La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

15 Novembre 2006 1 I Diagrammi HR e lEvoluzione delle Stelle Rosaria Tantalo – Dipartimento di Astronomia - Padova.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "15 Novembre 2006 1 I Diagrammi HR e lEvoluzione delle Stelle Rosaria Tantalo – Dipartimento di Astronomia - Padova."— Transcript della presentazione:

1 15 Novembre I Diagrammi HR e lEvoluzione delle Stelle Rosaria Tantalo – Dipartimento di Astronomia - Padova

2 15 Novembre La Magnitudine Apparente m = -2.5*Log( f ) + C m A – m B = 5*Log(d A /d B ) Se consideriamo due stelle (A e B) aventi la stessa luminosità (L=L A =L B ) allora la differenza fra le loro magnitudini apparenti sarà: Se f è il flusso di energia della stella che arriva sul nostro rilevatore la sua Magnitudine Apparente sarà: Se L è lenergia uscente dalla stella (Luminosità), il flusso di energia che noi misuriamo dipenderà dalla distanza a cui si trova la stella:

3 15 Novembre La Magnitudine Assoluta La Magnitudine Assoluta di una stella è la magnitudine che la stella avrebbe se fosse posta alla distanza di 10 pc Supponiamo che L sia la luminosità della nostra stella. Flusso misurato a terra dalla stella posta alla distanza d Flusso misurato a terra se la stella è posta alla distanza di 10pc Applichiamo lequazione per calcolare la magnitudine nei due casi: m = -2.5*Log( f* ) + C M = -2.5*Log(F * ) + C Apparente Assoluta

4 15 Novembre Il Modulo si Distanza M – m = 5-5*Log(d) Facciamo la differenza delle due magnitudini così ottenute: MODULO DI DISTANZA che puo essere scritta come:

5 15 Novembre La Luminosità cioè Prendiamo adesso due oggetti (A e B) di cui conosciamo la magnitudine assoluta: M A = -2.5*Log(F A ) + C M B = -2.5*Log(F B ) + C per i quali i flussi di energia, se L A e L B sono le luminosità, possono essere scritti come: confrontiamoli fra loro facendo la differenza fra le magnitudini assolute. Possiamo quindi scrivere che:

6 15 Novembre La Luminosità La luminosità di una stella viene generalmente calcolata facendo riferimento alla luminosità del sole L. Perché conosciamo sia la luminosità del sole: L =3.83x10 33 erg sec -1 che la sua magnitudine assoluta: M =+4.72

7 15 Novembre La Magnitudine Bolometrica Quando il flusso misurato è quello TOTALE della stella, ovvero il flusso di energia su tutte le dello spettro elettromagnetico, allora possiamo parlare di Magnitudine Bolometrica assoluta e/o apparente La Magnitudine Bolometrica è per definizione data da: dove F TOT è dato da: o e f TOT è dato da:

8 15 Novembre Una volta misurato il flusso di energia che passa attraverso il filtro è possibile calcolare la magnitudine nella banda del filtro. I filtri consentono il passaggio solo di determinate dello spettro elettromagnetico emesso dalla stella. Poiché non esistono strumenti in grado di misurare lenergia proveniente da tutto lo spettro elettromagnetico, gli astronomi in genere fanno uso dei cosiddetti Filtri a banda larga al fine di uniformare le loro misure. Gli Indici di Colore MUMU MBMB MVMV MRMR MIMI

9 15 Novembre Gli Indici di Colore Si definisce Indice di Colore o Colore la quantità c B,V 1/T ovvero la differenza fra le magnitudini apparenti o assolute calcolate nelle due bande fotometriche Se prendiamo lo spettro di una stella e misuriamo il flusso usando due diversi filtri (ex. V e B) possiamo confrontare fra loro le corrispondenti magnitudini: Equazione di Planck

10 15 Novembre Gli Indici di Colore

11 15 Novembre Gli Indici di Colore Il colore per definizione non dipende dalla distanza della stella, quindi ha lo stesso valore sia che si considerino le magnitudini apparenti sia che si considerino quelle assolute!! Infatti: Facciamo il rapporto:

12 15 Novembre R Flusso uscente dalla superficie della stella: f* La luminosità alla superficie della stella: La Temperatura Effettiva

13 15 Novembre La Temperatura Effettiva Quando si parla di temperatura delle stelle ci si riferisce alla TEMPERATURA EFFETTIVA della stella, ovvero alla temperatura che avrebbe un corpo nero con le stesse dimensioni e lo stesso flusso di energia emesso dalla stella reale Raggio Luminosita Poiché la stella è assimilabile ad un corpo nero, possiamo far coincidere il flusso alla sua superficie, f *, con il flusso uscente dal corpo nero (B(T) = T 4 ), quindi possiamo scrivere:

14 15 Novembre I Diagrammi HR La scoperta più importante in campo astronomico risale al 1913, quando il danese Enjar Hertzsprung e lamericano Henry Norris Russell, indipendentemente luno dallaltro, confrontarono in un diagramma le due proprietà principali delle stelle: Temperatura (i.e. colore o tipo-spettale) Luminosità (i.e. magnitudine bolometrica assoluta) Russell Hertzsprung

15 15 Novembre I Diagrammi HR Se si conoscono il colore (ex. B-V) e la magnitudine assoluta nel visuale (M V ) di un certo numero di stelle possiamo costruire un diagramma Colore-Magnitudine Magnitudine (M V ) Colore (B-V) Questo diagramma è noto come Diagramma di Hertzsprung- Russell o Diagramma H-R (HRD),

16 15 Novembre I Diagrammi HR Il diagramma HR può essere letto anche come un diagramma che lega la luminosità e la temperatura effettiva della stella: la luminosità del Sole: L =3.83x10 33 erg/sec L/L Temperatura (K)

17 15 Novembre I Diagrammi HR Se prendiamo un qualunque gruppo di stelle nel cielo, di cui conosciamo colore e magnitudine, possiamo sempre costruire un HRD. Poiché in questi diagrammi stiamo mettendo a confronto le proprietà delle stelle fra loro, dobbiamo necessariamente far uso della Magnitudine Assoluta di ogni oggetto del gruppo che stiamo esaminando. Questo significa che dobbiamo conoscerne la distanza. Ma la distanza è uno dei parametri più difficili da ottenere!

18 15 Novembre I Diagrammi HR In cielo si osservano strutture molto particolari che sono i cosiddetti ammassi stellari. Questi sono di due tipi: sono formati da ~ stelle che sono relativamente giovani ed hanno forma irregolare Ammasso Aperto Pleiadi AMMASSI APERTI

19 15 Novembre I Diagrammi HR In cielo si osservano strutture molto particolari che sono i cosiddetti ammassi stellari. Questi sono di due tipi: Ammasso Globulare AMMASSI GLOBULARI sono formati da ~ stelle che sono gli oggetti più vecchi della galassia ed hanno una forma sferoidale

20 15 Novembre I Diagrammi HR Le stelle in queste aggregazioni sono caratterizzate dallessere tutte più o meno alla stessa distanza (modulo di distanza ~ costante), quindi possiamo costruirne il diagramma HR senza dover calcolare la magnitudine assoluta. Ammasso Globulare Pleiadi Ammasso Aperto

21 15 Novembre I Diagrammi HR Se guardiamo il diagramma HR di un qualunque ammasso o associazione di stelle con più attenzione, si nota subito che le stelle tendono a distribuirsi solo in certe regioni del piano M V -(B V). Quindi solo certe combinazioni di T eff e L sono possibili per le stelle. Vediamo in quali regioni del diagramma HR si dispongono le stelle

22 15 Novembre I Diagrammi HR L/L T eff x10 4 2x x x10 3 Mean Sequence Le leggi della fisica applicate alle stelle devono essere in grado di riprodurre la Sequenza Principale (MS)

23 15 Novembre I Diagrammi HR A parità di T eff si osservano anche delle stelle più luminose della MS le quali avranno raggi più grandi: GIGANTI L/L T eff x10 4 2x x x10 3 Mean Sequence L2L2 L1L1 T 1 =T 2 =T

24 15 Novembre I Diagrammi HR A parità di T eff si osservano anche delle stelle più luminose della MS le quali avranno raggi più grandi: GIGANTI Infatti: se T 1 =T 2 ed L 2 > L 1 se L 2 /L 1 = (R 2 /R 1 ) 2 R 2 > R 1

25 15 Novembre I Diagrammi HR L/L T eff x10 4 2x x x10 3 Mean Sequence Giants Allo stesso modo si osservano stelle meno luminose e quindi con raggi piccoli: NANE Dwarfs

26 15 Novembre I Diagrammi HR Le stelle Giganti si dividono in: SUB GIANTS GIANTS RED GIANTS BLUE GIANTS in base alla loro temperatura. Fra le stelle Nane ci sono: WHITE DWARFS il loro Tipo-Spettrale è tale che appaiono quasi Bianche.

27 15 Novembre I Diagrammi HR Sequenza Principale Sub Giants Red Giants Nane Bianche TURN-OFF Il Turn-off è, come vedremo, un punto del diagramma HR estremamente importante perché ci può dare informazioni sulletà delle stelle che appartengono dellammasso. Si vedrà che la luminosità e la temperatura del Turn-off variano da ammasso ad ammasso.

28 15 Novembre Il Raggio delle Stelle Abbiamo visto che la temperatura e la luminosità delle stelle nel diagramma HR sono ben definite. Poiché esiste la relazione che lega la luminosità di una stella alla sua temperatura effettiva è possibile individuare nel diagramma HR anche il luogo dei punti di raggio costante.

29 15 Novembre Se invece fissiamo la luminosità si trova che la temperatura sarà una funzione del raggio (T eff R -0.5 ) Il Raggio delle Stelle Se fissiamo il raggio sul diagramma-HR possiamo tracciare delle rette di pendenza 4. L/L Temperatura (K) R=10R R=1R R=0.1R il raggio del Sole: R =7x10 10 cm

30 15 Novembre Il Raggio delle Stelle Concludendo, ogni punto nel diagramma HR è caratterizzato dallavere temperatura (T eff ), luminosità e raggio ben definiti. Quindi lo studio di questi diagrammi consente di ottenere una stima del raggio delle stelle. NOTA: La determinazione dei raggi stellari può essere fatta con diversi metodi fra cui: metodi interferometrici; utilizzando le occultazioni lunari; usando modelli teorici; attraverso lo studio dei sistemi binari.

31 15 Novembre La Massa delle Stelle Anche la determinazione della massa delle stelle è difficile e richiede strumenti sofisticati. Si possono usare ancora una volta i sistemi binari e studiarne i periodi di rotazione applicando le leggi di Keplero. Gli studi fatti per un numero sufficientemente elevato di sistemi binari di stelle vicine al sole, hanno mostrato che esiste una relazione fra la luminosità delle stelle di Sequenza Principale e la loro massa. Sirius B

32 15 Novembre La Massa delle Stelle La massa della stella è proporzionale alla luminosità: Log M/M Log L/L dove ~3.5 la massa del Sole: M =1.989x10 33 gr

33 15 Novembre La Massa delle Stelle Lesponente varia con la massa della stella Intermediate Mass ~4 Low Mass ~1.8 High Mass ~2.8 M=0.3M M=3M

34 15 Novembre La Massa delle Stelle Esiste anche unaltra importante relazione che lega la massa della stella al suo raggio: dove ~

35 15 Novembre La Massa delle Stelle Mettendo insieme le due relazioni che abbiamo appena visto: e ricordando la legge che lega la luminosità con la T eff : Relazione massa-luminosità Relazione massa-raggio

36 15 Novembre La Massa delle Stelle si ricava per le stelle di MS la seguente relazione:

37 15 Novembre La Massa delle Stelle quindi nel diagramma HR possiamo individuare i luoghi di uguale raggio e massa in funzione di T eff e L/L R=10R R=0.1R R=1R L/L Temperatura (K) M=20M M=1M M=0.5M M=0.08M Raggio Massa

38 15 Novembre La Massa delle Stelle Massa (M )Temperatura (K)Luminosità(L )Raggio (R ) 30.0~ x ~ x ~ x ~ x ~ x ~ ~ ~ ~ ~

39 15 Novembre LEnergia delle Stelle Sappiamo che una stella può essere vista perché produce dellenergia e questa energia viene persa dalla stella !!! Affinché una stella sia visibile per un lungo periodo di tempo, nel suo interno devono esserci delle sorgenti di energia in grado di compensarne la perdita. Esaminiamo la stella a noi più vicina: Il Sole M =1.989x10 33 gr L =3.83x10 33 erg/sec R =7x10 10 cm

40 15 Novembre LEnergia delle Stelle Lo studio dei fossili di ~4x10 9 anni fa (4Gyr) ha mostrato che in questo intervallo di tempo la temperatura della superficie terrestre non è variata di più di 20K Lenergia emessa dal sole deve essere stata costante durante tutto questo tempo ….quindi il sole deve essere stato in grado di produrre una quantità di energia tale da compensare la perdita di ~10 33 erg/sec almeno per i 4Gyr della sua esistenza

41 15 Novembre LEquilibrio Idrostatico Una stella esiste, ovvero non collassa su se stessa o esplode, perché è stabile ovvero perché cè equilibrio fra la Forza Gravitazionale e la Forza di Pressione, cioè è in Equilibrio Idrostatico. In una descrizione semplificata della struttura del Sole, questo può essere pensato come un sistema gassoso auto- gravitante in cui vale la condizione di equilibrio idrostatico.

42 15 Novembre LEquilibrio Idrostatico Equilibrio Idrostatico: F g =g x M se = densità M= x V= x R x A A R Elementino di stella spesso R e di base A su cui agiscono: F P verso lesterno della stella. FPFP F g verso il centro della stella. FgFg P1P1 P2P2 P= P 1 -P 2

43 15 Novembre Se lequazione quindi per il Sole deve valere lequazione dellEquilibrio Idrostatico.... e non cè motivo di non considerarla vera anche per le altre stelle. non fosse vera dovremmo vedere il raggio del sole variare molto velocemente ( P/ R -g di ~1% R ~ 10% in 1h) Questa variazione del raggio del Sole non è stata osservata LEquilibrio Idrostatico IN OGNI FASE DELLA VITA DI UNA STELLA È SEMPRE VERIFICATO LEQUILIBRIO IDROSTATICO!!!

44 15 Novembre Sorgenti di Energia QUALI SONO LE SORGENTI DI ENERGIA DI UNA STELLA? Esistono tre sorgenti energetiche: 1.La Sorgente Nucleare 2.La Sorgente Gravitazionale 3.La Sorgente Termica (o Interna) Queste si alternano allinterno di una stella anche se in genere, come vedremo, la Sorgente Nucleare è quella dominante e si alterna con quella Gravitazionale.

45 15 Novembre Il Teorema del Viriale È noto che lenergia cinetica e lenergia potenziale gravitazionale di un sistema in equilibrio idrostatico sono legate dalla seguente relazione: (Teorema del Viriale) Energia Gravitazionale Energia Cinetica dove lenergia potenziale gravitazionale del sistema è data da:

46 15 Novembre Il Teorema del Viriale Se si assume E K essere lenergia del moto di agitazione termica delle particelle del sistema ovvero lEnergia Termica (E T ) o anche Energia Interna, possiamo scrivere: G=6.6x10 -8 erg cm gr -2 Questo significa che metà dellenergia gravitazionale va in energia interna, ovvero serve a riscaldare il sistema, mentre laltra metà viene persa dal sistema.

47 15 Novembre Sorgenti di Energia Sappiamo che L ~10 33 erg/sec Supponiamo che 2/3 dellenergia del sole vadano in energia termica Per quanto tempo può vivere una stella sorretta solo dallenergia termica? Kelvin-Helmholtz Per il Sole t k =4.4x10 14 sec= 1.5x10 7 yr TROPPO BREVE!!! 1yr=3.15x10 7 sec

48 15 Novembre Sorgenti di Energia Allora deve esserci unaltra sorgente di energia in grado di compensare lenergia persa dalla stella. Si sa che reazioni di Fusione Nucleare sono in grado di produrre unenorme quantità di energia. QUALE?

49 15 Novembre Le Reazioni Nucleari Affinché possa avvenire una reazione di Fusione nucleare è necessario che due atomi si avvicinino fino ad una distanza di ~ cm. La carica positiva di un atomo (protoni+neutroni) è confinata entro un nucleo di ~ cm. Neutroni Protoni Elettroni

50 15 Novembre Le Reazioni Nucleari A questa distanza però le forze di repulsione sono molto forti e quindi bisogna accelerare le particelle in modo da riuscire superare queste forze ovvero la Barriera Coulombiana

51 15 Novembre Le Reazioni Nucleari La barriera Coulombiana può essere superata quando la temperatura e/o la densità del gas sono molto elevate. Ovvero quando laccelerazione dovuta allenergia termica è sufficientemente elevata o quando gli atomi sono costretti a stare molto vicini fra loro. Le prime reazioni nucleari che avvengono sono quelle per le quali la Barriera Coulombiana è più bassa, cioè quando la temperatura e/o la densità necessarie non sono molto elevate. ReazioneT C (K) C (gr/cm 3 ) t (yr) 1 H 4 He6x x He 12 C2.3x10 8 7x10 2 5x C 16 O9.3x10 8 2x10 5 6x O 30 Si2.3x10 9 1x10 7 ~6mesi ……….. 30 Si 56 Fe4x10 9 3x10 8 ~1gg

52 15 Novembre Le Reazioni Nucleari Nellinterno di una stella questo si verifica facilmente. La densità al centro del Sole: =158 gr cm -3 atmosphere = 1.293x10 -3 gr cm -3 La temperatura al centro del Sole: T =4.4x10 7 K T terra = 20°C ~ 293K T ~ 4.4x10 7 °C

53 15 Novembre Le Sorgenti Nucleari Vediamo quanta energia può essere prodotta da una reazione nucleare, e se questa è sufficiente a giustificare il tempo di vita di una stella (almeno 4Gyr nel caso del Sole). 1H1H 1H1H 1H1H 1H1H 1H1H 1H1H 3 He 4 He 4 1 H 4 He Bruciamento dellH Ad esempio la fusione di 4 nuclei di Idrogeno ( 1 H) in un nucleo di Elio ( 4 He):

54 15 Novembre Le Sorgenti Nucleari In questa reazione cè però un difetto di massa: Il peso atomico del 1 H è m H = Il peso atomico del 4 He è m He = m= 4m H - m He = E ¼ m c 2 = 6.6x10 18 gr cm 2 sec -2 = 6.6x10 18 erg Poiché ci interessa lenergia prodotta da un solo gr di idrogeno che si trasforma in elio, applichiamo lequazione come segue: Dove va questa massa? E mc 2 (4 1 H 4 He)

55 15 Novembre Le Sorgenti Nucleari Per il sole L=L M=M f=0.1 X=0.7 t N =2.4x10 17 sec =7.6 Gyr Prendiamo adesso una stella di massa M. Se X è la frazione di massa costituita da idrogeno, e se f è la frazione di questa nella quale avvengono le reazioni nucleari. Lenergia totale prodotta sarà: E TOT = E f X M Se L è lenergia emessa nellunita di tempo: L = E TOT /t N Tempo Nucleare se M=M f=0.1 X=0.7 E TOT =9x10 50 erg

56 15 Novembre Le Sorgenti Nucleari Quando la temperatura e/o la densità nel centro aumentano allora è possibile che avvengano reazioni di fusione fra nuclei la cui Barriera Coulombiana è più grande. ReazioneT C (K) C (gr/cm 3 ) t (yr) 1 H 4 He6x x He 12 C2.3x10 8 7x10 2 5x C 16 O9.3x10 8 2x10 5 6x O 30 Si2.3x10 9 1x10 7 ~6mesi ……….. 30 Si 56 Fe4x10 9 3x10 8 ~1gg Es.: fusione dellHe, fusione del Carbonio ( 12 C), etc. Ogni reazione nucleare produrrà altra energia e la stella potrà continuare a vivere senza collassare su se stessa.

57 15 Novembre Le Sorgenti Nucleari Poiché il sole è una stella di MS, i risultati visti fino ad ora possono essere estesi a tutti gli oggetti sulla sequenza principale. Noi sappiamo già che Quindi: Maggiore è la massa della stella e più breve è il suo tempo di vita sulla MS. Nonostante sia maggiore la quantità di combustibile, questo viene bruciato più velocemente!!!

58 15 Novembre LEvoluzione di una Stella Lesistenza di una stella è garantita dallequilibrio fra le forze sviluppate dalle variazioni di pressione e dalla forza gravitazionale (EQUILIBRIO IDROSTATICO). Sorgente NucleareSorgente Gravitazionale Sorgente di Energia Interna L = Sorgente Nucleare + Sorgente Gravitazionale (Teorema del Viriale) + Sorgente di Energia Interna La luminosità osservata di una stella è garantita da tre fonti di energia:

59 15 Novembre LEvoluzione di una Stella Quando la stella si contrae la sua temperatura e la sua densità nel centro aumentano. Questo consente linnesco di reazioni nucleari che coinvolgono elementi più pesanti dellHe ( 12 C, 16 O etc.)E Si dimostra che di solito la Sorgente Nucleare è quella dominante. Nel caso in cui la stella non è in grado di produrre Energia Nucleare (esaurimento di un combustibile) entra in gioco la Sorgente Gravitazionale se la stella è in grado di contrarsi. Quasi sempre è lalternarsi di queste due che produce la luminosità. Eccezionalmente, quando sono esaurite le Sorgenti Nucleari e la stella non è in grado di contrarsi subentra la Sorgente di Energia Interna.

60 15 Novembre La Sequenza Principale La struttura di una stella sulla MS può essere vista schematicamente: 4 1 H 4 He 1H1H Bruciamento dellH in He nel nucleo Inviluppo di H inerte UNA STELLA IN SEQUENZA PRINCIPALE BRUCIA IDROGENO NEL SUO NUCLEO

61 15 Novembre La Sequenza Principale Poiché abbiamo visto che Età Più massiccia è la stella e più velocemente esaurisce il suo combustibile!!! Massa

62 15 Novembre La Sequenza Principale Ad esempio il Diagramma HR degli ammassi della nostra galassia Turn-off Ammasso Aperto Ammasso Globulare

63 15 Novembre La Sequenza Principale Il Turn-Off indica il momento in cui la stella esaurisce lH nel centro. Come abbiamo visto questo avviene sempre più tardi al diminuire della massa della stella. Quindi il Turn-Off è un indicatore delletà dellammasso. Giovane Vecchio

64 15 Novembre La Sequenza Principale La MS è anche caratterizzata da un valore minino di Luminosità e Temperatura. Questo valore corrisponde ad una massa di ~0.08 M. Infatti gli oggetti con massa più piccola non sono in grado di raggiungere la temperatura e/o la densità necessarie ad innescare le reazioni nucleari. Non vediamo stelle con M < 0.08 M Nane Brune

65 15 Novembre La Post Sequenza Principale La storia evolutiva di una stella dipende dalla sua Massa Iniziale (M i ), ovvero dalla massa che ha quando comincia a bruciare H in He sulla sequenza principale. Questa è infatti indicata anche come: Sequenza Principale di Età Zero (ZAMS)

66 15 Novembre La Post Sequenza Principale Cosa succede quando viene esaurito il combustibile nel centro della stella? Viene innescato il bruciamento dellH in una corona circolare intorno al nucleo (shell). Il nucleo di He aumenta sempre più la sua massa ! Mancando la sorgente di energia nucleare il nucleo della stella ricorre a quella gravitazionale contraendosi. Metà dellenergia gravitazionale si trasforma in energia termica (Teorema del Viriale) : il nucleo e gli strati sovrastanti si riscaldano

67 15 Novembre La Post Sequenza Principale La struttura interna della stella comincia a cambiare: Bruciamento dellH in He in Shell Nucleo inerte di He Inviluppo inerte di H

68 15 Novembre A questo punto gli strati sopra la Shell di bruciamento dellH si riscaldano e quindi si espandono. La Post Sequenza Principale La temperatura superficiale diminuisce. La stella lascia la MS e si sposta nel diagramma HR verso le regioni più fredde. Entrando nella fase di FASE DI GIGANTE ROSSA

69 15 Novembre La Post Sequenza Principale

70 15 Novembre La Post Sequenza Principale

71 15 Novembre La Post Sequenza Principale Sub Gigante Rossa

72 15 Novembre La Post Sequenza Principale Gli strati esterni invece mantengono una temperatura più o meno costante, mentre la luminosità aumenta. In questa fase il nucleo continua a contrarsi e la sua temperatura aumenta finché è possibile linnesco del bruciamento dellHe in 12 C. Il nucleo di He è già pronto nelle stelle di massa elevata, mentre in quelle di piccola massa viene lentamente costruito dal bruciamento in shell. Tutte le stelle con massa iniziale M i > 0.5M possono bruciare lHe La stella entra nella cosiddetta fase di Gigante Rossa e risale lungo il Ramo delle Giganti Rosse: RGB.

73 15 Novembre La Post Sequenza Principale Bruciamento He

74 15 Novembre La Post Sequenza Principale La struttura della stella ora può essere schematizzata: 1H1H 1 H 4 He 4 He 4 He 12 C inviluppo di H inerte bruciamento dellHe in C nel nucleo shell inerte di He shell bruciamento H->He

75 15 Novembre La Post Sequenza Principale Quando la stella accende lHe lascia lRGB e si sposta a temperature più alte e luminosità più piccole e brucia lHe sul cosiddetto Ramo Orizzontale: HB. Ramo Orizzontale La reazione di bruciamento dellHe è ~10 volte più veloce di quella dellH.

76 15 Novembre La Post Sequenza Principale Quando lHe comincia ad esaurirsi nel nucleo la stella lascia lHB e si sposta nuovamente verso temperature più basse per risalire lungo il Ramo Asintotico: AGB. Ramo Asintotico

77 15 Novembre La Post Sequenza Principale Lesaurimento dellHe lascia dietro di sé un nucleo in contrazione di Carbonio e Ossigeno (C-O). 4 He 12 C 1H1H 1 H 4 He 4 He C-O shell H->He nucleo di C-O shell He->C shell inerte di He inviluppo di H

78 15 Novembre Le fasi finali dellEvoluzione Le stelle con massa iniziale M i <5M non sono in grado di innescare il bruciamento del C. Queste perderanno il loro inviluppo esterno e si sposteranno velocemente (fase dura solo 10 4 yr) verso regioni a temperatura più elevata mantenendo quasi costante la loro massa e quindi luminosità. Siamo nella fase di Nebulosa Planetaria (PN).

79 15 Novembre Le fasi finali dellEvoluzione La stella centrale continuerà la sua evoluzione a raggio costante (degenerazione degli elettroni), raffreddandosi. Siamo entrati nella fase di Nana Bianca (WD).

80 15 Novembre Le fasi finali dellEvoluzione Le stelle con massa iniziale M i >5M sono in grado di innescare il bruciamento del C, e quelle con massa M i >12M sono possono accendere anche gli elementi più pesanti del C. Queste reazioni avvengono in modo violento e la stella esplode come SuperNova (SN). Gli strati esterni della stella vengono sparati ad altissima velocità nel mezzo interstellare e si forma un cosiddetto Resto di Supernova (SNR) che può essere una Stella di Neutroni o un Buco Nero (BH) a seconda della sua massa iniziale.

81 15 Novembre Le fasi finali dellevoluzione

82 15 Novembre Le fasi finali dellEvoluzione

83 15 Novembre Le fasi finali dellEvoluzione

84 15 Novembre La Fine di una Stella Quando la massa della stella supera le 20-30M i resti dellesplosione di supernova hanno una massa tale che la stella si può trasformare in un Buco Nero (Black-Hole, BH).


Scaricare ppt "15 Novembre 2006 1 I Diagrammi HR e lEvoluzione delle Stelle Rosaria Tantalo – Dipartimento di Astronomia - Padova."

Presentazioni simili


Annunci Google