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COSA SONO LE STELLE

COME NASCONO LE STELLE

COME EVOLVONO LE STELLE

SERATA N° 6 - NASCITA ED EVOLUZIONE STELLARE 2

CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012

Le STELLE sono corpi celesti che brillano di

luce propria e che, ad eccezione del Sole, ci

si presentano sempre puntiformi.

DOMANDE:

Come fa a brillare una stella?

Per quanto tempo può farlo?

Oggi sappiamo che deve esserci un processo che genera energia e che le stelle disperdono

energia. Proprio come noi. Quindi le stelle in un certo senso «vivono», e per vivere devono

«nascere» e poi «morire»

LE NEBULOSE: GENERALITA’

CONTRAZIONE DELLE NEBULOSE

DALLE PROTOSTELLE ALLE STELLE




Una NEBULOSA è un corpo celeste di natura diffusa

composto essenzialmente da gas e polvere in

quantità variabile e con densità, e temperatura,

variabili.

Il costituente principale del gas è l’idrogeno, mentre in

base alla densità si ottengono nebulose a diverse

temperature: dalle nebulose fredde, a circa -°C, a quelle

calde normalmente a 7500°C, fino a quelle che emettono

solo nello spettro X, a circa un milione di gradi.

Le polveri sono invece prevalentemente composte da silicati e grafite e dovrebbero avere origine

dalle prime stelle esplose.



In genere si è soliti distinguere tra tre tipologie di nebulose:

AD EMISSIONE: il gas della nebulosa viene eccitato dalla

radiazione di stelle vicine. Si ionizza, acquistando energia e poi

rilasciandola, quindi «emettendo» energia in seguito ad un

processo di ionizzazione. Esempio classico è M42 in Orione.

Queste nebulose hanno un classico colore rosso.

A RIFLESSIONE: la radiazione delle stelle vicine non è talmente

forte da ionizzare il gas della nebulosa che, quindi, si limita a

«deviarla», facendola rimbalzare. Quindi, riflettendo la luce. Queste

nebulose hanno un colore tipicamente azzurro ed un esempio è la

nebulosa Strega, in Orione.

OSCURE: sono banchi fitti di polveri visibili solo perché posti

prospetticamente sopra nebulose più chiare. Esempio è Barnard 33



Le aree delle nebulose in cui ha luogo la formazione stellare sono dette nubi molecolari: si

tratta di nubi fredde, intorno a poche centinaia di gradi sopra lo zero assoluto, e che occupano

enormi regioni di spazio.

Qui è consentita la formazione di svariate

molecole (CO, H2O e H2).

Possono avere masse fino a 2x106 masse

solari, con diametri fino a 350 anni di luce.

La massa totale delle nubi molecolari della

nostra Galassia dovrebbe aggirarsi intorno ai 5

miliardi di masse solari. Tuttavia, se potessimo

addentrarci all'interno di una nube molecolare

troveremmo soltanto 200 o 300 molecole di

idrogeno per centimetro cubico.

Gli astronomi hanno dedotto che nubi molecolari ed emissioni di monossido di carbonio sono

intimamente legati.



Quando una nube molecolare comincia a

creare un punto di accumulazione di massa

si è creata una PROTOSTELLA, materiale

interstellare che si trova in fase di

condensazione e che fa da preludio alla

nascita di una nuova stella.

REQUISITO NECESSARIO: la nube deve

avere una temperatura inferiore a 100 K,

altrimenti gli atomi che collidono non

riescono a rimanere uniti e ad accrescere le

dimensioni.



Quando le nubi si contraggono, gas e polveri

opacizzano sempre più la nube che assume quindi le

sembianze di una scura regione di formazione stellare.

Queste regioni sono generalmente note come Oggetti

di Barnard, dal nome di Edward Barnard, il primo

astronomo a catalogare tutti questi oggetti.

Il più grande oggetto di Barnard può avere massa pari a

10.000 masse solari, con un diametro di circa 10

parsec.



La protostella non è quasi mai visibile, troppo

fredda, e può essere vista soltanto come punto

buio su uno sfondo luminoso, quindi in negativo

rispetto al solito. Queste masse globulari oscure,

più piccole degli oggetti di Barnard e spesso

contenute in essi, sono dette globuli di Bok (dal

nome di Bart Bok). Hanno temperature molto

basse, intorno ai 10 K, ed una densità da 10 a

20.000 particelle (grani di polveri, atomi di gas e

molecole) per centimetro cubico. La dimensione

di questi oggetti può variare considerevolmente

ma in media un globulo di Bok occupa circa 1

parsec in diametro, con masse comprese tra una

massa solare e mille masse solari.



Ci sono svariate forze che si oppongono al collasso della nube interstellare.

• rotazione della nube

• pressione del gas

• moto turbolento del gas

• campi magnetici

In realtà, se non vedessimo le stelle saremmo più propensi a dire che non possono formarsi!

Esiste un delicato equilibrio tra l'attrazione gravitazionale esercitata dalle particelle delle nubi e

l'energia termica che resiste al collasso. Se la prima domina sulla seconda, la stella può

formarsi. Ma, allora, cosa determina la vittoria della forza gravitazionale? Ce lo dice il



Il CRITERIO DI JEANS indica dimensione e massa minime (massa e dimensione di Jeans) che

la nube deve avere affinché la gravità possa vincere sulla radiazione termica, date la densità, la

temperatura e la massa della nube di partenza.

La massa di Jeans aumenta con la temperatura e diminuisce con la densità.

La massa di Jeans è quindi la massa di una nube il cui raggio è pari alla dimensione di Jeans.

Rj = (kT/Gm2n)1/2

dove:

k è la costante di Boltzmann pari a 1,3806x10-23JK-1

T è la temperatura in Kelvin

G è la costante gravitazionale pari a 6,67x10-11Nm2kg-2

m è la massa degli atomi di idrogeno pari a 1,67x10-27kg

n è il numero di particelle (densità)



La nube deve avere una temperatura molto bassa e deve essere molto densa. Per questo, le

nubi dense ed oscure dovrebbero essere le più favorevoli alla formazione stellare, essendo

sufficiente una massa minore per causare il collasso.

La massa di Jeans, però, tralascia alcuni aspetti come la rotazione, la turbolenza ed il campo

magnetico che tendono ad inibire la contrazione. Alcune nubi stellari con una massa superiore a

quella prevista da James Jeans sembrano molto stabili.

L'instabilità viene dall'esterno, dalle perturbazioni. Tuttavia il criterio di Jeans è comunque un

ottimo inizio per determinare la possibilità di formazione stellare.



Non si è detto nulla sul motivo per il quale la nube molecolare, ad un certo

punto, inizia a spiraleggiare ed a "cadere" gravitazionalmente verso un punto

che sarà, in seguito, una protostella.

I meccanismi che possono spiegare questo innesco della formazione stellare

sono riconducibili essenzialmente a tre, sebbene ancora sia un argomento

molto dibattuto in astrofisica:

1. i bracci delle galassie a spirale: le galassie girano ed i bracci comprimono

durante la rotazione le nubi molecolari creando, a volte, regioni più dense

che iniziano ad attrarre maggiori quantità di gas e polvere;

2. l'espansione delle regioni HII: le stelle più potenti (spettro O-B) emettono

una radiazione che spinge il gas circostante, lo comprime creando altre

zone di formazione stellere in una reazione a catena. Un esempio è in

M42, con le stelle del Trapezio;

3. le esplosioni di supernovae: l’onda d’urto creata dalla stella esplosa

comprime il gas circostante dando vita a nuove contrazioni e nuove stelle.



L'addensamento del gas (soprattutto idrogeno ed elio) provoca:

- diminuzione del volume

- innalzamento della temperatura

- radiazione nello spettro visibile.

La nube diventa opaca a causa della densità di atomi.

Se la massa non è sufficiente da far raggiungere una temperatura

accettabile, si forma un corpo celeste gassoso come Giove.

Se la massa è inferiore a un decimo della massa solare, circa, si

crea una nana bruna.

Se la temperatura della protostella raggiunge i 10 milioni di gradi,

nasce una stella.



Una nana bruna è una stella originata da una nebulosa stellare troppo piccola

per permetterle di sviluppare una fusione nucleare di idrogeno in elio.

La sua luminosità è molto limitata. Le sole reazioni riguardano litio e deuterio, elementi molto

leggeri, che nelle altre stelle non vengono nemmeno presi in considerazione dal momento che

bruciano subito. Questo consente a questo tipo di stelle di continuare a brillare nel rosso e

nell'infrarosso dello spettro anche una volta terminato il deuterio.

La nana bruna è destinata a perdere anche questa debole forma di lucentezza iniziando a

vagare invisibilmente nell'universo.

La temperatura di una nana bruna varia dai 2.300 ai 25 °C delle nane di classe Y scoperte da

WISE nel 2011.



Le stelle brillano di luce propria, generata attraverso delle fusioni

nucleari interne di deuterio prima e di idrogeno poi. Per arrivare a

questo, la protostella deve avere una temperatura di almeno 10 milioni

di gradi ed una massa indicata in circa un decimo della massa solare.

A 10 milioni di gradi Kelvin si innesca la catena protone-protone che porta ad una serie di

reazioni nucleari interne tali da generare energia da contrapporre al collasso gravitale della

nebulosa di partenza.



Alcuni protoni sono talmente veloci da vincere la repulsione reciproca e

da legarsi, all'insegna dell'interazione nucleare forte.

La fusione dei protoni dà luogo a nuclei di elio, la cui massa è minore

rispetto alla somma delle masse delle particelle che lo hanno composto

il che libera energia secondo la famosa E=mc2 di Einstein.

L'innesco della reazione stabilizza il cuore stellare e l'energia termica

sprigionata riesce a far fronte alla forza implosiva del collasso

gravitazionale: si parla in tal caso di equilibrio idrostatico.



L'idrogeno è l'elemento più leggero ed ha un nucleo composto da un protone

soltanto. Il nucleo di elio, invece, ha quattro particelle nucleari, due protoni e

due neutroni. Così, quattro nuclei di idrogeno sono necessari per formarne uno

di elio.

La reazione inizia con una interazione tra due protoni che giungono alla

distanza di 10-15 metri l'uno dall'altro: in questo caso può avvenire una

reazione nucleare anche se c'è un piccolo problema. I due protoni hanno

carica positiva e tendono a respingersi. A temperatura ambiente non c'è

proprio modo di far collidere questi due protoni, visto che non c'è energia

sufficiente a contrastare la loro reciproca repulsione. Per ovviare a questo

problema occorre dare ai protoni velocità considerevoli, il che avviene nei

nuclei delle stelle dove la temperatura si aggira intorno ai 10 milioni Kelvin ed i

protoni percorrono qualcosa come un milione di chilometri ogni ora. Anche in

queste condizioni, tuttavia, la reazione è ancora difficile da ottenere: un

protone potrebbe viaggiare miliardi di anni prima di scontrarsi con un altro. Ciò

che rende possibile il tutto è la presenza di un enorme numero di protoni

all'interno delle stelle, il che permette (ad esempio, nel Sole) di avere ogni

secondo circa 1034 collisioni.



La massa limite è di 200 masse solari, visto che oltre

questa soglia l’altissima pressione spazzerebbe via ogni

materiale aggiuntivo.

Maggiore è la massa e tanto più rapido è il tempo di

formazione della protostella (da pochi milioni di anni a

cento milioni di anni).

Il PERCORSO DI EVOLUZIONE mostra i livelli di

luminosità e temperatura raggiunti durante il ciclo di vita

della protostella: le stelle con massa maggiore

raggiungono la stabilità con luminosità e temperature

superficiali molto maggiori.



FASE 1: la nebulosa è vasta quindi molto

brillante nonostante la bassa temperatura;

FASE 2: l’elevata luminosità fa perdere

energia molto rapidamente e il collasso è

veloce. Aumento graduale della temperatura

mentre la luminosità cala vistosamente;

FASE 3: il nucleo raggiunge 10 M K e

iniziano le fusioni che ancora non bastano a

pareggiare il collasso, quindi la curva risale:

il riscaldamento aumenta la luminosità;

FASE 4: la fusione aumenta e porta la stella

in equilibrio idrostatico.

La stella arriva in SEQUENZA PRINCIPALE.



Da una stessa nebulosa non nasce una sola

stella ma un insieme di stelle giovani, spesso

molto calde e azzurre, chiamato AMMASSO

APERTO.

Alcuni meccanismi sono ignoti: perché non tutto il

gas si addensa in stelle?

Perché nascono stelle di massa differente?



Maggiore è la massa e maggiore è la

luminosità delle stelle, che saranno di

colore azzurro.

Il diagramma HR riporta la

distribuzione delle stelle di sequenza

principale, quindi senza giganti rosse.

Il tempo passato come stella di

sequenza principale è molto più lungo

del tempo impiegato a dar vita alla

stella. Il Sole impiega circa 20 milioni di

anni per formarsi e resta sulla

sequenza principale per circa 10

miliardi di anni.



Non tutto il materiale della nebulosa va a cadere nelle stelle e non tutto il materiale che cade nella

protostella finisce poi con il formare le stelle.

Ci sono svariati meccanismi per il guadagno e la perdita di massa, quali:



Protostelle con:

1. Luminosità che muta irregolarmente in pochi giorni

2. Linee di assorbimento e di emission.

3. Produzione di litio in seguito al conflitto tra collasso

ed espansione termica

4. Masse di circa 3 masse solari

5. Età di 1 milione di anni

6. Sottili nubi di gas molto caldo emesso nello spazio

ad una velocità di circa 80 km/s

7. Espulsione da 10-8 a 10-7 masse solari annue (il

Sole espelle nello stesso periodo 10-4 masse

solari).

La fase T-Tauri può durare circa 10 milioni di anni,

durante i quali viene espulsa massa per circa una

massa solare.



Ci sono altre stelle giovani con masse maggiori di 10

masse solari che non variano la propria luminosità

come le T-Tauri ma che emettono massa in seguito

alle forti radiazioni dovute agli alti livelli di pressione in

superficie.

Sono le stelle Ae e Be, con masse superiori alle dieci

masse solari che raggiungono la sequenza principale

prima che gas e polveri riescano a disperdersi, con la

conseguenza che queste stelle sono di solito viste

soltanto tramite luminosità infrarossa nelle nubi

molecolari.



Meccanismo di aggiunta di massa alla formazione stellare. La

nube originaria inizia ad addensarsi e la nebulosa protostellare

inizia a ruotare (Conservazione del Momento Angolare).

Il materiale che si addensa va a formare un disco,

chiamato disco protostellare. Il gas e le particelle di polvere

della nebulosa collidono e ruotano fino a formare la protostella,

aggiungendovi massa. Questo processo è noto con il nome di

accrescimento, e il materiale che compone questo disco è

chiamato disco di accrescimento circumstellare.

L'interazione tra i campi magnetici, i getti ed il disco di

accrescimento rallentano la rotazione della protostella, il che

spiega il motivo per il quale molte stelle ruotano più lentamente

di protostelle di massa simile.



Le stelle in formazione emettono materia

sottoforma di getti dalle regioni polari, in grado

di propagarsi nello spazio anche nell'arco di

100.000 anni a velocità pari a 300 chilometri

al secondo. Quando questa materia calda

entra in contatto con la materia fredda del gas

interstellare, viene frenata e si generano onde

di shock, il che crea fronti d'urto che a volte

assumono forme ad arco. Si tratta

degli oggetti di Herbig-Haro.

STELLE DI SEQUENZA PRINCIPALE

LE GIGANTI ROSSE




Il passaggio tra protostella e stella avviene al

raggiungimento della temperatura di

, visto che questo rende

possibile l'inizio delle reazioni termonucleari con

la catena protone-protone.

Il raggiungimento di questa fase porta le stelle

a bruciare idrogeno per produrre elio. Si entra

nella fase di sequenza principale, una fase di

equilibrio tra la spinta interna proveniente dalle

fusioni e quella esterna data dal collasso

gravitazionale.



Una stella appena approdata alla fase di sequenza principale è chiamata

zero aging main sequence star ed è formata in genere dal 25% di elio, dal

74% di idrogeno e dall’1% di metalli.

Con il passare degli anni cambia la composizione chimica: l’idrogeno si

tramuta in elio e le reazioni nucleari diminuiscono, il che vuol dire che il

nucleo si contrae, la temperatura si innalza e l’energia sprigionata dal

nucleo stesso aumenta, il che fa aumentare la dimensione della stella e

quindi la sua luminosità, che dipende dal diametro stellare.

L'incremento di energia riscalda anche gli strati più esterni al cuore

stellare, il che comporta una combustione idrogeno-elio anche nelle zone

adiacenti al nucleo stellare stesso.

Un esempio è dato proprio dal Sole: gli astronomi hanno calcolato che la

sua luminosità, nell'arco dei quasi 5 miliardi di anni di vita, è aumentata

del 40%, il suo raggio del 6% e la sua temperatura di 300 K. Oggi la sua

composizione vede la prevalenza di elio sull’idrogeno.



Massa (in

masse solari)

Vita attesa

(milioni di anni)

Classe

spettrale

Luminosità

(Lum Solari)

Temperatura K

0.5 56.000 M 0,03 4.000

0,75 20.000 K 0,5 5.000

1 10.000 G 1 6.000

1.5 3.600 F 5 7.000

3 640 A 60 11.000

15 11 B 10.000 30.000

25 3 O 80.000 35.000



Per stabilire quanto può durare una stella, esiste una

semplice formula:

t = 1/M2.5 = 1 / M2sqr(M)

Volendo rifarsi al ciclo di vita del Sole, invece, ed

indicando con Ms la massa solare e ipotizzando, come

sembra, una vita stimata in 10 miliardi di anni per la

nostra stella, otterremmo per Sirio:

1/2.122.5 = 1/6.54 = 0.1529

Quindi 0,1529*10.000.000.000 = 1,529 miliardi di anni



Sappiamo che le stelle in sequenza principale sono in equilibrio tra

la spinta interna provocata dalle reazioni e la spinta esterna

provocata dalla gravità della stella stessa.

Prima o poi l’idrogeno nel nucleo finisce, quindi prima o poi la

spinta dall’interno cessa e la gravità ha gioco facile.

La stella presenta ora un nucleo completamente composto di elio e

strati più esterni ricchi di idrogeno.

Il collasso gravitazionale al quale la stella va incontro genera una

compressione del gas stellare a partire dagli strati adiacenti il

nucleo stellare: in questi strati c’è ancora idrogeno che, compresso,

inizia a fondere in elio in uno strato chiamato Hydrogen-burning

shell. L'elio prodotto in questa sottile striscia di stella cade nel

centro della stella dove si riscalda insieme all'elio già presente.



Gli strati esterni si espandono sotto la spinta del calore interno

sviluppato dalla striscia di fusioni e la stella aumenta la propria

luminosità in maniera molto decisa, mentre il cuore stellare

continua a comprimersi.

La pressione interna spinge il raggio della stella a dimensioni molto

maggiori rispetto a quelle originarie. Gli strati esterni diventano più

freddi, fino a 3500 K, a dispetto di un nucleo stellare sempre più

caldo e la bassa temperatura fa assumere alla stella una tinta

rossastra.

La stella è ora nella fase di gigante rossa.

Le giganti rosse sono quindi stelle che sono uscite dalla fase di

sequenza principale per evolvere in un altro stadio della loro vita.



Durante questa fase può esserci una enorme

perdita di massa: i gas fuggono dalla superficie

della gigante rossa e questo può essere

osservato facilmente nello spettro della stella,

relativamente alle righe di assorbimento

presenti. Una tipica gigante rossa perde

qualcosa come 10-7 masse solari ogni anno,

contro le 10-17 masse solari perse dal Sole ogni

alto, di gran lunga una misura inferiore.

Evolutivamente, le linee tratteggiate indicano

scale di tempi di 10, 50, 100 milioni e 1 miliardo

di anni. Una stella di circa 15 masse solari

lascia la sequenza principale (area

ombreggiata) circa 100 volte prima rispetto ad

una stella di 1,5 masse solari.



Quando l'elio inizia ad essere utilizzato per la reazione

nucleare al posto dell'idrogeno si parla di fase di helium-

burning.

Con la prosecuzione della hydrogen-burning shell la

temperatura del cuore degenere diventa caldissima e, al

raggiungimento dei 100 milioni di K e con una massa pari

a circa 0,6 masse solari, inizia la fase di fusione dell'elio

in grado di convertire elio in carbonio e di produrre

energia. Il raggio della stella a questo punto può arrivare

a raggiungere 1 UA, con una luminosità pari a 1000 volte

la luminosità del nostro Sole. Ora la stella ha di nuovo

una sua fonte interna di energia ed è la prima volta da

quando ha lasciato la sequenza principale.

Il risultato della fusione dell'elio è quindi carbonio ed

ossigeno e proprio questi isotopi sono quelli più presenti

in natura nonché nel nostro corpo.



Nelle stelle con massa pari a 2-3 masse solari la fusione dell'elio avviene gradualmente, con

l'avvicinarsi della temperatura nucleare ai 100 milioni K. Il processo è iniziato, ma è prima

necessario che gli elettroni diventino degeneri.

Nelle stelle di massa inferiore alle due masse solari, invece, la fusione può iniziare immediatamente

attraverso un processo noto come helium flash.

Al centro della stella c'è un gas di elettroni degeneri il che vuol dire che qualsiasi aumento di

temperatura indotto dalla fusione dell'elio non produce un incremento nella pressione interna, ma

aumenta soltanto il tasso di fusione dell'elio. Un raddoppio della temperatura incrementa il tasso di

fusione di circa un miliardo di volte.

L'energia prodotta dal processo di fusione riscalda il nucleo e la sua temperatura sale

notevolmente. L'aumento può arrivare anche a 300 milioni di Kelvin producendo un rapidissimo

consumo di elio che va con il nome di helium flash.



Nella fase di gigante rossa quindi la temperatura cala mentre

la luminosità aumenta (per le maggiori dimensioni della

stella) e l'astro si sposta verso l'alto e verso destra nel

diagramma HR, il ramo delle giganti rosse (Red Giant

Branch).

Se la stella ha, a questo punto, una massa superiore alle 2-3

masse solari ha lentamente inizio la fusione dell'elio mentre

se la massa stellare è inferiore avviene il cosiddetto helium-

flash. In tutti e due i casi, però, la stella vede diminuire la

propria luminosità a causa del raffreddamento del nucleo

stellare.

Gli strati esterni si contraggono creando un nuovo riscaldamento e spostando ancora la stella verso

sinistra nel diagramma HR. La luminosità resta più o meno costante, così il percorso nel diagramma è

pressoché orizzontale, a disegnare quel che viene chiamato Horizontal Branch.

Le stelle che si trovano lungo l'horizontal branch sono stelle che stanno bruciando elio nel nucleo

circondato da fusioni di idrogeno. Molte di queste stelle si trovano negli ammassi globulari.

LA MORTE DELLE STELLE DI PICCOLA MASSA

LA MORTE DELLE STELLE DI GRANDE MASSA
