stelle ed evoluzione stellare

Che cosa troviamo nello spazio?• Mezzo interstellare • Nebulose• Galassie

   

Il Mezzo interstellare• 99% gas:

– idrogeno (73% in m), elio (25% in m) e altri elementi (ammoniaca, formaldeide,ossido di carbonio, sostanze organiche!)

• bassa densità e pressione • l’idrogeno

–   atomico (più frequente) Regioni H I emette una riga di 21 cm (onde radio)

–   ionizzato Regioni H II riga H nel rosso

–    molecolare (difficile da osservare)

Il Mezzo interstellare: polveri

•  La polvere è formata da particelle solide di minuscole dimensioni (0,1 - 1 ) (ghiacci). – effetto di assorbimento e di diffusione

(scattering) della luce. – diminuzione della luminosità delle stelle.

nebulose• 50% del mezzo interstellare si concentra in

nubi gravitazionalmente legate• luoghi ideali per la formazione di nuove

stelle– incubatrici stellari (nursery).

• possono interagire in modo diverso con la radiazione proveniente dalle stelle– Oscure– In emissione– In riflessione

Nebulose oscure• si manifestano come macchie scure sul

fondo stellato. Presentano dimensioni di pochi parsec (5-10 pc)

• Testa di cavallo

Nebulose in emissione• contengono stelle

giovani e massicce• forte energia che

ionizza H• Emissione di luce

rossastra – idrogeno ionizzato

(regioni H II)

(Neb. Di Orione)

nebulose in riflessione

• contengono stelle in formazione più fredde

• il gas e le polveri diffondono e riflettono la radiazione emessa

• No idrogeno ionizzato– Testa di strega, Rigel

altre nebulose

• residui al termine della vita di una stella

Galassie:

• contengono prevalentemente stelle– corpi celesti caratterizzati da un

bilancio energetico negativo. • l’energia che ricevono è inferiore rispetto

a quella che irradiano• reazioni in grado di generare enormi

quantità di energia.

• Le stelle nascono dalla contrazione gravitazionale di Nebulose

• Innesco della contrazione (?)– onde d'urto prodotte dalle supernovae– collisione tra due o più nebulose  

• l'energia potenziale si trasforma in energia cinetica con aumento progressivo di temperatura

• globuli di Bok (nebulosa Rosette)

 

come nasce una stella

424 TRLb

protostella

• piu’ fredda della stella definitiva• maggiore superficie radiante: più

luminosa. – E = T4, legge di Stefan-Boltzmann– L= E rE=energia, L=luminosità

T=temperatura

Accensione e massa delle stelle• non sempre si forma una stella.

– Se la M è minore di 0.08 masse solari (MS) non si innescano le reazioni termonucleari • nana bruna

– al di sopra di 120 MS gravità ha il sopravvento • il sistema è destinato a collassare…(stelle di

200 MS!!)

• relazione diretta fra luminosità e massa– solo per le stelle di sequenza principale

accensione• le stelle si accendono quando i

nuclei di H possiedono una temperatura) sufficientemente elevata (10-15 milioni K)

• Stato di plasma• Si vince la repulsione fra protoni:

fusione nucleare• ciclo protone –protone

(0.08-1.5 masse solari)

23He

12 H

1. 1H + 1H ==> 2H + e+ (positroni) + v (neutrini) 2. 2H + 1H ==> 3He + fotoni gamma3. 3He + 3He ==> 4He + 2 1H

ciclo protone –protone

Particelle elementari• Quark e Leptoni.• La prima famiglia: costituisce la materia dagli atomi alle galassie. • La II e la III: particelle instabili (acceleratori di particelle)

– e decadono rapidamente nelle particelle della prima famiglia.

• Ciascuna presenta la sua antiparticella (carica elettrica opposta). • i Quark non esistono liberi in natura si uniscono a formare gli

adroni– particelle composte da 3 Quark (barioni: protoni e neutroni)– da 1 Quark e 1 Antiquark sono dette mesoni o bosoni.

I famiglia II famiglia III famiglia massa in MeV/c2

nome sigla carica massa nome sigla carica massa nome sigla carica massa

  up u +2/3 310 charm c +2/3 1500 top t +2/3 22500

QUARK down d -1/3 310 strange s -1/3 505 bottom b -1/3 5000

   

elettrone e -1 0,511 muone -1 106,6 tauone -1 1784LEPTONI

neutrino e 0 2,2 neutrino 0 0.17 neutrino 0 15.5 (elettronico) (muonico) (tauonico)

Perché una stella emette energia?• Si formano nuclei di elementi più pesanti• somma delle masse dei nuclei reagenti superiore

alla massa dei prodotti (0,7%)• difetto di massa

– si trasforma energia secondo E = mc2.

• equilibrio termodinamico– energia prodotta dalla fusione– energia dissipata dalla superficie stellare

• equilibrio meccanico fra– forza di gravità – pressione di radiazione (radiazioni

elettromagnetiche prodotte dalla fusione)

Accensione di una stella più grande

ciclo di Bethe CNO – 15 milioni di K – oltre 1.5 masse solari – Presenza di nuclei di CNO– C 12 e N 14 si mantengono in

proporzioni inalterate • catalizzatori nella sintesi dell'elio.

Vita di una stella: fase stabilità 1• La posizione nel diagramma HR è mantenuta

durante tutta la fase di stabilità • dipende dalla massa in contrazione

– stelle più massicce giganti bianco-azzurre– stelle meno massicce nane rosse

• maggiore la massa più breve è la fase di stabilità (velocità di fusione)– 3 milioni anni – 300 miliardi di anni

Fase di stabilità 2• consumano l'idrogeno contenuto in esse fino

al suo esaurimento (ciclo protone protone o Bethe)

• resta il prodotto della combustione: l'elio. • la stella esce dalla sequenza principale • conclude la sua vita con 3 modalità diverse a

seconda della massa– (limiti di massa soggetti a continue correzioni)

Stelle di piccola massa (0,08 M. S. < M < 0,8 M.S.)

• 90% delle sequenza principale• Non esiste il nucleo • terminato H

– He si mescola con gli strati esterni più freddi.– collasso stellare (per diminuzione della pressione

di radiazione e prevalenza della gravità).

• la stella assume le dimensioni di un pianeta a T molto elevate (40.000-50.000°K)– nane bianche.

• si raffreddano in tempi lunghissimi, trasformandosi in nane nere

Stelle di media massa ( 0,8 MS < M < 8 M S)A. 10% delle stelle di sequenza

principale.B. Terminato H solo He nel

nucleo C.  collasso

F. gli strati superficiali riscaldati, tornano ad espandersi1. pulsazione

3 24

612 He C

612

24

816C He O

D. Il nucleo viene compresso si riscalda a 100 milioni di gradi

1. Uno strato esterno di H inizia la fusione e nel nucleo si innesca la fusione di He

2. stella enorme, bassa T superficiale (3.000-4.000°K) gigante rossa

•E. abbassamento della T e collasso. Incremento T: C può assorbire un altro nucleo di He e trasformarsi in O

• He in esaurimento (100 milioni di anni) – densità troppo elevata per fusioni oltre il C

• la stella collassa velocemente e definitivamente– emissione di materiale

• si forma una nana bianca e una nebulosa planetaria– limite superiore di massa per le nane bianche, limite di

Chandrasekhar, pari a 1,44 M (ricorretto a 1,2 M)– si spegnerà lentamente fino a diventare una nana

nera.

Stelle di media massa ( 0,8 MS < M < 8 M S) …continua

Nebulosa planetaria

• Una stella nana bianca al centro• guscio di gas e polveri (espulse

dalla stella) a circa 1 anno luce dal centro..

                                           

La piccola stella che si trova al centro è una nana bianca.

Stelle di grande massa (8MS < M < 120 MS?).• meno dell’1% delle stelle di

sequenza principale (classi O e B)• collasso, innesco fusione He• un guscio esterno di H raggiunge la

T di fusione• Espansione enorme

(supergigante)1000 volte sup. sole.

• collassi e fusioni progressive – gusci di elementi sempre più

pesanti (C, Ne, Mg, O, Si, S, Fe)

• struttura annidata a cipolla, densa e compatta (T e d crescenti verso il centro)

• produzione di energia sempre minore (minore difetto di massa)– stadio del ferro: la fusione del ferro è endoergonica

• collasso gravitazionale accelerato– implosione della stella.

• L’aumento di pressione fa esplodere le porzioni esterne della stella – supernova (di tipo II). M = -18.

• produzione di elementi di peso atomico superiore per cattura rapida di neutroni (es Au)

• elementi chimici più pesanti– nuove nebulose dalla contrazione delle quali nascono successive generazioni

stellari• prima supernova di cui si ha testimonianza umana:

– 1054 d.C. costellazione del Toro visibile in pieno giorno per alcune settimane.(Cina Giappone)

• In tempi più recenti Tycho Brahe nel 1572 e Keplero del 1604.• da quattro secoli nessuna supernova nella nostra galassia• 1987 nella nube di Magellano

Stelle di grande massa ......continua

Nebulosa da supernova

• nebulosa del Granchio (Crab Nebula), prodotta dalla supernova osservata nel 1054 ed ancor oggi perfettamente visibile

http://www.moebiusonline.eu/guardiamo/VideoAstro-supernove.shtml

supernova SN 1987A, osservata «in diretta» nel febbraio 1987. (Hubble Spatial Telescope Institute)

Riassunto dell’evoluzione stellare

• massa del residuo dopo l’esplosione di una supernova < 1.4 masse solari– nana bianca

• massa compresa tra 1,4 e 3(?)– stella a neutroni = pulsar

Dopo una supernova: nane bianche e stelle a neutroni

stella a neutroni

• in superficie plasma• scendendo nuclei con quantità

sempre più elevate di neutroni– decadrebbero in condizioni normali– tenuti stabili dall'enorme pressione

• più in profondità neutroni liberi

• densità enorme• diametro di una decina di

chilometri.• velocità di rotazione

estremamente elevata• = pulsar

Pulsar nella Nebulosa del GranchioFotografia astronomica da Chandra X-ray Observatory

pulsar• 1967 pulsar

– sorgente di impulsi radio ad intervalli regolari di 1,3 secondi

– stella a neutroni in rapidissima rotazione– LGM «piccoli uomini verdi».

• (modello a faro). – invia un segnale radio ad ogni rotazione – campo magnetico intenso associato alla stella– il fascio di onde radio è causato dall'azione combinata

del campo magnetico e della rotazione – asse magnetico non coincidente con l'asse di rotazione – animazione

• massa residua maggiore di 3 masse solari (limite di Oppenheimer-Volkov?)

• collasso gravitazionale maggiore, la materia si concentra in un punto a densità infinita (?)

• buco nero.• la gravità non permette alla luce di evadere fino ad una

distanza critica (orizzonte degli eventi)• per uscire dall'orbita della terra velocità di fuga = 11

Km/s– buco nero 300.000 Km/s

• osservare un buco nero– sistema binario – emissione raggi X. Cignus X-1

• la materia si riscalda a T molto elevate

Dopo una supernova: buchi neri

tipi di stelle

• singole o multiple (le seconde più frequenti)– stelle doppie, le più frequenti (Sole

stella doppia con Giove stella mancata?)

– Mizar (centro del timone dell’Orsa Maj) stella doppia, entrambe visibili

– Stella polare: tripla

tipi di stelle: stelle variabili

• variazione di intensità luminosa• variabili intrinseche o pulsanti

– variano la loro luminosità a causa di cambiamenti della loro temperatura e del loro volume (espansioni e contrazioni)

• Le variabili non intrinseche • es binarie o a eclisse

– stelle doppie che non è possibile vedere come stelle singole

• molto lontane dalla terra • Vicine fra di loro (doppie strette),

– le due stelle si eclissano alternativamente(massimo e minimo di luminosità)

– se le due stelle non hanno la stessa luminosità i minimi hanno profondità differenti

Evoluzione stelle doppie: novae • Sistema binario con stelle vicine di

cui una nana bianca • flusso di materia

– intorno alla nana bianca si forma un anello di accrescimento

• caduta di materiale sulla nana• aumento T ed esplosione violenta

– la luminosità aumenta di 150.000 volte

– nova (nuova stella, Ipparco 143 a.C.)

– il sistema binario può distruggersi

• Se il sistema binario non viene distrutto tutto si ripete fino ad una nuova esplosione ogni 10 - 20 anni (novae ricorrenti).

• se il fenomeno porta a un forte aumento di luminosità (M = - 20) si classificano come supernovae di tipo Ia (distruzione del sistema binario)

Evoluzione stelle doppie: novae e supernovae Ia

cefeidi • Cefeidi variabili pulsanti

(Delta Cèphei) sono giganti• Vari gruppi di cefeidi

– cefeidi I (classiche) appartenenti alla Nube di Magellano periodi da 1 a 50 giorni

• 1912 Miss Henrietta Leavitt (legge di) magnitudine assoluta inversamente proporzionale al loro periodo di variazione.

metodo delle cefeidi per il calcolo delle distanze• Grafico

periodo/magnitudine assoluta

• Valido anche per cefeidi lontane

• individuata una cefeide si misura il periodo

• attraverso il diagramma della Leavitt:– Si ottiene M– si può ricavare d

misurando md =10 (m-M+5)/5

tipi di stelle 2• ammassi: gruppi di stelle della stessa età, vicine

fra di loro e con interazioni gravitazionali– ammassi aperti sono aggregati di 100-1000 stelle

all'interno delle spire del disco galattico – gli ammassi globulari enormi aggregati (100.000 - un

milione di stelle). Formano una sorta di alone attorno alla galassia

L'ammasso delle Pleiadi, o M45, è uno dei più luminosi ammassi aperti

popolazioni stellari

• stelle di popolazione II antiche, oltre 10 miliardi di anni , solo idrogeno ed elio– ammassi globulari

• stelle di popolazione I (come il sole) , più recenti, contengono quantità più o meno apprezzabili di tutti gli altri elementi chimici – ammassi aperti