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LE STELLE La struttura Levoluzione Il Sole. IL SOLE.

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Presentazione sul tema: "LE STELLE La struttura Levoluzione Il Sole. IL SOLE."— Transcript della presentazione:

1 LE STELLE La struttura Levoluzione Il Sole

2 IL SOLE

3 Il Sole è la stella più vicina alla Terra. Lo studio rigoroso del Sole è iniziato solo ai primi dell800 quando è iniziato lo studio della spettroscopia. I dati raccolti in questi ultimi anni sia con osservazioni da Terra, sia con luso di strumentazioni poste in orbita al di fuori dellatmosfera terrestre hanno permesso di individuare la struttura esterna del Sole. Le leggi della Fisica applicate ai dati conosciuti hanno permesso di ricostruire la struttura interna del Sole.Fisica Composizione chimica del Sole

4 Il Sole Il peso dell'idrogeno che forma il Sole produce una pressione via a via più elevata mano a mano che ci si avvicina al centro. Si stima che nel nucleo ci sia una pressione di atm, che diminuisce prima lentamente, poi, in prossimità della superficie, più rapidamente. r/R S Pressione (atm)

5 Il Sole Si ritiene che la temperatura allinterno del Sole sia di 1, K. Essa diminuisce lentamente nella parte più interna, a 0,7R S è dellordine di 10 6 K, mentre tra 0,9R S e 1R S diminuisce di 100 volte fino ad arrivare a 5800 K sulla superficie. r/R S Temperatura (K)

6 Il Sole La struttura del Sole può essere suddivisa in un serie di involucri concentrici. Linterno del Sole (che contiene quasi tutta la sua massa) è costituito dal nucleo centrale, da una zona radiativa e da una zona convettiva. Cè quindi la superficie visibile del Sole, detta fotosfera e al di sopra cè latmosfera solare in cui distinguiamo la cromosfera e la corona.

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9 Il Sole La fotosfera contiene delle macchie più scure, le macchie solari, causate da fenomeni magnetici, spesso visibili in gruppi. Esse aumentano e diminuiscono in numero secondo un ciclo di circa 11 anni; il ciclo è causato dall'inversione del campo magnetico del Sole. Le macchie solari sono costituite da una zona interna, detta ombra, più scura a circa gradi, ed una esterna, detta penombra, più chiara con una temperatura di circa gradi. Le dimensioni variano da quelle di una macchia singola, di circa un migliaio di chilometri, detta anche poro, alla dimensione dei gruppi, larghi centinaia di migliaia di chilometri. Si formano e spariscono sotto l'azione del campo magnetico solare e possono persistere per alcune settimane; le più longeve durano anche un paio di mesi e possono essere riviste dopo una rotazione solare.

10 Macchie solari

11 Il Sole Grazie alle macchie solari è possibile seguire la rotazione del Sole su se stesso, che si compie in maniera diversa a seconda della latitudine solare: in 25 giorni all'equatore ed in 30 presso i poli. Questo accade perché il Sole è una sfera di gas che ruota in maniera differenziata e non rigidamente come la Terra. Le caratteristiche più appariscenti del Sole, purtroppo non sono visibili in condizioni normali: bisogna infatti utilizzare strumenti appositi (coronografi o filtri a banda stretta) oppure attendere un'eclisse. Solo allora potremo osservare la corona che cambia forma in concomitanza con il ciclo delle macchie ed è costituita da pennacchi e filamenti di gas rarefatto che si disperdono nello spazio. Una curiosità è che la loro temperatura si aggira attorno a 1-2 milioni di gradi, quindi notevolmente più calda della fotosfera visibile. Appena sopra di della fotosfera c'è la cromosfera, un sottile strato di colore rosato.

12 Il Sole Dalla fotosfera qui si staccano le protuberanze, getti di gas che si disperdono nella corona o ricadono sulla superficie solare. Raggiungono dimensioni di decine di migliaia di chilometri e si estinguono in poche ore.protuberanze Dalla corona viene emesso costantemente un gran numero di particelle cariche che formano il cosiddetto vento solare il quale si allontana ad una velocità di alcune centinaia di chilometri al secondo.vento solare Il suo effetto più vistoso è quello di formare la coda delle comete, respingendo i gas ionizzati e le polveri che queste emettono.coda delle comete Di tanto in tanto avvengono delle enormi esplosioni dette brillamenti che provocano delle tempeste magnetiche, interferenze radio o bellissime aurore.brillamenti aurore Il vento solare deforma le magnetosfere dei pianeti dotati di campo magnetico. L'atmosfera che ci protegge da queste particelle letali viene compressa dal lato rivolto al Sole e stirata a forma di goccia nel lato opposto.magnetosfere

13 Il Sole Le aurore (boreali ed australi) possono essere viste in aree vastissime nei pressi dei poli (raramente anche alle nostre latitudini), esse si verificano quando le particelle cariche elettricamente vengono indirizzate verso i poli magnetici terrestri. Un altro fenomeno non visibile è quello del gonfiarsi o ridursi degli strati più esterni dell'atmosfera terrestre; a seconda del punto raggiunto nel periodo del ciclo undecennale, gli atomi o le molecole dell'atmosfera rarefatta della zona esterna, espandendosi, possono creare un maggiore attrito nel moto dei satelliti in orbita bassa. Una esempio del loro effetto è stata la progressiva caduta della stazione spaziale Skylab, della NASA che per l'attrito residuo strati esterni, dovuto all'eccezionale attività del ciclo solare degli anni settanta, è ricaduta sulla Terra.

14 Ciclo CNO

15 STRUTTURA STELLARE Classificazione, colori e spettri Composizione chimica Produzione e trasporto di energia Equazioni di equilibrio

16 UNA STELLA È FATTA DI GAS MASSA : kg TEMPERATURA : 2000 K – K COMPOSIZIONE CHIMICA : - Idrogeno (3/4) - Elio (1/4) - Una piccola percentuale (max 4%) di altri elementi (O, C, Ne, Fe, N, Si, Mg, S, …) Modello del Sole TEMPERATURA E COMPOSIZIONE CHIMICA VARIANO DI MOLTO CON LEVOLUZIONE!

17 Classificazione delle stelle - 1 ISuper-supergiganti IISupergiganti IIIGiganti IVGiganti normali VNane (sequenza principale, Sole compreso) VISottonane VIINane bianche Altre informazioni possono essere fornite aggiungendo lettere o altri simboli. Il numero romano indica la classe di luminosità.

18 Classificazione delle stelle - 2 Classe spettrale Temperatura superficiale Colore Magnitudine assoluta O KBlu intenso- 5,8 B KBlu- 4,1 A KBlu-bianco+ 0,7 F KBianco+ 2,6 G KGiallo+ 4,4 K KArancione+ 5,9 M KRosso-arancio+ 9,0 R, N3.000 KRosso S3.000 KRosso NOTA : Il Sole è di classe G2V

19 Aldebaran Gigante rossa (K5) m = 0,8 d = 68 a.l. 37 R S Betelgeuse Supergigante rossa (M2) m = 0,8 d = 650 a.l. 800 R S Capella Gialla (G5) m = 0,1 d = 43 a.l. Deneb Supergigante bianca (A2) m = 1,2 - 1,3 d =1800 a.l. Mintaka Azzurra (B0) m= 2,1 - 2,3 d=900 a.l. Procione Gialla (F5) m = 0,4 d = 11 a.l. Rigel Azzurra (B8) m = 0,1 d = 900 a.l. Il colore delle stelle

20 Lo spettro luminoso Spettro di emissione Spettro di assorbimento

21 Lo spettro degli atomi ATOMO: nucleo centrale, più elettroni che possono muoversi SOLO su ben determinate orbite (leggi della Meccanica Quantistica) ATOMO DI IDROGENO: costituito da un protone e da un elettrone. I raggi delle orbite permesse sono dati dalla relazione: Ogni orbita corrisponde ad una ben determinata energia. Per latomo di idrogeno si ha: con n = 1, 2, 3,... metri elettronvolt (eV) N.B. Per sollevare di 1 m una massa di 1 kg servono 1, eV !

22 Lo spettro di alcune stelle

23 Diagramma di Hertzsprung-Russell (1) In ascissa: tipo spettrale o temperatura superficiale della stella In ordinata: luminosità reale della stella Le stelle non si raggruppano a caso ma si concentrano in due regioni ristrette (la sequenza principale e il ramo delle giganti) La separazione CORRISPONDE a DIVERSI STADI EVOLUTIVI

24 Diagramma di Hertzsprung-Russell (2) Principali ambiti di applicazione Studio di: composizione chimica, tipo di combustione e fasi evolutive per le stelle isòcrone Istantanee evolutive di un ammasso stellare (isòcrone) e determinazione della sua età

25 IL DIAGRAMMA H-R E LEVOLUZIONE STELLARE

26 Unistantanea evolutiva (ISÒCRONA) per un ammasso stellare

27 PERCHÉ LA STELLA DEVE PRODURRE ENERGIA? La gravità tende a far cadere il gas stellare verso il centro La stella HA BISOGNO di qualcosa che contrasti la gravità Questo qualcosa è la pressione di radiazione, dovuta allemissione di energia La stella deve produrre continuamente energia Lunica sorgente DUREVOLE di energia è costituita dalle REAZIONI NUCLEARI

28 PRODUZIONE DI ENERGIA Lemissione continua di energia, finché dura, sostiene lequilibrio della stella Tale emissione è proporzionata alla spinta della gravità La forza di gravità è proporzionale alla massa della struttura La massa della stella determina allora la produzione di energia… … e quindi anche luminosità, temperatura e tipo di reazioni nucleari che avvengono allinterno della stella (ammesso che siano presenti gli elementi adatti a fungere da combustibile) CONCLUSIONE: LA MASSA E LA COMPOSIZIONE CHIMICA SONO I PARAMETRI ESSENZIALI PER LA COMPRENSIONE DEL FUNZIONAMENTO DELLE STELLE

29 I MECCANISMI DI PRODUZIONE DELLENERGIA DINAMICI ( temperatura insufficiente o combustibile in esaurimento. Sono meccanismi TRANSITORI) CONTRAZIONE KELVIN-HELMHOLTZ NUCLEARI combustione di H -> He (cicli p-p, ciclo CNO) He -> C (reazione 3 ) Cicli successivi (fino alla formazione del Fe)

30 I MECCANISMI PER IL TRASPORTO DI ENERGIA Conduzione: scarsamente efficace (il gas stellare è un cattivo conduttore) IRRAGGIAMENTO: trasporto radiativo (diffusione dei fotoni, opacità della struttura) CONVEZIONE: trasporto di materia (il meccanismo più complesso e meno chiarito)

31 IRRAGGIAMENTO Lenergia prodotta allinterno si manifesta allesterno come flusso di radiazione elettromagnetica (fotoni) e di altre particelle (soprattutto neutrini) Il gas stellare ha un certo grado di opacità, che può ostacolare notevolmente la fuoriuscita dei fotoni (ad esempio, un fotone prodotto al centro del sole impiega circa un milione di anni per giungere alla superficie) Se il gradiente di temperatura allinterno della stella non è molto elevato, lirraggiamento è sufficiente a trasportare lenergia allesterno. ALTRIMENTI …

32 CONVEZIONE Quando le differenze di temperatura sono troppo elevate si attiva un altro canale di trasporto per lenergia prodotta: la CONVEZIONE Si creano flussi circolari di materia (CELLE CONVETTIVE) che rimescolano il gas, contribuendo a dissipare più efficacemente il calore in eccesso La presenza della turbolenza rende difficilissimo lo studio del trasporto convettivo

33 IL TIPO DI TRASPORTO ENERGETICO E LA STRUTTURA DELLA STELLA Stelle di ALTA sequenza (M > 1,3M S ) Stelle di BASSA sequenza (M < 1,3M S )

34 EQUAZIONI DI EQUILIBRIO DELLA STRUTTURA Equilibrio idrostatico Conservazione della massa Equazione di stato del gas Produzione di energia Gradiente termico

35 LEQUILIBRIO IDROSTATICO P(r) – dP r dr P(r) M(r) dM Traduzione in italiano La pressione interna genera una spinta che sostiene il peso degli strati soprastanti

36 CONSERVAZIONE DELLA MASSA Traduzione in Italiano Il gas stellare si considera incomprimibile: in un elemento di volume del gas è presente sempre la stessa quantità di materia Lipotesi NON è valida durante le fasi dinamiche (contrazioni)

37 EQUAZIONE DI STATO DEL GAS dove P GAS è proporzionale alla temperatura T (legge dei gas perfetti) e P RADIAZIONE è invece proporzionale a T 4 (legge di Stefan-Boltzmann) Traduzione in Italiano Allinterno della stella la pressione verso lesterno è la somma di due termini: la normale pressione del gas, più un termine dovuto allirraggiamento. Il secondo termine cresce molto più rapidamente (T 4 ) allaumentare di T, quindi LA PRESSIONE DI RADIAZIONE DOMINA LE STELLE PIÙ CALDE E IMPONE UN LIMITE SUPERIORE DI STABILITÀ

38 LA PRODUZIONE DI ENERGIA Traduzione in Italiano Lequazione esprime la conservazione dellenergia, calcolando la luminosità della stella in funzione della quantità, che esprime lenergia (per unità di massa) prodotta nella struttura alla distanza r dal centro. Ricordando i meccanismi di produzione energetica, si hameccanismi = DINAMICA + NUCLEARE

39 IL GRADIENTE TERMICO

40 EVOLUZIONE STELLARE Contrazione e collasso della nube Innesco delle reazioni nucleari Combustione dellidrogeno. Sequenza principale Esaurimento dellidrogeno. Combustione a shell e giganti rosse Combustione dellelio e fase di braccio orizzontale Innesco del carbonio: biforcazioni evolutive Fasi terminali. Nane bianche, supernovae, stelle di neutroni, buchi neri

41 GLI INIZI … Le stelle nascono dal gas presente nelle galassie (le spirali come la nostra lo concentrano lungo i bracci) Il gas è costituito di: - nubi molecolari di idrogeno neutro (T ~10 K) - regioni di idrogeno ionizzato (T ~ K) Le nubi ospitano anche molecole organiche complesse (polisaccaridi), depositate su minuscoli GRANI solidi Alcune nubi non sono stabili gravitazionalmente. La conseguente contrazione porta al COLLASSO NGC7000 NEBULOSA NORDAMERICA

42 M42 - La Grande Nebulosa di Orione

43 M8 – Nebulosa Laguna a.l. HST

44 IL COLLASSO : quel che si sa FASE ISOTERMA Durante le prime fasi della contrazione il gas della nube è trasparente e la temperatura costante sui 10 K: lenergia prodotta in eccesso si disperde facilmente allesterno ( anni) FASE ADIABATICA Quando la densità supera un certo valore critico il gas diventa opaco alla radiazione e la temperatura nella zona centrale sale; quando essa raggiunge i 2000 K lidrogeno molecolare si dissocia e questo accelera ulteriormente il collasso ( anni) LA PROTOSTELLA La materia nelle zone centrali non si lascia contrarre allinfinito e riesce ad arrestare quasi completamente il collasso. La struttura risultante ha due parti ben distinte, il NUCLEO (in equilibrio idrostatico, con temperature sui K) e lINVILUPPO, con temperature e densità via via più basse procedendo verso lesterno NON VI SONO ANCORA REAZIONI NUCLEARI I TEMPI EVOLUTIVI ACCELERANO CON LA MASSA

45 M42 - La Grande Nebulosa di Orione Protostella

46 LINNESCO DELLE REAZIONI NUCLEARI La protostella continua a contrarsi molto lentamente e le temperature centrali salgono ancora. Gli strati soprastanti assorbono la radiazione proveniente dal nucleo e la riemettono nella banda dellinfrarosso lontano, dove può essere rilevata dai nostri strumenti Intorno ai 10 6 K avvengono le prime reazioni nucleari transitorie (deuterio. litio, berillio). Esse non servono a sostenere la struttura, ma modificano la composizione chimica iniziale Per avere una stella vera e propria è necessario arrivare alla combustione dellidrogeno, che si innesca a circa 6-7 milioni di K. Lobiettivo viene raggiunto soltanto se la massa della struttura è superiore a circa 0,08 masse solari (M s ) Oggetti di massa inferiore non innescano mai lidrogeno e continuano a contrarsi lentamente, raffreddandosi sempre più (NANE BRUNE)

47 M16 - Nebulosa Aquila

48 LA SEQUENZA PRINCIPALE Rappresenta la parte più lunga e più stabile della vita di una stella La combustione dellidrogeno produce ELIO e può avvenire in due modi: - ciclo protone-protone (catene p-p) - ciclo CNO Le catene p-p sono attive già a 6-7 milioni di K. Il ciclo CNO si attiva solo oltre i milioni di K, ma al crescere della temperatura la sua efficienza è enorme. Lequivalenza produttiva tra i due cicli si ha intorno ai 19 milioni di K CICLO CNO ALTA SEQUENZA CICLO p-p BASSA SEQUENZA

49 M45 – Ammasso aperto delle Pleiadi circa 500 stelle a 400 a.l., 80 milioni di anni

50 LESAURIMENTO DELLIDROGENO Durante la sequenza principale il nucleo stellare si impoverisce sempre più di idrogeno. Ciò tende a diminuire lefficienza delle reazioni nucleari, ma la stella compensa contraendosi e aumentando le temperature centrali Il risultato è quindi opposto: la stella aumenta lentamente e progressivamente di luminosità! Quando lidrogeno diventa troppo scarso la stella momentaneamente resta senza carburante e deve contrarsi. Leffetto è più vistoso in alta sequenza, dove il nucleo convettivo ha rimescolato il gas facendo sparire lidrogeno da una vasta porzione della stella La combustione si sposta progressivamente verso lesterno, in un involucro (shell) intorno al nucleo di elio. Gli strati esterni diventano (se già non lo erano) largamente convettivi e tendono a espandersi allesterno Le dimensioni della stella possono aumentare anche di 300 volte. Il colore della stella si arrossa e la luminosità cresce di volte La stella è ora una GIGANTE ROSSA. Il nucleo di elio è (ancora) inerte

51 LE GIGANTI ROSSE STRUTTURA INTERNA PERDITE DI MASSA

52 IL FLASH DELLELIO Con il procedere della combustione la shell di H (tutta in CNO) si sposta verso lesterno e il nucleo si accresce di He, ingrandendosi Per innescare la reazione 3 (fusione dellHe e produzione di C) occorrono 100 milioni di K. Questa temperatura viene raggiunta solo da stelle di almeno 0,5 M s Stelle di 15 M s o superiori innescano lelio quando sono ancora in sequenza principale Stelle di massa < 3M S innescano lelio in condizioni di degenerazione quantistica per il gas del nucleo. La reazione di fusione si propaga in tal caso a tutto il nucleo con estrema rapidità (FLASH DELLELIO)

53 LA COMBUSTIONE DELLHe E IL RAMO ORIZZONTALE Riguarda stelle di massa non superiore a ~5 M S Linnesco dellelio favorisce il ritorno a sinistra della stella nel diagramma H-R Rimane attiva la shell di idrogeno, ma la struttura è governata dalla sorgente di energia centrale Tempi evolutivi di circa 10 8 anni

54 STELLE DI GRANDE MASSA Passano attraverso le fasi precedenti in modo rapidissimo Sono soggette nelle fasi avanzate a grandi perdite di massa (venti stellari) Arrivano a formare una serie di strati chimicamente differenziati (struttura a cipolla). Le stelle più massicce riescono a sintetizzare gli elementi fino al Fe

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56 LE FASI FINALI Prima della fine della catena di nucleosintesi al centro del nucleo si forma il ferro che però si disintegra in elio e neutroni: questa reazione - a differenza di tutte le altre - è endotermica e quindi provoca il collasso della regione centrale. Un meccanismo di rimbalzo causa lesplosione del resto della stella. Durante questa esplosione si formano elementi più pesanti del ferro che andranno ad arricchire il gas interstellare. In questo caso si ha una supernova: essa lascia come residuo un nucleo collassato (pulsar o buco nero).

57 LA FUSIONE DEL CARBONIO Richiede 800 milioni di K Solo le stelle di massa maggiore di circa 1,6 M S riescono a raggiungere questa temperatura Le altre si avviano allo stadio finale di nana bianca

58 EVOLUZIONE STELLARE PER PICCOLE MASSE

59 M16 - Nebulosa Aquila - VLT

60 Doppio ammasso di Perseo

61 Nebulosa Helix

62 Nebulosa Planetaria

63 M57 - Nebulosa Anulare

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67 Le fasi finali Se 1,5M S < M < 8M S : la stella riesce ad innescare il carbonio e giunge fino alla formazione di O, Ne, Mg, Si, S, contraendosi sempre più. Lo stadio finale non è una nana bianca, la configurazione successiva stabile (fino a circa 1,6 M S ) è detta stella di neutroni, o pulsar. Si tratta di una struttura di una decina di chilometri di diametro, avente una densità di circa g/cm 3. In queste condizioni estreme la materia si trova in uno stato neutronizzato in cui protoni ed elettroni perdono la loro individualità. Per la conservazione del momento angolare la velocità di rotazione è altissima e così pure lintensità del campo magnetico associato. La stella emette, ad intervalli rapidissimi e regolari, degli impulsi radio che possono essere captati dalla Terra.

68 Le fasi finali Se la massa della struttura supera anche il valore teorico consentito alle stelle di neutroni non esiste più alcuna configurazione di equilibrio, poiché la degenerazione quantistica non riesce ad arrestare il collasso gravitazionale. La stella continua a contrarsi fino a che la velocità di fuga alla sua superficie raggiunge - e supera - la velocità della luce. Loggetto è diventato inosservabile, si ha un buco nero. Lanalisi matematica è estremamente complessa poiché in tali condizioni di gravità lo spazio-tempo è talmente incurvato che le uniche equazioni valide sono quelle della Relatività Generale e nel buco nero neanche queste funzionano. A differenza di nane bianche e pulsar, non esiste ancora certezza assoluta dellesistenza dei buchi neri. Nondimeno gli indizi a loro favore si moltiplicano ogni giorno.

69 M1 – Crab Nebula

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71 La supernova 1987A: - supergigante di tipo spettrale B3, m V = - 6,6 - supernova di tipo II

72 FINE


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