Istituto Nazionale di Astrofisica Osservatorio astronomico di Brera
Istituto Nazionale di Astrofisica Osservatorio astronomico di Brera Universo in fiore Evoluzione stellare Fabio Pizzolato fabio@iasf-milano. inaf. it INAF-Osservatorio Astronomico di Brera 21. 12. 2011
• • Sommario Il sole e l’altre stelle: nascita dell’astrofisica moderna Il diagramma di Hertzsprung-Russell e la sequenza principale Nascita di una stella Il cuore pulsante di una stella: la fornace termonucleare Sulla sequenza principale Dopo la sequenza principale: stelle giganti Le fasi finali: nebulose planetarie e supernovae Oltre la fine: nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri
E su tutto il dio collocò l’etere limpido e imponderabile, che nulla ha della feccia terrena. Ovidio, Metamorfosi
. . . tutto scorre. . . (Eraclito di Efeso)
Il Sole • Distanza dalla Terra: 149. 6 milioni di km • Diametro: 1. 3 milioni di km (109 volte la Terra) • Massa: 30 2 x 10 della Terra) kg (330. 000 volte quella
Il Sole • Su un metro quadro sulla Terra “piovono” 1360 Watt • Dalla distanza Sole-Terra trovo la luminosita’ totale: 3. 8 x 1026 Watt (!) • Dalla luminosita` calcoliamo la temperatura superficiale di circa 5700 K
Cosa vediamo • Luminosita` apparente (luminosita’ “vera”, o “assoluta” + distanza) • Colore • Spettri
Le magnitudini • Tolomeo (90 -168 d. C. ) classifica le stelle secondo la loro luminosita’ apparente • 6 classi (“magnitudini”): 1 brillanti → 6 appena visibili ad occhio nudo • Sistema perfezionato (Pogson, 1856) • Sistema corrente basato sulla fotometria, non piu’ limitato a 6 magnitudini: gli oggetti piu’ brillanti hanno magnitudini negative (es. Sirio -1. 4)
I colori • Esiste anche un metodo per classificare le stelle sulla base del loro colore (indice UBV) • confronto magnitudine ultravioletto (U), blu(B) e luce visibile (V)
Radiazione di corpo nero
Radiazione di corpo nero • L’emissione di radiazione elettromagnetica (“luce”) per molti oggetti dipende solo dalla loro temperatura (!), e non ad es. dalla composizione chimica, stato, ecc. • • • La luminosita’ aumenta con la temperatura (legge di Stefan-Boltzmann) Il colore vira dal rosso, all’arancione, al giallo. . man mano che la temperatura aumenta (legge di Wien) Il Sole e le stelle si comportano in buona approssimazione come un corpo nero (!), quindi dal loro colore e dalla loro luminosita’ possiamo dedurre la temperatura superficiale
Di cosa e’ fatto il Sole?
Lo spettro Spettroscopio Spettro solare
Classificazione spettrale • A seconda del tipo e dell’intensita’ delle loro righe spettrali le stelle sono classificate in sette classi principali (con dieci sottoclassi ciascuna) chiamate O, B, A, F, G, K, M (O Be A Fine Girl Kiss Me)
Spettri stellari
Il diagramma di Hertzsprung-Russell (ca. 1910) • • • Sequenza principale Nane bianche Giganti rosse
Equilibrio idrostatico
Equilibrio idrostatico • • Il concetto di equilibrio idrostatico vale per tutte le stelle come il Sole! Le stelle molto massicce esercitano un peso enorme sulle loro regioni centrali Per bilanciare questo peso occorre una pressione enorme, ossia una temperatura enorme Quindi le stelle piu’ massicce (in equilibrio) sono anche le piu’ calde (sequenza principale)
Nascita delle stelle
La Nebulosa di Orione
Instabilita’ di Jeans e collasso delle nubi molecolari Pressione ~ R 2 Gravita` ~ R 3 R se R≳ 10 a. l. : la gravita’ prevale e la nube collassa
Le Pleiadi (stelle giovani)
ciclo protone-protone (stelle piccole) Energia nucleare ciclo CNO (stelle massicce)
• massa di 4 atomi di H 6. 690 x 10 g • massa di 1 atomo di He 6. 643 x 10 g • differenza: He - 4 H = 0. 047 x 10 g -24 -24 energia liberata dalla fusione di 1 g di H 6. 30 x 1011 Joule, ~106 volte superiore a una reazione chimica
Perche’ una stella non esplode come una bomba atomica? • Il ritmo a cui avvegono le reazioni nucleari dipende molto dalla temperatura • Esiste un “termostato” per regolare questo processo? • Legge dei gas ideali !! Pressione ~ Temperatura
Trasporto di energia nucleo radiativo involucro convettivo (M~ M☉) convettiva (M< M☉) Nucleo convettivo Involucro radiativo (M> M☉)
Quanto vive una stella?
Diagramma HR di un ammasso aperto Le stelle massicce vivono meno Messier 67
Equilibrio stellare massa-volume equilibrio idrostatico luminosita’ di corpo nero
Relazioni di scala (approssimate) in equilibrio luminosita’-temperatura: stelle calde/brillanti luminosita’-massa: stelle massicce/brillanti tempo di vita-massa: stelle massicce/poco longeve
Alcuni tempi di vita
Dopo la sequenza principale • Una volta esaurito l’idrogeno nel nocciolo, le reazioni nucleari si arrestano • La temperatura centrale crolla, e con essa la pressione idrostatica: la stella si contrae • Il destino della stella dipende dalla sua massa
Stelle di piccola massa (M<0. 5 M⊙) • Sono stelle del tutto convettive, quindi l’idrogeno e’ esaurito in tutta la stella • Lo spegnimento delle reazioni nucleari fa contrarre la stella: al suo centro la pressione e la temperatura aumentano, ma mai abbastanza per la fusione nucleare di elementi piu’ pesanti • La stella si raffredda su tempi di ~10 miliardi di anni
• • Stelle di massa intermedia (0. 5 M⊙ <M<10 M⊙) Hanno un nocciolo radiativo, hanno subito poco rimescolamento, e c’e’ ancora idrogeno disponibile Le reazioni nucleari si spostano verso l’esterno, dove c’e’ ancora idrogeno La fusione nucleare avviene in un sottile guscio attorno al nucleo di elio (inerte) La ripresa delle reazioni aumenta la pressione, che espande la stella (gigante) e i suoi strati esterni, molto lontani dal nucleo, si raffreddano (colore rosso)
Gigante Rossa
Il sole e l’altre stelle: il diagramma di Hertzsprung. Russell
E poi? • Col tempo si accumula elio nel nucleo • L’idrogeno disponibile per la fusione si esaurisce, e la stella si contrae di nuovo, e il nocciolo si riscalda • La stella usa l’elio per la fusione nucleare, trasformandolo in carbonio
La materia degenere • Data l’enorme densita’ nel nocciolo di 3 cm ) elio, (quitali/tonnellate per la materia e’ in condizioni nuove • Principio di esclusioni di Pauli: la degenerazione degli elettroni genera una pressione che domina quella ordinaria • P e T sono adesso indipendenti: il termostato di gas ideali non funziona piu`. . .
Fusione in ambiente 8 • La fusione dell’elio (T~ 3 x 10 K) degenere immette energia che riscalda il nocciolo, che pero’ non si espande (termostato rotto!) • T alta aumenta il ritmo delle reazioni, che aumentano T (ciclo instabile!!) • L~10 11 L⊙ per pochi secondi (quanto una galassia intera)!! • Il “flash dell’elio” aumenta T, e il termostato si riaccende: la combustione procede in ambiente non
Fasi finali di stelle come il Sole: nebulose planetarie • Instabilita’ dovute alla fusione dell’elio (ε~T 40) • L’involucro esterno e’ soggetto a una serie di pulsazioni, che progressivamente lo staccano dal nocciolo • Si forma una nebulosa planetaria
Abell 39
Caldwell 39
Nane bianche • Esaurito il combustibile (He), il nocciolo della stella si contrae • M~M km • Sostenuto dalla pressione di ⊙ 4 R~10 degenerazione degli elettroni • . . sopporta fino a M~1. 4 M ! (limite di ⊙ Chandrasekhar)
Stelle massicce (M ≳ 10 M⊙) • Hanno massa sufficiente per comprimere il nocciolo e riscaldarlo fino a T~108 -109 K • Fusione di elementi pesanti!! • Limite del Ferro!!
L’energia liberata e’ sempre piu’ piccola mano che si fondono elementi pesanti Per elementi piu’ pesanti del ferro, la fusione non da’ piu’ energia!
Cicli successivi Fusione nucleare Riscaldamento del nocciolo Esaurimento combustibile Contrazione del nocciolo
Struttura interna di una stella massiccia
Evoluzione di stelle molto massicce
Supernova 1994 D nella galassia NGC 4526
Relitto della SN di Keplero (1604)
Nebulosa del Granchio (SN 1054 d. C. )
Stelle di neutroni • La stella non va totalmente distrutta nell’esplosione • “Neutronizzazione” della materia • Supportate dalla pressione di degenerazione dei neutroni • M ≳ 1. 4 M R~10 km • Densita` ~10 g/cm ⊙ 14 3
Buchi neri
Buchi neri • La pressione di degenerazione dei neutroni regge fino a ca. 4 M⊙ (limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff) • Niente puo’ fermare il collasso di una stella piu’ pesante! • Buco nero
V. Van Gogh, Notte Stellata
Per saperne di piu’ • • P. Maffei, I Mostri del Cielo, Mondadori (1978) (*) V. Castellani, Astrofisica Stellare, Zanichelli (1985) (*) D. D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (1965) (**) R. Kippenhahn, A. Weigert, Stellar Structure and Evolution, Springer (1994)
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