zona radiante

Lo strato successivo nella struttura del Sole e delle stelle della sequenza principale è la zona radiativa. I suoi confini si estendono dal nucleo fino a uno strato sottile situato al confine della zona convettiva: il tachocline. La zona radiante prende il nome dal modo in cui l'energia viene trasferita dal nucleo agli strati esterni della stella: la radiazione. I fotoni, che vengono costantemente prodotti nel nucleo, si muovono in questa zona, scontrandosi con i nuclei del plasma. È noto che la velocità di queste particelle è uguale alla velocità della luce. Ma nonostante ciò, i fotoni impiegano circa un milione di anni per raggiungere il confine delle zone convettive e radianti. Questo ritardo è dovuto alla costante collisione dei fotoni con i nuclei del plasma e alla loro riemissione.

Tacoclina

Anche il Sole e le stelle della sequenza principale hanno una zona sottile, che a quanto pare gioca un ruolo importante nella formazione del campo magnetico dei luminari. Si chiama tacoclina. Gli scienziati suggeriscono che è qui che si verificano i processi di dinamo magnetica. Sta nel fatto che i flussi di plasma allungano le linee del campo magnetico e aumentano l'intensità complessiva del campo. Ci sono anche suggerimenti che nella zona tachocline vi sia un brusco cambiamento nella composizione chimica del plasma.

Zona convettiva

Questa zona è lo strato più esterno. Il suo confine inferiore si trova a una profondità di 200mila km e il suo confine superiore raggiunge la superficie della stella. All'inizio della zona convettiva la temperatura è ancora piuttosto elevata, raggiungendo circa 2 milioni di gradi. Tuttavia, questo indicatore non è più sufficiente affinché avvenga il processo di ionizzazione degli atomi di carbonio, azoto e ossigeno. Questa zona ha preso il nome dal metodo con cui la materia viene costantemente trasferita dagli strati profondi a quelli esterni: convezione o miscelazione.

In una presentazione sulle stelle della sequenza principale, puoi sottolineare il fatto che il Sole è una stella normale nella nostra galassia. Pertanto, una serie di domande, ad esempio sulle fonti della sua energia, sulla struttura e sulla formazione dello spettro, sono comuni sia al Sole che alle altre stelle. La nostra stella è unica in termini di posizione: è la stella più vicina al nostro pianeta. Pertanto, la sua superficie è sottoposta a uno studio dettagliato.

Fotosfera

Il guscio visibile del Sole è chiamato fotosfera. È lei che emette quasi tutta l'energia che arriva sulla Terra. La fotosfera è costituita da granuli, che sono nubi allungate di gas caldo. Qui si possono osservare anche piccoli punti chiamati torce. La loro temperatura è circa 200°C più alta della massa circostante, quindi differiscono in luminosità. Le torce possono durare fino a diverse settimane. Questa stabilità è dovuta al fatto che il campo magnetico della stella non consente ai flussi verticali di gas ionizzati di deviare nella direzione orizzontale.

Macchie

Inoltre, sulla superficie della fotosfera compaiono talvolta aree scure: nuclei puntiformi. Spesso le macchie possono raggiungere un diametro che supera il diametro della Terra. Di norma, appaiono in gruppi e poi crescono. A poco a poco vengono divisi in sezioni più piccole fino a scomparire completamente. Appaiono macchie su entrambi i lati dell'equatore solare. Ogni 11 anni il loro numero, così come la superficie occupata dalle macchie, raggiunge il massimo. Dal movimento osservato delle macchie solari, Galileo riuscì a rilevare la rotazione del Sole. Questa rotazione è stata successivamente perfezionata utilizzando l'analisi spettrale.

Fino ad ora, gli scienziati si chiedono perché il periodo di aumento delle macchie solari sia esattamente di 11 anni. Nonostante le lacune nella conoscenza, le informazioni sulle macchie solari e sulla periodicità di altri aspetti dell'attività di una stella danno agli scienziati la capacità di fare importanti previsioni. Studiando questi dati è possibile fare previsioni sul verificarsi di tempeste magnetiche e interruzioni nelle comunicazioni radio.

Differenze rispetto ad altre categorie

Si chiama la quantità di energia emessa da una stella in un'unità di tempo. Questo valore può essere calcolato dalla quantità di energia che raggiunge la superficie del nostro pianeta, a condizione che sia nota la distanza della stella dalla Terra. Le stelle della sequenza principale sono più luminose delle stelle fredde e di piccola massa e meno luminose delle stelle calde, che hanno tra 60 e 100 masse solari.

Le stelle più fredde si trovano nell'angolo in basso a destra rispetto alla maggior parte dei luminari, mentre le stelle calde sono nell'angolo in alto a sinistra. Inoltre, per la maggior parte delle stelle, a differenza delle giganti rosse e delle nane bianche, la massa dipende dall'indice di luminosità. Ogni stella trascorre gran parte della sua vita nella sequenza principale. Gli scienziati ritengono che le stelle più massicce abbiano una vita molto più breve di quelle con massa ridotta. A prima vista, dovrebbe essere il contrario, perché hanno più idrogeno da bruciare e devono spenderlo più a lungo. Tuttavia, le stelle massicce consumano il loro carburante molto più velocemente.

SEQUENZA PRINCIPALE, in astronomia, la regione del DIAGRAMMA DI HERTSPRUNG RUSSELL dove si trova il maggior numero di stelle, compreso il Sole. Si estende diagonalmente dalle stelle calde e luminose in alto a sinistra alle stelle fredde e deboli in basso a destra... ... Dizionario enciclopedico scientifico e tecnico

Diagrammi di Hertzsprung Russell, una fascia stretta su questo diagramma all'interno della quale si trova la stragrande maggioranza delle stelle. Attraversa il diagramma in diagonale (da luminosità e temperature alte a basse). Stelle della sequenza principale (a... ... Dizionario enciclopedico

Un insieme di stelle che sono fisicamente simili al Sole e formano una sequenza praticamente di un parametro sul diagramma di stato (diagramma di Hertzsprung-Russell (vedi diagramma di Hertzsprung-Russell)). Lungo il G.p.w. diagrammi... ... Grande Enciclopedia Sovietica

Diagrammi di Hertzsprung-Russell, una fascia stretta su questo diagramma, all'interno della quale si trova la stragrande maggioranza delle stelle. Attraversa il diagramma in diagonale (da alta a bassa luminosità e temperatura p). G. stelle (tra queste rientrano in particolare... ... Scienze naturali. Dizionario enciclopedico

Sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell- il diagramma esprime la relazione tra la luminosità e la temperatura delle stelle (la classe spettrale o l'indice di colore di alcune caratteristiche oggettive delle stelle), su di esso stelle con proprietà fisiche simili occupano aree separate: le principali ... ... Gli inizi della scienza naturale moderna

Un insieme di stelle che sono fisicamente simili al Sole e formano un'unica sequenza sul diagramma dello spettro di luminosità (vedi diagramma Hertzsprung-Russell) in cui le luminosità diminuiscono monotonicamente al diminuire della temperatura superficiale, della massa e... ... Dizionario astronomico

SEQUENZA DI AZIONI DELL'INTERMEDIO- – logica delle azioni di un terzo al fine di risolvere un conflitto interpersonale. Comprende 17 passaggi fondamentali. 1. Prova a presentare un quadro generale del conflitto e penetra nella sua essenza analizzando le informazioni in nostro possesso. Stima… …

SEQUENZA DI AUTORISOLUZIONE DEL CONFLITTO- – la logica delle azioni intraprese da un avversario psicologicamente più competente per porre fine al conflitto interpersonale. Comprende 17 passaggi fondamentali. 1. Smetti di combattere con il tuo avversario. Comprendi che attraverso il conflitto non sarà possibile proteggere il tuo... Dizionario enciclopedico di psicologia e pedagogia

- ...Wikipedia

Libri

Bibbia. Libri delle Sacre Scritture dell'Antico e del Nuovo Testamento,. Il libro principale dell'umanità! Indice dei Vangeli e delle letture apostoliche della Chiesa. Successione degli eventi secondo i quattro evangelisti...
Vacanze in russo, Maxim Syrnikov. La caratteristica principale delle festività russe è la loro sequenza rigorosa, struttura, regolarità, una combinazione di luminosità e mezzitoni, grande tristezza e grande gioia, indispensabile Quaresima...

Le stelle sono gli oggetti astronomici più interessanti e rappresentano gli elementi costitutivi più fondamentali delle galassie. L'età, la distribuzione e la composizione delle stelle in una galassia ci permettono di determinarne la storia, la dinamica e l'evoluzione. Inoltre, le stelle sono responsabili della produzione e della distribuzione nello spazio di elementi pesanti come carbonio, azoto, ossigeno e le loro caratteristiche sono strettamente legate ai sistemi planetari che formano. Pertanto, lo studio del processo di nascita, vita e morte delle stelle occupa un posto centrale in campo astronomico.

La nascita delle stelle

Le stelle nascono in nubi di polvere e gas sparse nella maggior parte delle galassie. Un esempio lampante della distribuzione di una tale nube è la Nebulosa di Orione.

L'immagine in primo piano combina immagini della lunghezza d'onda visibile e infrarossa dei telescopi spaziali Hubble e Spitzer. La turbolenza nelle profondità di queste nubi porta alla creazione di nodi con massa sufficiente per iniziare il processo di riscaldamento del materiale al centro di questo nodo. È questo nucleo caldo, meglio conosciuto come protostella, che un giorno potrebbe diventare una stella.

Le simulazioni tridimensionali al computer della formazione stellare mostrano che le nubi rotanti di gas e polvere possono rompersi in due o tre pezzi; questo spiega perché la maggior parte delle stelle della Via Lattea si trovano in coppie o piccoli gruppi.

Non tutto il materiale della nube di gas e polvere finisce nella futura stella. Il materiale rimanente può formare pianeti, asteroidi, comete o semplicemente rimanere sotto forma di polvere.

Sequenza principale di stelle

Una stella delle dimensioni del nostro Sole impiega circa 50 milioni di anni per maturare dalla formazione all’età adulta. Il nostro Sole rimarrà in questa fase di maturità per circa 10 miliardi di anni.

Le stelle sono alimentate dall'energia rilasciata nel processo di fusione nucleare dell'idrogeno con formazione di elio nelle loro profondità. Il deflusso di energia dalle regioni centrali della stella fornisce la pressione necessaria per evitare che la stella collassi sotto l'influenza della gravità.

Come mostrato nel diagramma Hertzsprung-Russell, la sequenza principale delle stelle copre un'ampia gamma di luminosità e colori delle stelle che possono essere classificate in base a queste caratteristiche. Le stelle più piccole sono conosciute come nane rosse, hanno una massa pari a circa il 10% della massa del Sole ed emettono solo lo 0,01% dell'energia rispetto alla nostra stella. La loro temperatura superficiale non supera i 3000-4000 K. Nonostante le loro dimensioni in miniatura, le nane rosse sono di gran lunga il tipo di stelle più numerose nell'Universo e hanno decine di miliardi di anni.

D’altra parte, le stelle più massicce, conosciute come ipergiganti, possono avere una massa 100 volte o più quella del Sole e una temperatura superficiale superiore a 30.000 K. Le ipergiganti rilasciano centinaia di migliaia di volte più energia del Sole, ma hanno una vita di pochi milioni di anni. Stelle così estreme, secondo gli scienziati, erano diffuse nell'Universo primordiale, ma oggi sono estremamente rare: solo poche ipergiganti sono conosciute in tutta la Via Lattea.

Evoluzione di una stella

In termini generali, più grande è la stella, minore è la sua durata di vita, sebbene tutte le stelle, tranne quelle supermassicce, vivano per miliardi di anni. Quando una stella ha completamente prodotto idrogeno nel suo nucleo, le reazioni nucleari nel suo nucleo si fermano. Privato dell'energia necessaria per sostenersi, il nucleo comincia a collassare su se stesso e a diventare molto più caldo. L'idrogeno rimanente all'esterno del nucleo continua ad alimentare la reazione nucleare all'esterno del nucleo. Il nucleo sempre più caldo inizia a spingere gli strati esterni della stella verso l'esterno, provocando l'espansione e il raffreddamento della stella, trasformandola in una gigante rossa.

Se la stella è sufficientemente massiccia, il processo di collasso del nucleo può aumentare la sua temperatura abbastanza da supportare reazioni nucleari più esotiche che consumano elio e producono vari elementi pesanti, compreso il ferro. Tuttavia, tali reazioni forniscono solo una tregua temporanea dal collasso globale della stella. A poco a poco, i processi nucleari interni della stella diventano sempre più instabili. Questi cambiamenti provocano una pulsazione all'interno della stella, che porterà successivamente alla perdita del suo guscio esterno, circondandosi di una nube di gas e polveri. Ciò che accade dopo dipende dalla dimensione del kernel.

L'ulteriore destino della stella dipende dalla massa del suo nucleo

	Per le stelle di medie dimensioni come il Sole, il processo di rimozione del nucleo dai suoi strati esterni continua finché tutto il materiale circostante non viene espulso. Il nucleo rimanente, altamente riscaldato, è chiamato nana bianca. Le nane bianche sono di dimensioni paragonabili alla Terra e hanno la massa di una stella a tutti gli effetti. Fino a poco tempo fa, rimanevano un mistero per gli astronomi: perché non si verifica un'ulteriore distruzione del nucleo. La meccanica quantistica ha risolto questo mistero. La pressione degli elettroni in rapido movimento salva la stella dal collasso. Quanto più massiccio è il nucleo, tanto più denso si forma il nano. Pertanto, quanto più piccola è la nana bianca, tanto più massiccia è. Queste stelle paradossali sono abbastanza comuni nell'Universo: anche il nostro Sole si trasformerà in una nana bianca tra pochi miliardi di anni. A causa della mancanza di una fonte interna di energia, le nane bianche alla fine si raffreddano e scompaiono nelle vaste distese dello spazio.
	Se una nana bianca si forma in un sistema stellare binario o multiplo, la fine della sua vita potrebbe essere più intensa, nota come formazione di nova. Quando gli astronomi diedero questo nome a questo evento, pensarono davvero che si stesse formando una nuova stella. Tuttavia, oggi è noto che in realtà stiamo parlando di stelle molto antiche: le nane bianche. Se una nana bianca è abbastanza vicina a una stella compagna, la sua gravità può estrarre idrogeno dagli strati esterni dell'atmosfera della vicina e creare il proprio strato superficiale. Quando sulla superficie di una nana bianca si accumula abbastanza idrogeno, si verifica un'esplosione di combustibile nucleare. Ciò fa sì che la sua luminosità aumenti e il materiale rimanente venga eliminato dalla superficie. Nel giro di pochi giorni la luminosità della stella diminuisce e il ciclo ricomincia. A volte, soprattutto le nane bianche massicce (la cui massa è superiore a 1,4 masse solari), possono essere ricoperte da così tanto materiale da essere completamente distrutte durante l'esplosione. Questo processo è noto come la nascita di una supernova.
	Le stelle della sequenza principale con una massa pari o superiore a 8 masse solari sono destinate a morire in una potente esplosione. Questo processo è chiamato nascita di una supernova. Una supernova non è solo una grande nova. In una nova esplodono solo gli strati superficiali, mentre in una supernova collassa il nucleo stesso della stella. Di conseguenza, viene rilasciata una quantità colossale di energia. In un periodo che va da alcuni giorni a diverse settimane, una supernova può eclissare un’intera galassia con la sua luce. I termini Nova e Supernova non descrivono accuratamente l'essenza del processo. Come già sappiamo, fisicamente non avviene la formazione di nuove stelle. Si verifica la distruzione delle stelle esistenti. Questo malinteso è spiegato da diversi casi storici in cui nel cielo apparivano stelle luminose, che fino a quel momento erano praticamente o completamente invisibili. Questo effetto e l'apparizione di una nuova stella hanno influenzato la terminologia.
	Se al centro di una supernova c'è un nucleo con una massa compresa tra 1,4 e 3 masse solari, la distruzione del nucleo continuerà finché elettroni e protoni si uniranno e creeranno neutroni, che successivamente formeranno una stella di neutroni. Le stelle di neutroni sono oggetti cosmici incredibilmente densi: la loro densità è paragonabile alla densità di un nucleo atomico. Poiché una grande quantità di massa è racchiusa in un piccolo volume, la gravità sulla superficie di una stella di neutroni è semplicemente proibitiva Le stelle di neutroni hanno grandi campi magnetici che possono accelerare le particelle atomiche attorno ai loro poli magnetici, producendo potenti fasci di radiazioni. Se un tale raggio è orientato verso la Terra, possiamo rilevare impulsi regolari nella gamma dei raggi X provenienti da questa stella. In questo caso si chiama pulsar.
	Se il nucleo di una stella supera le 3 masse solari, nel processo del suo collasso si forma un buco nero: un oggetto infinitamente denso la cui gravità è così forte che nemmeno la luce può sfuggirgli. Poiché i fotoni sono l’unico strumento attraverso il quale possiamo studiare l’universo, rilevare direttamente i buchi neri è impossibile. La loro esistenza può essere conosciuta solo indirettamente. Uno dei principali fattori indiretti che indicano l'esistenza di un buco nero in una determinata area è la sua enorme gravità. Se c'è del materiale vicino al buco nero - molto spesso stelle compagne - verrà catturato dal buco nero e attirato verso di esso. La materia attratta si muoverà verso il buco nero a spirale, formando attorno ad esso un disco, che si riscalda fino a temperature enormi, emettendo copiose quantità di raggi X e gamma. È la loro rilevazione che indica indirettamente l'esistenza di un buco nero vicino alla stella.

Articoli utili che risponderanno alle domande più interessanti sulle stelle.

Oggetti dello spazio profondo