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Formazione stellare

Le stelle si formano per frammentazione di nubi di gas e polvere (per effetto della compressione di materia diffusa a opera delle onde di densità nel disco galattico e/o dell’espansione dei residui nebulari delle supernovae) e per successiva contrazione gravitazionale dei frammenti. Il processo di condensazione di grandi quantità di materia a partire da piccoli addensamenti casuali può procedere solo se questi possiedono già una massa sufficientemente grande. L’avvenire o meno di una contrazione di una certa nube dipende anche dalla temperatura del gas presente in essa e dalla sua densità centrale: quanto più bassa è la temperatura e quanto più alta la densità, tanto minore è la quantità di massa necessaria perché possa avvenire un processo di contrazione.
Nella teoria protostellare si assume che una nube interstellare cominci il suo collasso dinamico alla densità per cui l’autogravità supera la forza esercitata dalla pressione interna della nube, il collasso inducendo presto una configurazione in cui un nucleo centrale idrostatico attrae gravitazionalmente la materia diffusa nelle regioni esterne. Il nucleo idrostatico è reso invisibile dall’inviluppo di polvere, comprendente solo una minuscola frazione del volume totale della nube (questo fatto rende difficile il progredire dello studio sulla formazione stellare). Per stelle di piccola massa non c'è la pressione di radiazione a ritardare il collasso libero dell’inviluppo sul nucleo. Dopo l’accrescimento dell’inviluppo, il nucleo inizia la contrazione quasi statica e a questo punto, non più nascosta dalla polvere, la stella appare come un oggetto visibile.
La grossa difficoltà di osservare il comportamento dettagliato di questi effetti in sistemi reali, a causa della loro forte dipendenza dalle condizioni iniziali assunte, rende necessario considerare, come punto di partenza nello studio protostellare, il collasso successivo alla fase di accrescimento principale, in cui un nucleo centrale quasi statico, di massa iniziale uguale a 0,01 masse solari, accresce materia dall’inviluppo. Questa configurazione ha l’importante proprietà che lo sviluppo del nucleo dipende significativamente dall’inviluppo solo attraverso il tasso di accrescimento di massa dM/dt, e ciò rende possibile trattare separatamente il nucleo e l’inviluppo, sia concettualmente sia dal punto di vista del calcolo.
La struttura del nucleo idrostatico durante la fase di accrescimento presenta un duplice aspetto, in relazione all’avvenuta, o meno, accensione del deuterio: prima della combustione del deuterio l’energia trasportata è tutta radiativa e il nucleo consiste di una larga regione interna inerte e una sottile zona di sedimentazione, la quale, a differenza dell’interno, è nettamente adiabatica e fornisce praticamente tutta la luminosità interna del nucleo; dopo l’accensione del deuterio, causata dall’aumento in massa e dall’aumento della temperatura interna, il nucleo sviluppa due o più zone di convezione più o meno interne e l’energia nucleare contribuisce significativamente al rilascio totale di energia. La reazione del deuterio inizia in stelle giovani, alla temperatura di ≈106 K. La quantità di energia che può sviluppare il deuterio per unità di massa del gas interstellare è

p=[(D/H)]XEr/mH

dove (D/H) è il rapporto in numero tra deuterio e idrogeno, X è la frazione di massa dell’idrogeno, Er (=5,49 MeV) l’energia rilasciata per reazione e mH la massa dell’atomo d’idrogeno. Il bruciamento ha più effetto durante la fase di accrescimento che in una stella di massa fissata, poiché è accumulato continuamente combustibile fresco. Il tasso di bruciamento è molto sensibile alla temperatura, cosicché il deuterio agisce come un termostato, mantenendo la temperatura centrale costante ( a Tc≈106 K) mentre sul nucleo cade massa dall'inviluppo esterno; conseguentemente, poiché in questa situazione vale la relazione energetica

GM/R=kTc/mH,

resta costante il rapporto tra la massa e il raggio durante il periodo di maggiore attività di bruciamento. Questo confinamento della relazione massa-raggio del nucleo stellare, combinato con le tracce evolutive della presequenza principale, produce una “linea di nascita (birthline)” teorica, nel diagramma H-R in ottimo accordo con le osservazioni.


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