Evoluzione stellare e supernove

In questo elaborato abbiamo seguito il processo evolutivo di una stella, partendo dalla struttura e comprendendone le ragioni della stabilità attraverso le 4 equazioni stellari. Abbiamo presentato due classificazioni delle stelle. La prima creata ad Harvard, basata sulla luminosità, la seconda basata sul colore delle stelle. Questa suddivisione dà origine al diagramma H-R fondamentale anche per comprenderne la loro evoluzione. Infatti, analizzando la traccia di Hayashi sul diagramma H-R, è possibile vedere la differenza di evoluzione delle stelle di piccola e grande massa. Uno dei processi più importanti che si verifica durante la maggior parte dell’evoluzione di tutte stelle è un il fenomeno della perdita di massa. È possibile studiare il fenomeno attraverso l’analisi dei profili P-Cygni associati alle righe si emissione delle stelle calde. Gli studi mostrano che la perdita di massa è un processo fondamentale per tutte le stelle, in particolare per quelle stelle di massa molto grande che subiscono una significativa perdita di massa, dando origine a alla classe di stelle note come Wolf-Rayet. Siamo quindi giunti alle fasi finali possibili di una stella che abbiamo visto essere tre: la nana bianca, la stella di neutroni e il collasso a un buco nero, che è l’unica configurazione stabile per selle molto massicce. Nella seconda parte dell’elaborato ci siamo concentrati nell’analisi delle supernove. Le abbiamo classificate in due categorie principali specificando che ogni tipologia ha delle sottocategorie. Si è visto che le esplosioni di supernove creano la maggior parte degli elementi pesanti presenti in natura tramite la nucleosintesi esplosiva, la nucleosintesi idrostatica e l’r-process. Le supernove sono onde d’urto poiché si propagano a velocità maggiori di quelle del suono, quindi abbiamo analizzato alcune proprietà di base. Infine, abbiamo approfondito la supernova SN 1987A.