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Evoluzione stellare: dalle stelle alle galassie Stefano Covino (Osservatorio Astronomico di Brera) Documento a cura di: Tomaso Belloni, Stefano Covino.

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1 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

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

3 Tipi di galassie Spirale Ellittica Peculiare Irregolare

4 Gruppi di galassie

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

6 Guardiamoci dentro

7 Guardiamola da fuori Il sole X/UV

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

9 Una nube di gas E STELLE! La nebulosa di Orione

10 Un altro esempio M16

11 Si forma una stella

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

13 Comincia la vita della stella Brucia Idrogeno (H) e lo trasforma in Elio (He) tramite una reazione nucleare Finchè dura lidrogeno non succede gran che Ma quanto dura lidrogeno? 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

14 Possibilità per la nostra stella SOLE

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

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

17 Partiamo! Per nove milioni di anni non succede niente …………. Poi Puppis finisce lidrogeno e passa allelio Ma lelio 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!

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

19 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

20

21 Vediamola meglio

22 Resti di supernova

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

24 Supernova 1987a Prima Dopo

25 Supernova 1987a

26

27 Supernove in galassie lontane

28 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!

29 Stella di neutroni Se ruota la vediamo come un faro: una PULSAR!

30 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)

31 Buco nero in un sistema binario Il buco nero strappa gas alla sua stella compagna E a volte lo sputa anche fuori!

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

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

34 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 dellelio Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finisce lIdrogeno Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e si espande fino a 400 volte il suo diametro attuale (inglobando lorbita della terra!) Sub-gigante rossa

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

36 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 dellelio Finito anche lelio, due shell: una di idrogeno e una di elio Si risale e si diventa una Supergigante rossa

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

38 Torniamo al nostro sole Finito anche lelio, 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

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

40 NANA BIANCA Raggio: km (circa come la terra) Massa: 0.7 volte quella del sole Alta densità: 1 cucchiaino ==> 1 tonnellata! Alta temperatura: gradi Fatta di idrogeno e/o elio

41 Sirio A Sirio B (nana bianca)

42 La materia espulsa dove va? NEBULOSA PLANETARIA

43 Nebulose planetarie: FORMICA

44 Nebulose planetarie: ESKIMO

45 Nebulose planetarie: BOLLA

46 Nebulose planetarie: CLESSIDRA

47 E poi? E poi niente… il sole continuerà a raffreddarsi fino a diventare una stella freddissima (morte termica), sempre nana ma non più bianca.

48 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

49 Ammassi aperti h e Persei Visibili anche a occhio nudo!

50 Ammassi aperti Pleiadi Visibili anche a occhio nudo!

51 Ammassi globulari NGC 1850

52 Ammassi globulari M 10

53 Simulazione di un ammasso S.F. Portegies Zwart

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

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

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

57 FINE DEL NOSTRO VIAGGIO


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