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1 Istituto Nazionale di Astrofisica Osservatorio astronomico di Brera Universo in fiore 21.12.2011 Evoluzione stellare Fabio Pizzolato

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Presentazione sul tema: "1 Istituto Nazionale di Astrofisica Osservatorio astronomico di Brera Universo in fiore 21.12.2011 Evoluzione stellare Fabio Pizzolato"— Transcript della presentazione:

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

2 Sommario Il sole e laltre stelle: nascita dellastrofisica 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 letere limpido e imponderabile, che nulla ha della feccia terrena. Ovidio, Metamorfosi

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

5 Il Sole Distanza dalla Terra: milioni di km Diametro: 1.3 milioni di km (109 volte la Terra) Massa: 2x10 30 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: 3.8x10 26 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 Lemissione 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, allarancione, 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 Spettro solare Spettroscopio

14 Classificazione spettrale A seconda del tipo e dellintensita 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 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 delleventuale 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 Linterno del sole

23 Le reazioni nucleari

24 Nascita delle stelle

25 Gas diffuso Nubi molecolari

26 La Nebulosa di Orione

27 R Pressione ~ R 2 Gravita` ~ R 3 se R 10 a.l. : la gravita prevale e la nube collassa Instabilita di Jeans e collasso delle nubi molecolari

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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 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 Joule, ~10 6 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 convettiva (M< M ) nucleo radiativo involucro convettivo (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 Messier 67 Le stelle massicce vivono meno

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 lidrogeno 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 lidrogeno 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

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47 Gigante Rossa

48 Il sole e laltre stelle: il diagramma di Hertzsprung- Russell

49 E poi? Col tempo si accumula elio nel nucleo Lidrogeno disponibile per la fusione si esaurisce, e la stella si contrae di nuovo, e il nocciolo si riscalda La stella usa lelio per la fusione nucleare, trasformandolo in carbonio

50 La materia degenere Data lenorme densita nel nocciolo di elio, (quitali/tonnellate per cm 3 ) 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 dellelio (T~ 3x10 8 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~10 11 L per pochi secondi (quanto una galassia intera)!! Il flash dellelio 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 dellelio (ε~T 40 ) Linvolucro 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 Esaurito il combustibile (He), il nocciolo della stella si contrae M ~ M R~10 4 km Sostenuto dalla pressione di degenerazione degli elettroni....sopporta fino a M~1.4 M ! (limite di Chandrasekhar) Nane bianche

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 Lenergia 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 Riscaldamento del nocciolo Fusione nucleare Esaurimento combustibile Contrazione del nocciolo

62 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 1 987A

70 Relitto della SN di Keplero (1604)

71 SNR 0509 nella Grande Nube di Magellano

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

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

75 Stelle di neutroni La stella non va totalmente distrutta nellesplosione Neutronizzazione della materia Supportate dalla pressione di degenerazione dei neutroni M 1.4 M R~10 km Densita` ~10 14 g/cm 3

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77 Meccanismo pulsar

78 Stelle di neutroni in sistemi binari

79 Buchi neri

80 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)


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