Evoluzione cosmica stellare Colore e luminosit delle stelle

Evoluzione cosmica - stellare Colore e luminosità delle stelle evoluzione delle stelle sequenza principale origine elementi nelle stelle origine elementi universo iniziale Schermo completo- cliccare quando serve…

Luminosità in funzione di superficie emittente e temperatura : L = s T^4 * S = 4 pi*R^2 *s T^4 Contraendosi aumenta la temperatura e diminuisce la superficie emittente: varia la luminosità Espandendosi diminuisce la temperatura e aumenta la superficie emittente: varia la luminosità

La luminosità di una stella (nebulosa…) dipende fondamentalmente dalla ampiezza della superficie emittente , dalla sua temperatura, dalla massa: il colore (spettro) dipende dalla temperatura superficiale (valori solo esemplificativi) Nana rossa, poco luminosa, 3000° Gigante rossa, molto luminosa, 3000° Gigante azzurra, molto luminosa, 20000° Nana azzurra, poco luminosa, 20000°

Evoluzione stellare Inizia con il collasso di una nebulosa, massa gassosa (idrogeno-elio) con tracce di elementi sintetizzati in stelle più antiche: bassa temperatura e bassa luminosità: diventa più densa, calda, luminosa: compare una protostella avvolta da residuo gassoso

Evoluzione stellare Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nana nera Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova

Evoluzione stellare Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nana nera Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova

Inizio evoluzione da nebulosa a stella: da sistema stabile a instabile Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi derivati da stelle precedenti , a bassa temperatura, poco visibile, in lenta rotazione: inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa

Inizio fusione nucleare Proseguendo la contrazione anche la temperatura e la luminosità aumentano: quando al centro della stella si raggiunge una temperatura di circa 10 milioni di gradi inizia la fusione che trasforma idrogeno in elio liberando energia: la stella mantiene un raggio più o meno costante: entra nella sequenza principale ove rimane per la maggior parte della sua esistenza

Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi derivati da stelle precedenti , a bassa temperatura, poco visibile, in lenta rotazione: inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce una stella inizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio: la stella entra nella sequenza principale, zona di stabilità

Sequenza principale Quando termina la fusione dell’idrogeno del centro, riprende la contrazione al centro con espansione della parte periferica: la stella si espande e riduce la temperatura: diventa rossa ed esce dalla sequenza principale

Evoluzione: stella esce da sequenza principale Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi , uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa

La stella rossa diventa un gigante rossa: questa , in funzione della massa residua, si trasforma in una nebulosa planetaria, con nana bianca al centro, che può continuare a perdere energia e diventare una nana nera e scomparire

Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stella rossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria): la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera

La gigante rossa può invece, se possiede una grande massa, diventare una supergigante rossa e poi trasformarsi in una supernova che esplodendo può trasformarsi in una stella a neutroni o in un buco nero

La supergigante si trasforma in supernova: continua sintesi di elementi chimici: questa esplode originando una stella neutronica o un buco nero

nucleosintesi Nelle stelle della sequenza principale viene trasformato idrogeno in elio Nelle stelle più massicce, con temperature molto più elevate, possono venire sintetizzati anche elementi più pesanti che poi verranno immessi nello spazio quando la stella esplode

Evoluzione stellare Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nana nera Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova

Evoluzione stellare Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nana nera Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova

Inizio evoluzione da nebulosa a stella: da sistema stabile a instabile Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi derivati da stelle precedenti , a bassa temperatura, poco visibile, in lenta rotazione: inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa

Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi derivati da stelle precedenti , a bassa temperatura, poco visibile, in lenta rotazione: inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce una stella inizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio: la stella entra nella sequenza principale, zona di stabilità

Evoluzione: stella esce da sequenza principale Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi , uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa

Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stella rossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria): la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera

Se la massa della gigante rossa è molto grande, riprende un ciclo di espansione e contrazione : gigante rossa riprende la sintesi si elementi chimici

La supergigante si trasforma in supernova: continua sintesi di elementi chimici: questa esplode originando una stella neutronica o un buco nero

La posizione nella sequenza principale ove si inserisce la stella dipende dalla sua massa: masse iniziali molto grandi contraendosi raggiungono rapidamente al centro temperature che permettono la nucleosintesi e si inseriscono nella sezione con elevata luminosità: permangono poco tempo perché consumano molto velocemente l’idrogeno centrale ed escono dalla sequenza: masse più ridotte impiegano più tempo per entrare nella sequenza principale, in zone con minor temperatura : permangono più a lungo consumando lentamente l’idrogeno centrale: alla fine escono dalla sequenza e continuano la loro evoluzione

Evoluzione stellare per masse simil a quella solare Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Nana nera Nebulosa gassosa

Evoluzione stellare: per masse maggiori di 2 -3 masse solari Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Supergigante rossa Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova

Diagramma di Hertzsprung-Russel : pone in relazione la magnitudo(luminosità) con la temperatura(spettro, colore) Sequenza principale, ove avviene la trasformazione magnitudo dell’idrogeno (del centro) in elio con emissione di energia 20000° azzurro 6000° giallo 3000° temperatura rosso

Evoluzione di stella simile al sole magnitudo Sequenza principale, ove avviene la trasformazione dell’idrogeno (del centro) in elio con emissione di energia 20000° azzurro 6000° giallo 3000° temperatura rosso

Evoluzione di stella con massa superiore a 3 -4 masse solari magnitudo 20000° azzurro 6000° giallo 3000° temperatura rosso

Mancano stelle giovani, calde, azzurre: galassia evoluta, antica Mancano stelle giganti rosse, presenti stelle calde, azzurre, giovani: galassia recente Presenza di stelle di varie età: stelle ancora in evoluzione a partire da gas residuo: galassia matura Valutazione della età di una galassia osservando il suo spettro stellare

Origine degli elementi costituenti le nebulose le galassie le stelle

L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang , presenta una elevata temperatura (10 miliardi di K°) elevato contenuto energetico una elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle) derivati dalla trasformazione di energia in materia, antimateria, e annichilazione in equilibrio Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansione dell’universo e abbassamento della temperatura si rende possibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da idrogeno (protone), neutroni Nei milioni di anni seguenti continuando espansione e raffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi di idrogeno (protone+elettrone) Si verifica disaccopiamento tra radiazione ed elettroni inizia comparsa della radiazione fossile oggi osservata : 3°K Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione di galassie e la nascita di stelle entro le quali avviene la sintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementi mediante successive fusioni in stelle più massicce

L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang , presenta una elevata temperatura (10 miliardi di K°) elevato contenuto energetico una elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle) derivati dalla trasformazione di energia in materia, antimateria, e annichilazione in equilibrio protoni antiprotoni neutroni antineutroni elettroni positroni

Avviene la annichilazione materia e antimateria: permane un residuo di sola materia protoni, neutroni, elettroni protoni neutroni elettroni

Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansione dell’universo e abbassamento della temperatura si rende possibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da idrogeno (protone), neutroni protoni neutroni elettroni deuterio elio

Disaccoppiamento radiazione e materia_ espansione dell’universo radiazione iniziale a 3000°K subisce redshift cosmologico : oggi presenta una temperatura di 3°K : radiazione fossile temperatura 3000°K 3°K espansione

Nei milioni di anni seguenti continuando espansione e raffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi di idrogeno (protone+elettrone)

Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione di galassie e la nascita di stelle entro le quali avviene la sintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementi mediante successive fusioni in stelle più massicce

La sintesi degli elementi chimici avviene fondamentalmente nelle stelle quando la temperatura interna permette la fusione di nuclei più leggeri in nuclei più pesanti (fino al ferro…): tale temperatura raggiunge valori diversi in funzione della massa della stella in fase di collasso gravitazionale: stelle con la massa simile a quella solare possono raggiungere al loro centro temperature che permettono solo la trasformazione di idrogeno in elio: stelle più massicce possono attraverso fasi alterne di compressione ed espansione raggiungere temperature che permettono la sintesi di nuclei fino al ferro: oltre tale elemento la stella eventualmente esplode come supernova immettendo nello spazio gli elementi sintetizzati (altri elementi più pesanti possono essere prodotti mediante processi di neutronizzazione…) Popolazioni stellari: stelle molto antiche sono povere di elementi pesanti perché apparse quando il gas delle nebulose non era ancora inquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose stelle più recenti sono più ricche di elementi pesanti perché generate a partire da nebulose arricchite in elementi immessi dopo esplosione di supernove

Popolazioni stellari: stelle molto antiche sono povere di elementi pesanti perché apparse quando il gas delle nebulose non era ancora inquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose Non “ metalliche” popolazione II stelle più recenti sono più ricche di elementi pesanti perché generate a partire da nebulose arricchite in elementi immessi dopo esplosione di supernove “metalliche” popolazione I

Mentre la massa gassosa collassa, la temperatura verso l’interno aumenta fino a raggiungere valori (10. 000 °…) che permettono l’inizio della fusione nucleare: l’energia irradiata permette di equilibrare la forza responsabile del collasso: la stella si mantiene costante come volume Idrogeno >>> elio + energia

Terminata la fusione dell’idrogeno centrale, riprende il collasso della massa gassosa: mentre la parte centrale collassa e si riscalda, la parte periferica si espande rapidamente per effetto della radiazione proveniente dall’interno: la temperatura diminuisce e il colore passa verso il rosso: nasce una gigante rossa che poi disperderà lentamente energia e massa senza più permettere ulteriori fusioni: si evolverà verso la fase di nana bianca, nana nera…

Sintesi di elementi in stelle più massicce del sole mediante fasi alterne di compressione ed espansione si possono ottenere temperature sempre più elevate che permettono la sintesi di elementi fino al ferro (oltre avviene il collasso ed esplosione della stella, con immissione degli elementi sintetizzati nello spazio circostante)