INAF-Osservatorio Astronomico di Brera

Presentazione sul tema: "INAF-Osservatorio Astronomico di Brera"— Transcript della presentazione:

1 INAF-Osservatorio Astronomico di Brera
Istituto Nazionale di Astrofisica Osservatorio astronomico di Brera Universo in fiore Evoluzione stellare Fabio Pizzolato INAF-Osservatorio Astronomico di Brera 1

2 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

3 E su tutto il dio collocò l’etere limpido e imponderabile, che nulla ha della feccia terrena.
Ovidio, Metamorfosi

4 ...tutto scorre... (Eraclito di Efeso)

5 Il Sole Distanza dalla Terra: 149.6 milioni di km
Diametro: 1.3 milioni di km (109 volte la Terra) Massa: 2x1030 kg ( volte quella della Terra)

6 Il Sole Su un metro quadro sulla Terra “piovono” 1360 Watt
Dalla distanza Sole-Terra trovo la luminosita’ totale: 3.8x1026 Watt (!) Dalla luminosita` calcoliamo la temperatura superficiale di circa 5700 K

7 Cosa vediamo Luminosita` apparente (luminosita’ “vera”, o “assoluta” + distanza) Colore Spettri

8 Le magnitudini Tolomeo ( 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)

9 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)

10 Radiazione di corpo nero

11 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

12 Di cosa e’ fatto il Sole?

13 Lo spettro Spettroscopio Spettro solare

14 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)

15 Spettri stellari

16 Un breve ripasso La fisica che vale sul Sole vale anche per le altre stelle! Corpo nero: legge di Wien e di Stefan- Boltzmann Spettroscopia Fisica nucleare

17 Il diagramma di Hertzsprung-Russell (ca. 1910)
Sequenza principale Nane bianche Giganti rosse

18 Equilibrio idrostatico

19 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)

20 Di cosa e’ fatto il Sole?

21 ... inoltre... la forma e la posizione delle righe sono influenzate dalla presenza di forze magnetiche (effetto Zeeman) Osservando la forma delle righe di un gas, possiamo calcolare la forza dell’eventuale campo magnetico in cui il gas e’ immerso Se una riga e’ spostata rispetto alla sua posizione aspettata, questo e’ dovuto ai movimenti del gas (effetto Doppler)

22 L’interno del sole

23 Le reazioni nucleari

24 Nascita delle stelle

25 Gas diffuso Nubi molecolari

26 La Nebulosa di Orione

27 Instabilita’ di Jeans e collasso delle nubi molecolari
Pressione ~ R2 Gravita` ~ R3 se R≳10 a.l. : la gravita’ prevale e la nube collassa

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29 Le Pleiadi (stelle giovani)

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31 Energia nucleare ciclo protone-protone (stelle piccole) ciclo CNO
(stelle massicce)

32 energia liberata dalla fusione di 1 g di H 6.30 x 1011 Joule,
massa di 4 atomi di H x g massa di 1 atomo di He x g differenza: He - 4 H = x g energia liberata dalla fusione di 1 g di H 6.30 x 1011 Joule, ~106 volte superiore a una reazione chimica

33 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

34 Trasporto di energia nucleo radiativo involucro convettivo (M~ M☉)
convettiva (M< M☉) Nucleo convettivo Involucro radiativo (M> M☉)

35 Stelle doppie Albireo

36 “Pesare” le stelle con la terza legge d Keplero

37 Quanto vive una stella?

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39 Diagramma HR di un ammasso aperto
Le stelle massicce vivono meno Messier 67

40 Equilibrio stellare massa-volume equilibrio idrostatico
luminosita’ di corpo nero

41 Relazioni di scala (approssimate) in equilibrio
luminosita’-temperatura: stelle calde/brillanti luminosita’-massa: stelle massicce/brillanti tempo di vita-massa: stelle massicce/poco longeve

42 Alcuni tempi di vita

43 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

44 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

45 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)

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47 Gigante Rossa

48 Il sole e l’altre stelle: il diagramma di Hertzsprung-Russell

49 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

50 La materia degenere Data l’enorme densita’ nel nocciolo di elio, (quitali/tonnellate per cm3) 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`...

51 Fusione in ambiente degenere
La fusione dell’elio (T~ 3x108 K) 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~1011 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 degenere

52 Fasi finali di stelle come il Sole: nebulose planetarie
Instabilita’ dovute alla fusione dell’elio (ε~T40) L’involucro esterno e’ soggetto a una serie di pulsazioni, che progressivamente lo staccano dal nocciolo Si forma una nebulosa planetaria

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55 Abell 39

56 Caldwell 39

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58 Nane bianche Esaurito il combustibile (He), il nocciolo della stella si contrae M ~ M⊙ R~104 km Sostenuto dalla pressione di degenerazione degli elettroni ....sopporta fino a M~1.4 M⊙! (limite di Chandrasekhar)

59 Stelle massicce (M ≳10 M⊙)
Hanno massa sufficiente per comprimere il nocciolo e riscaldarlo fino a T~ K Fusione di elementi pesanti!! Limite del Ferro!!

60 L’energia liberata e’ sempre piu’ piccola
man mano che si fondono elementi pesanti Per elementi piu’ pesanti del ferro, la fusione non da’ piu’ energia!

61 Cicli successivi Fusione nucleare Riscaldamento del nocciolo
Esaurimento combustibile Contrazione del nocciolo

62 di una stella massiccia
Struttura interna di una stella massiccia

63 Evoluzione di stelle molto massicce

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66 Supernova 1994 D nella galassia NGC 4526

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68 Resto della SN 1987A (HST)

69 Modello 3D del SNR 1987A

70 Relitto della SN di Keplero (1604)

71 SNR 0509 nella Grande Nube di Magellano

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73 Nebulosa del Granchio (SN 1054 d.C.) 73

74 Pulsar in Crab Nebula Chandra (raggi X) HST (ottico)

75 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` ~1014 g/cm3

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77 Meccanismo pulsar

78 Stelle di neutroni in sistemi binari

79 Buchi neri

80 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

81 V. Van Gogh, Notte Stellata

82 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)