Evoluzione stellare: dalle stelle alle galassie

Stefano Covino (Osservatorio Astronomico di Brera)

Documento a cura di: Tomaso Belloni, Stefano Covino ed Ilaria Parolini

Vimercate, 8 Aprile 2002

Componenti principali:• Stelle• Gas

Cosa è una galassia?

La nostra Galassia(Via Lattea):

• forma a spirale• rotazione

NGC 2997

100 miliardi di stelle!

Tipi di galassieSpirale Ellittica

PeculiareIrregolare

Gruppi di galassie

Cosa è una stella?

Vista da fuori: una palla di gas

Guardiamoci dentro

Guardiamola da fuori

Il soleX/UV

Come si forma una stella?

Partiamo da una nube di gas

Orione

La nebulosa di Orione

Una nube di gas

E STELLE!

La nebulosa di Orione

Un altro esempio M16

Si forma una stella

Temperatura

Lum

inosi

tà

40000° 20000° 10000° 5000° 2500°

1/10000

1/100

1

100

10000

1000000

Sequenza principale

Comincia la vita della stella

• Brucia Idrogeno (H) e lo trasforma in Elio (He) tramite una reazione nucleare• Finchè dura l’idrogeno non succede gran che• Ma quanto dura l’idrogeno?• Una stella più grande contiene più idrogeno…• … vivrà più a lungo?

NO!

Più una stella è massiccia (e quindi grande), più velocementebrucia idrogeno e prima lo finisce!

Non solo: anche i cicli di vita di una stella dipendono dalla sua massa

Possibilità per la nostra stellaSOLE

Puppis

Stella supergiganteMolto raraMassa: 50Luminosità: 60000Raggio: 20Temperatura: 42000 °Vita: 10 milioni di anni

Il Sole

Stella nanaMolto comuneMassa: 1Luminosità: 1Raggio: 1Temperatura: 6000°Vita: 8 miliardi di anni

Seguiamo due stelle!

Temperatura

Lum

inosi

tà

40000° 20000° 10000° 5000° 2500°

1/10000

1/100

1

100

10000

1000000

Sole

Pup

Partiamo!

Per nove milioni di anni non succede niente

………….

Poi Puppis finisce l’idrogeno e passa all’elio

Ma l’elio dura pochissimo (1 milione di anni), la stella produce e brucia elementi sempre più pesanti, semprepiù in fretta!

Alla fine (dopo altri 300 anni!) arriva al ferro, con cui lafusione nucleare non funziona più!

Temperatura

Lum

inosi

tà

40000° 20000° 10000° 5000° 2500°

1/10000

1/100

1

100

10000

1000000

Puppis si spegne

Ma la stella era sostenuta dalle reazioni nucleari…Quindi adesso la gravità prende il sopravvento.

La parte più interna della stella collassa…… e la parte più esterna viene espulsa

Vediamola meglio

Resti di supernova

Supernova 1987aFebbraio 1987: una supernova esplode nella GrandeNube di Magellano, una galassia molto vicina!

Grande Nube di Magellano

Piccola Nube di Magellano

SN 1987a

Supernova 1987aPrima Dopo

Supernova 1987a

Supernova 1987a

Supernove in galassie lontane

Rimane qualcosa?La parte più interna della stella è collassata e può formare

a) una STELLA DI NEUTRONI

Raggio: 10 kmMassa: 1.4 volte quella del sole

Alta densità (materia neutronica):1 cucchiaino ==> 100 miliardi di kg!

Stella di neutroniSe ruota la vediamo come un faro: una PULSAR!

Rimane qualcosa?Oppure potrebbe rimanere il più strano oggetto nella galassia

a) un BUCO NERO!

Tutta la massa in un punto!

Lo possiamo vedere solo attraverso il gas che cattura,magari da una stella compagna)

Buco nero in un sistema binario

Il buco nero strappa gas allasua stella compagna

E a volte lo sputa anche fuori!

Torniamo al nostro soleDopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finiscel’Idrogeno

Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e siespande fino a 400 volte il suo diametro attuale(inglobando l’orbita della terra!)

Sub-gigante rossa

Temperatura

Lum

inosi

tà

40000° 20000° 10000° 5000° 2500°

1/10000

1/100

1

100

10000

1000000

Torniamo al nostro sole

A un certo punto si accende il nucleo di elio (flash di elio)e la stella scende sul “braccio orizzontale”

Sequenza principale dell’elio

Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finiscel’Idrogeno

Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e siespande fino a 400 volte il suo diametro attuale(inglobando l’orbita della terra!)

Sub-gigante rossa

Temperatura

Lum

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tà

40000° 20000° 10000° 5000° 2500°

1/10000

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Torniamo al nostro sole

A un certo punto si accende il nucleo di elio (flash di elio)e la stella scende sul “braccio orizzontale”

Sequenza principale dell’elio

Finito anche l’elio, due “shell”: una di idrogeno e una di elioSi risale e si diventa una

Supergigante rossa

Temperatura

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1/100

1

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10000

1000000

Torniamo al nostro sole

Finito anche l’elio, due “shell”: una di idrogeno e una di elioSi risale e si diventa una

Supergigante rossa

Alla fine le cose diventano complicate, ma in sostanza siforma una

Nebulosa planetariache lascia una

Nana bianca

Temperatura

Lum

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tà

40000° 20000° 10000° 5000° 2500°

1/10000

1/100

1

100

10000

1000000

NANA BIANCA

Raggio: 10000 km (circa come la terra)Massa: 0.7 volte quella del sole

Alta densità:1 cucchiaino ==> 1 tonnellata!

Alta temperatura: 100000 gradiFatta di idrogeno e/o elio

Sirio A

Sirio B (nana bianca)

La materia espulsa dove va?

NEBULOSAPLANETARIA

Nebulose planetarie: FORMICA

Nebulose planetarie: ESKIMO

Nebulose planetarie: BOLLA

Nebulose planetarie: CLESSIDRA

E poi?

E poi niente… il sole continuerà a raffreddarsi finoa diventare una stella freddissima (morte termica),sempre nana ma non più bianca.

Abbiamo seguito due stelle

Ma se non fossero da sole? Nascono in gruppi (ammassi),alcune riescono a sfuggire, ma le altre?

AMMASSI APERTI Un migliaio di stelle

AMMASSI GLOBULARI Un milione di stelle!

Utili per studiare la evoluzione delle stelle

Ammassi aperti

h e Persei

Visibili anche a occhio nudo!

Ammassi aperti

Pleiadi

Visibili anche a occhio nudo!

Ammassi globulari

NGC 1850

Ammassi globulari

M 10

Simulazione di un ammasso

S.F. Portegies Zwart

Temperatura

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1

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10000

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GIOVANE

Temperatura

Lum

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1

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1000000

VECCHIO

Temperatura

Lum

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tà

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1/10000

1/100

1

100

10000

1000000

VECCHISSIMO

FINE DEL NOSTRO VIAGGIO