Tano Cavattoni L’Universo Età 13,7 miliardi di anni

Capitolo 9 L’universo vicino Tutti gli astri [...] dei quali non si scorge alcun movimento e che scintillano, sono fuochi ossia soli; secondo le dovute proporzioni, è da ritenere coerente che, come questo Sole si muove tra le sue terre, così anche quelli si muovano fra le terre. Le loro terre non sono visibili a causa della rilevante distanza. Giordano Bruno

Capitolo 9 L’universo vicino Lezione 23 Gli albori dell’astrofisica § 9.1 Un primo sguardo alla Galassia § 9.2 Classificazione delle stelle § 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Lezione 24 Maturità dell’astrofisica § 9.4 Il diagramma H-R § 9.5 Evoluzione stellare

Capitolo 9 L’universo vicino Lezione 25 Strani oggetti nella galassia § 9.6 Ciò che resta di una stella § 9.7 Stelle variabili § 9.8 Gli ammassi stellari 4 4

§ 9.1 Un primo sguardo alla Galassia Tutte le stelle che osserviamo sulla volta celeste appartengono alla Galassia, o Via Lattea, un aggregato contenente 200 miliardi di stelle. Nubi di polveri e gas che assorbono la luce Centro galattico Nubi di Magellano Visione completa della Via Lattea

§ 9.1 Un primo sguardo alla Galassia Le componenti della Galassia: • il disco galattico, con un diametro di 100.000 a.l.; • i bracci di spirale, formati dalle stelle più giovani; • il rigonfiamento galattico, con uno spessore di 15.000 a.l., formato dalle stelle più vecchie; • l’alone, una regione sferica che include la Galassia e gli ammassi globulari. 6 6

§ 9.2 Classificazione delle stelle Una stella è una sfera di gas che nella fase più stabile della propria evoluzione produce energia nel nucleo, con la fusione di idrogeno in elio. 7 7

§ 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione per magnitudine Ai tempi di Ipparco (II sec. a.C.) le stelle erano state suddivise i 6 classi in base alla magnitudine apparente, ossia per la luminosità apparente: Atlante sostiene il cielo di Ipparco 1^ magnitudine: le prime stelle che appaiono dopo il tramonto; 6^ magnitudine: le stelle visibili solo nelle notti più buie. 8 8

§ 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione per magnitudine Nel 1856 l’astronomo inglese Pogson propose una formula che esprime in modo oggettivo la relazione fra magnitudine (m) e intensità luminosa (I) da noi percepita: m = –2,5 log(I) + k* * log: è il logaritmo in base 10; k: è una costante per la taratura della scala. 9 9

§ 9.2 Classificazione delle stelle In Orione: Betelgeuse: 0,50m Bellatrix: 1,64m HP 25028: 5,65m Alnitak: 1,85m Rigel: 0,12m Saiph: 2,06m La magnitudine cresce al diminuire della luminosità 10 10

§ 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard È una classificazione spettrale basata sulle caratteristiche fisiche delle stelle. Ogni stella emette dalla fotosfera uno spettro continuo come quello di un corpo nero. L’atmosfera della stella, in relazione alla propria composizione e alla temperatura, è in grado di assorbire determinate lunghezze d’onda. Lo spettro in assorbimento è la carta d’identità della stella. 11 11

§ 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard Le righe spettrali raccontano agli scienziati quali elementi compongono l’atmosfera stellare, qual è la temperatura, la densità o il livello di ionizzazione. Ecco una parte dello spettro del Sole (380 nm < λ < 550 nm). Calcio Hβ Magnesio 12 12

§ 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard In base alle caratteristiche dello spettro e in ordine decrescente di temperatura sono state individuate 7 classi spettrali: O, B, A, F, G, K, M. 13 13

§ 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard Nelle classi spettrali si hanno diverse intensità delle righe in assorbimento: Ad alte temperature sono intense le righe degli elementi ionizzati. A basse temperature sono intense le righe delle molecole. Temperatura 14 14

§ 9.2 Classificazione delle stelle Classificazione di Harvard Ogni classe spettrale è poi suddivisa in ulteriori 10 sottoclassi numerate da 0 a 9, sempre in ordine decrescente di temperatura: O0, O1, O2,...O9, B0, B1, eccetera. Il tipo spettrale è la caratteristica comune alle stelle che appartengono alla stessa classe spettrale. Si dice quindi che nostro Sole è una stella di tipo spettrale G2 o, semplicemente, di classe spettrale G2. Per memorizzare facilmente l’ordine delle classi spettrali gli studenti delle università statunitensi hanno inventato la seguente filastrocca: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me». 15 15

§ 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione La massa (m) è un parametro determinante per la durata della vita di una stella. I valori sono molto diversi fra loro: 0,08 m < m < 120 m* * m = massa del Sole • Le stelle con massa maggiore hanno vita più breve. • Le stelle con massa minore hanno vita più lunga. 16 16

§ 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Le stelle note hanno luminosità L, detta anche luminosità intrinseca, molto diverse fra loro: * L = luminosità del Sole 10–5 L < L < 105 L* Per confrontare la luminosità delle stelle si utilizza anche la magnitudine assoluta (M): la magnitudine (apparente) che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 pc (32,6 a.l.), supponendo nullo l’assorbimento da parte del mezzo interstellare. 17 17

§ 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione La magnitudine apparente non permette il confronto di luminosità fra le stelle. Il confronto è invece possibile ricorrendo alla magnitudine assoluta. Magnitudini apparenti e assolute (fra parentesi) di alcune stelle. NB La magnitudine cala al crescere della luminosità. 18 18

§ 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Fra i parametri magnitudine apparente (m), magnitudine assoluta (M) e distanza della stella (d, espressa in parsec) intercorre la seguente relazione: M = m + 2,5 log(102/d2) da cui, note M e m, si può ricavare la distanza d: d = 10(m – M +5)/5 19 19

§ 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione Le stelle, che appaiono puntiformi a qualsiasi telescopio, hanno dimensioni diverse tra loro. I possibili valori del raggio R: 10–1 R < R < 103 R*. * R = raggio del Sole Confronto fra le dimensioni di alcune stelle. 20 20

§ 9.4 Il diagramma H-R Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni. La sequenza principale Attraversa il diagramma in diagonale e contiene la maggior parte delle stelle che osserviamo in cielo: le stelle nella fase stabile della loro vita, durante la quale convertono in elio l’idrogeno del nucleo. Il Sole è vicino al centro della sequenza principale 21 21

§ 9.4 Il diagramma H-R Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni. Le supergiganti Sono stelle fuori dalla sequenza principale e si trovano in tutte le classi spettrali. Hanno massa superiore alle 10 m, e luminosità fino a 105 volte quella del Sole. 22 22

§ 9.4 Il diagramma H-R Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni. Le giganti Sono le stelle fra la regione selle supergiganti e la sequenza principale. Hanno dimensioni 50 volte superiori a quelle del Sole e luminosità fino a migliaia di volte quella del Sole. 23 23

§ 9.4 Il diagramma H-R Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni. Le nane bianche Sono stelle nella fase finale dell’evoluzione. Hanno massa inferiore a 1,44 m, dimensioni molto ridotte e densità elevate. La luminosità va da 10–4 a 10–6 volte quella del Sole. 24 24

§ 9.5 Evoluzione stellare Nascita di una stella Le stelle nascono a gruppi di centinaia o migliaia in seguito al collasso gravitazionale che avviene in una nebulosa oscura, nube di gas e polveri alla temperatura di qualche kelvin. La Testa di Cavallo è una nebulosa oscura, formata da gas e polveri che assorbono la luce proveniente dalla retrostante nebulosa a emissione, composta invece da gas che viene ionizzato dalle giovani stelle che vi si trovano. 25 25

§ 9.5 Evoluzione stellare Nascita di una stella Il collasso gravitazionale porta alla formazione di centri di aggregazione: i globuli di Bok. Hanno dimensioni di circa 100.000 UA, paragonabili alle dimensione della nube di Oort. Nebulosa Rosetta sede di formazione stellare. In 100.000 anni i globuli diminuiscono di 1000 volte le loro dimensioni e al loro interno la temperatura sale a circa 10.000 K: inizia la fase di protostella. 26 26

§ 9.5 Evoluzione stellare Nascita di una stella Una protostella è una stella nelle fasi iniziali della sua evoluzione, in cui non si sono ancora innescate le reazioni di fusione dell’idrogeno nel nucleo. Nella fase di protostella la temperatura continua a salire per il collasso del materiale che si è disposto su un disco. Se la massa è inferiore a 0,08 m, non si innesca la fusione dell’idrogeno e si ha una nana bruna. Getti di gas lungo l’asse di rotazione 27 27

La fase stabile di una stella § 9.5 Evoluzione stellare La fase stabile di una stella Nella fase stabile dell’evoluzione la stella si trova nella sequenza principale e nel suo nucleo avviene la fusione dell’idrogeno in elio. Il tempo di permanenza nella sequenza principale dipende dalla massa della stella. Nelle stelle con massa maggiore, la temperatura del nucleo supera i 18 milioni di kelvin e i processi di fusione, come il ciclo C-N-O, accelerano il consumo dell’idrogeno del nucleo. 28 28

Ultime fasi dell’evoluzione § 9.5 Evoluzione stellare Ultime fasi dell’evoluzione Terminato il bruciamento dell’idrogeno nel nucleo, la stella esce dalla fase stabile della sua vita e ha un’evoluzione fortemente dipendente dalla massa. • m < 0,5 m la stella collassa sul nucleo di elio e la temperatura sale, ma non in misura sufficiente per innescare la fusione dell’elio. Inizia la fase di nana bianca che durerà per un intervallo di tempo superiore all’attuale età dell’universo. Sirio B, una nana bianca in orbita attorno a Sirio A. Sirio A, la stella più luminosa del nostro emisfero. 29 29

§ 9.5 Evoluzione stellare • 0,5 m < m < 8 m I successivi collassi portano la temperatura nel nucleo a 100 milioni di gradi: l’elio fonde in carbonio e ossigeno. 1H 4He 12C 16O La fusione dell’idrogeno fa espandere la stella. Si abbassa la temperatura superficiale: gigante rossa. In seguito al collasso inizia il bruciamento dell’idrogeno che avvolge il nucleo inerte di elio. 30 30

§ 9.5 Evoluzione stellare • 0,5 m < m < 8 m Dopo innumerevoli espansioni e contrazioni, la stella torna a collassare. Inizia il bruciamento dell’elio nel guscio che avvolge il nucleo. La stella espelle la parte esterna. Il nucleo collassato non supera le 1,44 masse solari: nasce una nana bianca. Il gas espulso dà vita a una nebulosa planetaria. 31 31

§ 9.5 Evoluzione stellare • 8 m < m < 20 m La contrazione del nucleo si ripete più volte fino a sintetizzare il ferro. La temperatura del nucleo raggiunge i miliardi di kelvin. La fusione dell’idrogeno fa espandere la stella. Si abbassa la temperatura superficiale: gigante rossa. In seguito al collasso inizia il bruciamento dell’idrogeno che avvolge il nucleo inerte di elio. 32 32

§ 9.5 Evoluzione stellare • 8 m < m < 20 m L’innesco di processi che assorbono energia fanno crollare definitivamente il nucleo che si trasforma in una stella di neutroni e la stella esplode in una supernova di tipo II. La Crab Nebula è un residuo di supernova: la nebulosa prodotta dall’esplosione di supernova avvenuta nel 1054. Al centro c’è una stella di neutroni. 33 33

§ 9.6 Ciò che resta di una stella Nana bianca È un nucleo, solitamente di carbonio, con massa inferiore a 1,44 m in un volume come quello della Terra. Il collasso è impedito dalla pressione degenere esercitata dagli elettroni. La temperatura in superficie è tra i 10.000 e i 20.000 K. La densità di una nana bianca è così alta che 1 cm3 ha una massa di circa 1 tonnellata. Le dimensioni di una nana bianca confrontate con la Terra. 34 34

§ 9.6 Ciò che resta di una stella Stella di neutroni La pressione degenere non riesce a contrastare il collasso della stella, se la massa del nucleo è compresa fra 1,44 m e 2,5 m. In tal caso gli elettroni si fondono ai protoni, generando una stella di neutroni, con una densità che arriva anche a 100 milioni di tonnellate per cm3. 35 35

§ 9.6 Ciò che resta di una stella Buchi neri (BH) Se il nucleo della stella morente ha massa superiore al limite di Oppenheimer-Volkoff (2,5 m), il collasso è inarrestabile e si ritiene che la materia scompaia in una singolarità: un punto di dimensioni nulle e densità infinita: un buco nero. Il buco nero è limitato dall’orizzonte degli eventi, dove la velocità di fuga è pari a quella della luce: anche la luce rimane intrappolata al suo interno. Cygnus X-1: un candidato buco nero. 36 36

§ 9.7 Stelle variabili Variabili pulsanti Sono giganti o supergiganti che variano la propria magnitudine a causa delle periodiche contrazioni ed espansioni della superficie. La famiglia più importante di variabili è quella delle cefeidi (da δ Cephey). La relazione fra il periodo T e la magnitudine assoluta media (M) di una cefeide fu uno strumento fondamentale per il calcolo delle distanze. M = a – b·log(T)* * con a e b costanti. Henrietta Leavitt 37 37

§ 9.7 Stelle variabili Variabili a eclisse È un sistema binario la cui luminosità è minima quando la stella meno luminosa transita davanti a quella più luminosa. Quando è la stella meno luminosa ad essere occultata, si ha solo un leggero calo di luminosità complessiva. 38 38

Variabili cataclismiche § 9.7 Stelle variabili Variabili cataclismiche Novae Il materiale strappato dalla nana bianca precipita e libera energia innescando il processo di fusione, con aumento della luminosità ed espulsione di materiale. Supernovae di tipo Ia Se la nana bianca supera il limite di Chandrasekhar (1,44 m), l’energia liberata in seguito al collasso distrugge completamente la stella. Supernova nella galassia NGC 4526 39 39

Tecnica o oggetti usati delle distanze misurate § 9.7 Stelle variabili Stelle variabili e misura delle distanze Le supernovae hanno una magnitudine assoluta massima: • tipo Ia: Mmax = –19m; • tipo II: Mmax = –16m. Il confronto con la magnitudine apparente, come per le cefeidi, consente di determinare la distanza della sorgente luminosa. Tecnica o oggetti usati Ordine di grandezza delle distanze misurate Note Parallasse (trigonometrica) Fino a 102 a.L. Si basa sulla trigonometria e ha l’UA come unità di misura. Variabili cefeidi Da 102 a 107 a.L. Si basa sulla legge che pone in relazione periodo e luminosità delle variabili. Novae e supernovae Da 106 a 109 a.L. Confrontando la magnitudine assoluta massima con quella apparente, grazie anche alla luminosità dei fenomeni, permette di determinare distanze ben oltre la Galassia. 40 40

Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente. § 9.8 Gli ammassi stellari Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente. Ammassi aperti Contengono decine o centinaia di stelle in volumi del diametro delle decine di a.l. Il doppio ammasso aperto nella costellazione di Perseo Ammassi globulari Arrivano a contenere milioni di stelle in volumi del diametro di poche centinaia di a.l. L’ammasso globulare M13 in Ercole 41 41

Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente. § 9.8 Gli ammassi stellari Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente. Ammassi aperti Ammassi globulari Formati principalmente da giovani stelle della sequenza principale, si trovano nei bracci di spirale. Contengono soprattutto stelle piuttosto vecchie e si trovano nell’alone galattico. 42 42

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