contrazione gravitazionale
contrazione gravitazionale
Nel processo di formazione stellare, è la fase che segue il collasso di una nube molecolare e che rappresenta la sorgente da cui la protostella, intesa come massa di gas autogravitante, ricava continuamente energia. Quando il collasso gravitazionale ha termine, la stella raggiunge una configurazione di equilibrio idrostatico; in seguito, essa continua a contrarsi, anche se più lentamente, sicché la sua temperatura interna aumenta sino a far diventare efficienti le reazioni di fusione dell’idrogeno in elio, che forniscono energia alla struttura fermando la contrazione. A questo punto le reazioni nucleari forniscono l’intera luminosità della stella. Inizialmente, per effetto della contrazione gravitazionale, il raggio e, quindi, la luminosità della stella diminuiscono; successivamente, la temperatura della stella cresce così fortemente da determinare un aumento di luminosità nonostante il proseguire della contrazione. La durata di questo periodo di vita della stella, che prende il nome di fase di presequenza (con riferimento alle tracce evolutive del diagramma H-R, che mette in relazione luminosità e tipo spettrale delle stelle, nel quale la fase di sequenza principale è segnata dall’accensione dell’idrogeno), è dell’ordine del tempo di scala di Kelvin-Helmholtz: essa può andare da meno di 105 anni per le stelle più massicce a oltre 108 anni per quelle di massa più piccola. Durante questa fase, la struttura della stella cambia: inizialmente essa è interamente convettiva perché, essendo ancora abbastanza fredda, la sua opacità è elevata; in seguito, con il crescere della temperatura, l’opacità degli strati interni diminuisce, sicché la stella sviluppa un nucleo radiativo, mantenendo soltanto un mantello convettivo (ciò non accade nelle stelle di massa minore di ca. 0,25 masse solari, che rimangono interamente convettive). Durante la contrazione gravitazionale di presequenza la convezione esterna può raggiungere strati con temperature sufficienti ad attivare reazioni nucleari di elementi leggeri, come il deuterio e il litio.