TEORIA DI LARSON

Per capire come nasce una stella nel 1969 R. Larson ha studiato il collasso di una nube di massa e composizione chimica analoghe a quelle del Sole, avente però l'idrogeno sotto forma molecolare.
Inizialmente Larson considerò una nube avente una temperatura uniforme di 10 oK, un raggio di 10 mila UA e una densità di 10-19 g/cm3, corrispondente a 104 molecole/cm3. In queste condizioni la parte centrale della nube inizia a contrarsi e la contrazione procede nel tempo sempre più rapidamente pur restando di densità uniforme al centro; contemporaneamente nelle zone esterne, dette mantello, essa diminuisce con 1/r2.
Quando la temperatura centrale raggiunge i 2000 oK, le molecole di H si dissociano assorbendo energia, creando così le condizioni per un secondo collasso, che avviene su un nucleo interno al primo; durante tale collasso si hanno densità e temperature crescenti.
Quando nel centro della nube iniziale la temperatura è dell'ordine del milione di gradi kelvin si innescano le prime reazioni termonucleari, che fanno aumentare la pressione del nucleo bloccando definitivamente il collasso.

Tabella riassuntiva della teoria di Larson
Fase M (in masse solari) R (cm) ρc (gr/cm3) Tc (K)
Nube iniziale 1 1.63x1017 10-19 10
Inizio opacità 1 6x1013 10-13 10
I core 0.005 1013 10-10 170
II core 0.0015 9x107 2x10-2 2000

Esiste una massa critica di 0.075 masse solari al di sotto della quale la degenerazione del materiale al centro impedisce che la temperatura raggiunga gli 8 milioni di gradi necessari per l'innesco della reazione protone-protone. In questo caso la stella non arriva mai alla sequenza principale e muore come nana bruna.




© Loretta Solmi, 2011        Adapted For The Hell Dragon Web Site