Evoluzione stellare dalle stelle alle galassie Stefano Covino

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

Cosa è una galassia? NGC 2997 Componenti principali: • Stelle • Gas La nostra Galassia (Via Lattea): • forma a spirale • rotazione 100 miliardi di stelle!

Tipi di galassie Ellittica Spirale Peculiare Irregolare

Gruppi di galassie

Cosa è una stella? Vista da fuori: una palla di gas

Guardiamoci dentro

Guardiamola da fuori Il sole X/UV

Come si forma una stella? Orione Partiamo da una nube di gas La nebulosa di Orione

La nebulosa di Orione Una nube di gas E STELLE!

Un altro esempio M 16

Si forma una stella

Sequenza principale 1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

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 velocemente brucia idrogeno e prima lo finisce! Non solo: anche i cicli di vita di una stella dipendono dalla sua massa

Possibilità per la nostra stella SOLE

Seguiamo due stelle! Il Sole z Puppis Stella nana Molto comune Massa: 1 Luminosità: 1 Raggio: 1 Temperatura: 6000° Vita: 8 miliardi di anni Stella supergigante Molto rara Massa: 50 Luminosità: 60000 Raggio: 20 Temperatura: 42000 ° Vita: 10 milioni di anni

1000000 Sole Luminosità 10000 1 z Pup 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

Partiamo! Per nove milioni di anni non succede niente …………. Poi z 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, sempre più in fretta! Alla fine (dopo altri 300 anni!) arriva al ferro, con cui la fusione nucleare non funziona più!

1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

z 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 1987 a Febbraio 1987: una supernova esplode nella Grande Nube di Magellano, una galassia molto vicina! SN 1987 a Grande Nube di Magellano Piccola Nube di Magellano

Supernova 1987 a Prima Dopo

Supernova 1987 a

Supernova 1987 a

Supernove in galassie lontane

Rimane qualcosa? La parte più interna della stella è collassata e può formare a) una STELLA DI NEUTRONI Raggio: 10 km Massa: 1. 4 volte quella del sole Alta densità (materia neutronica): 1 cucchiaino ==> 100 miliardi di kg!

Stella di neutroni Se 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 alla sua stella compagna E a volte lo sputa anche fuori!

Torniamo al nostro sole Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finisce l’Idrogeno Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e si espande fino a 400 volte il suo diametro attuale (inglobando l’orbita della terra!) Sub-gigante rossa

1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

Torniamo al nostro sole Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finisce l’Idrogeno Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e si espande fino a 400 volte il suo diametro attuale (inglobando l’orbita della terra!) Sub-gigante rossa A un certo punto si accende il nucleo di elio (flash di elio) e la stella scende sul “braccio orizzontale” Sequenza principale dell’elio

1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

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 elio Si risale e si diventa una Supergigante rossa

1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

Torniamo al nostro sole Finito anche l’elio, due “shell”: una di idrogeno e una di elio Si risale e si diventa una Supergigante rossa Alla fine le cose diventano complicate, ma in sostanza si forma una Nebulosa planetaria che lascia una Nana bianca

1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

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 gradi Fatta di idrogeno e/o elio

Sirio A Sirio B (nana bianca)

La materia espulsa dove va? NEBULOSA PLANETARIA

Nebulose planetarie: FORMICA

Nebulose planetarie: ESKIMO

Nebulose planetarie: BOLLA

Nebulose planetarie: CLESSIDRA

E poi? E poi niente… il sole continuerà a raffreddarsi fino a 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 c 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

1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 GIOVANE 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 VECCHIO 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

1000000 Luminosità 10000 1 1/10000 VECCHISSIMO 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

FINE DEL NOSTRO VIAGGIO