R. Poggiani Dipartimento di Fisica, Università di Pisa Il Sole e le stelle R. Poggiani Dipartimento di Fisica, Università di Pisa Viterbo, 14/4/2009

L’astrofisica come scienza osservativa L’astrofisica è una scienza osservativa: Gli oggetti misurati sono inaccessibili e deboli Le condizioni di osservazione non sono controllabili Gli eventi interessanti non sono programmati Occorre combinare molti tipi di osservazione a diverse lunghezze d’onda

Radiazione elettromagnetica

Le osservabili stellari: temperatura e luminosità Luminosità: energia totale emessa per unità di tempo In realtà la quantità misurata è un flusso, cioè l’energia per unità di tempo e di superficie. Quindi occorre conoscere la distanza

Temperatura e colore delle stelle

Temperatura e colore delle stelle Le stelle sono sistemi termodinamici all’equilibrio tra materia e radiazione: il colore di una stella è collegato alla sua temperatura La distribuzione in energia dei fotoni è la distribuzione di corpo nero, quella di un oggetto teorico che assorbe il 100% della energia incidente su di esso, senza riflessione, quindi appare nero. Assorbendo energia si riscalda e riemette radiazione Esempio di corpo nero (approssimativamente): filamento delle lampade ad incandescenza

Radiazione di corpo nero Per temperature di migliaia di gradi, il picco dello spettro di corpo nero cade entro la regione della luce visibile, ma la distribuzione di energia copre anche le regioni infrarossa e ultravioletta Oggetti più caldi emettono più energia ad ogni lunghezza d’onda Oggetti più caldi hanno un picco a lunghezza d’onda minori

Equilibrio idrostatico Le misure di luminosità e di temperatura sono costanti su tempi di centinaia di anni e oltre, cioè le stelle sono in equilibrio Equilibrio idrostatico: le stelle sono sistemi gassosi all’equilibrio tra la pressione del gas e la forza gravitazionale

Equilibrio termico Considerando una stella come un insieme di gusci, la quantità di energia che esce da ogni guscio verso l’esterno è uguale a quella che vi entra, proveniente dalle regioni più interne, più quella eventualmente prodotta all’interno del guscio stesso Le stelle perdono energia per emissione di fotoni dagli strati superficiali All’equilibrio termico l’atmosfera riceve continuamente energia dagli strati sottostanti

Nascita delle stelle Le stelle nascono dalla accumulazione di gas e polveri La contrazione causa un aumento di temperatura e pressione

Ma le stelle calde irraggiano e quindi si raffreddano.... La stella si contrae e si scalda finchè la pressione del gas caldo non eguaglia la forza di gravità Più la stella è massiccia, più dovrà riscaldarsi per restare in equilibrio idrostatico: le stelle massicce sono più calde e luminose Ma le stelle calde irraggiano e quindi si raffreddano.... La stella resta in equilibrio per un tempo dell’ordine di quello occorrente ai fotoni prodotti al centro per uscire dalla stella Random walk t ≈ 107 anni

Il tempo scala termodinamico del Sole è il tempo di Kelvin-Helmoltz, cioè il tempo impiegato per irraggiare l’energia acquistata contraendosi (energia potenziale gravitazionale), circa 107 anni Questo tempo è molto minore della età del Sole, circa 4.5 miliardi di anni Le reazioni di fusione nucleare hanno fornito l’energia al Sole per irraggiare per un periodo così lungo

Reazioni nucleari Fondendo due o più nuclei leggeri in un nucleo più pesante si produce energia

Reazioni nucleari La prima reazione nucleare che si innesca è la fusione di idrogeno in elio La reazione produce energia a causa della piccola differenza di massa tra i 4 atomi di idrogeno e un atomo di elio

Struttura interna del Sole Nocciolo (core): zona di produzione dell’energia. Ogni secondo 700 milioni di tonnellate di idrogeno si trasformano in elio Zona radiativa: zona di trasporto radiativo dell’energia Zona convettiva: zona di trasporto convettivo dell’energia

Macchie solari

Macchie solari

Macchie solari Zone “fredde” nella fotosfera Ombra (centrale): circa 2200 0C Penombra: circa 3500 0C

Macchie solari Il numero di macchie solari varia con un ciclo di 11 anni

Minimo Massimo

Diagramma di Hertzsprung-Russell Grafico della luminosità in funzione della temperatura

Le stelle sono in equilibrio: la pressione del gas compensa la forza di gravità, mentre l’energia per irraggiare è fornita dalle reazioni nucleari Man mano che le fusioni nucleari procedono, la quantità di combustibile diminuisce: la stella si evolve secondo i tempi scala nucleari Le stelle massicce sono piu’ calde e luminose e consumano più velocemente il combustibile nucleare, cioè hanno vite più brevi Il Sole impiegherà 10 miliardi di anni ad esaurire l’idrogeno al centro Una stella di 10 masse solari impiegherà solo 10 milioni di anni

Vita delle stelle Una volta esaurito l’idrogeno nel nocciolo, le reazioni nucleari rallentano per mancanza di combustibile Il nocciolo inizia a contrarsi e quindi la sua temperatura aumenta, come quella di della zona circostante Quindi le reazioni nucleari proseguono in un guscio più esterno. Gli strati esterni si espandono e si raffreddano: la stella diventa una gigante rossa Il raggio della stella può diventare 1000 volte più grande di quello iniziale, quindi la stella diventa molto più brillante

Vita delle stelle Il nucleo continua a contrarsi, riscaldandosi fino a 100 milioni di gradi Gli atomi di elio si urtano producendo nuclei di carbonio A questo punto la stella ha trovato una nuova sorgente di combustibile e ritorna all’equilibrio La superficie si riscalda e si contrae, la luminosità diminuisce La evoluzione successiva è diversa per stelle di piccola massa (fino a due masse solari) e stelle di grande massa (da due a cento masse solari)

Stelle di piccola massa Quando l’elio si esaurisce, la densità della zona centrale è così elevata da inibire le reazioni nucleari Il nucleo si contrae, mentre l’esterno si espande e si raffredda Gli strati esterni vengono espulsi, scoprendo il nucleo della stella: abbiamo una nebulosa planetaria Il gas espulso forma una nube, mentre al centro resta una nana bianca, oggetto compatto molto calso con le dimensioni di un pianeta La stella immette materiale nello spazio parte del materiale che la compone, ma parte dell’idrogeno iniziale è stata trasformata in elio e carbonio Questo sarà il destino del Sole: terminato l’idrogeno, diventerà una gigante rossa, poi una nebulosa planetaria e una nana bianca

Stelle di grande massa Le stelle più pesanti consumano il combustibile più velocemente delle stelle più leggere Dopo la fase di gigante rossa la stelle inizia a bruciare elio nel nucleo ed idrogeno in un guscio esterno; finito l’elio, la stella usa combustibili sempre più pesanti, ma ogni volta la temperatura richiesta è più elevata Alla fine la stella collassa. Gli strati esterni cadono sul nucleo, riscaldandosi e innescando reazioni che lanciano il materiale nello spazio: abbiamo una supernova

Spettroscopia Lo spettro della luce contiene molte informazioni sulle caratteristiche dei corpi celesti studiati: temperatura, composizione…. Spettro = distribuzione della radiazione in funzione dell’energia o lunghezza d’onda In genere gli spettri astronomici contengono una parte che varia lentamente in funzione della lunghezza d’onda o spettro continuo e varie righe spettrali in emissione o assorbimento

Storia 1666: Newton scompone la luce solare con prismi 1815: Fraunhofer osserva le righe degli spettri di Sole e stelle 1858: Kirchoff separa le righe di origine stellare da quelle di origine terrestre; identificazione sodio 1868: prima identificazione dell’elio nello spettro solare

Ogni sostanza ha uno spettro caratteristico

Righe spettrali Le righe spettrali di assorbimento ed emissione nascono dalla interazione tra gli elettroni degli atomi e la radiazione Fotoni: E = h f Un elettrone in orbita stabile attorno ad un nucleo può saltare ad un livello più alto assorbendo un fotone o scendere ad un livello più basso emettendo un fotone

Tecniche di spettroscopia Dispersione della luce per rifrazione: prismi Dispersione della luce per diffrazione: reticoli, formati da migliaia di incisioni

Tecniche di spettroscopia Gli spettri astronomici sono misurati con una CCD

Spettri stellari

Spettri stellari L’energia prodotta entro la stella viene trasportata in superficie e attraversa la fotosfera Lo spettro di una stella è la sovrapposizione dello spettro di un corpo nero e dello spettro di assorbimento della fotosfera stellare

Classificazione spettrale delle stelle Le stelle sono classificate in vari tipi spettrali definiti da lettere: O B A F G K M Ogni tipo è suddiviso in 10 sottotipi da 0 a 9 Aiuto per la memorizzazione: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me

Classificazione spettrale delle stelle Classe spettrale Temperatura (K) Righe spettrali O 28,000 - 50,000 He II B 10,000 - 28,000 He I A 7,500 - 10,000 H I F 6,000 - 7,500 H I, Ca II G 4,900 - 6,000 Ca II K 3,500 - 4,900 Ca I M 2,000 - 3,500 TiO

Spettro del Sole Riga Origine l(Å) A Ossigeno (atmosfera) 7594 B 6870 C Idrogeno 6563 D1 Sodio 5896 D2 5890 E Ferro 5269 F 4861 G Ferro, calcio 4308 H Calcio 4102

Misure di temperatura Legge di Wien: λmax(m) = 2.898 x 10-3/T(K)

Effetto Doppler Spostamento della lunghezza d’onda (frequenza) di una onda in presenza di moto relativo tra sorgente ed osservatore (λ' - λ)/ λ = v/c Esempio: passaggio di una ambulanza Allontanamento: spostamento verso il rosso Avvicinamento: spostamento verso il blu

Binarie spettroscopiche I sistemi binari e multipli sono molto comuni

Pianeti extrasolari Rivelazione attraverso la misura dello spostamento Doppler di righe spettrali

Espansione Crab

Rotazione galassie

Materia oscura

Quasar Oggetti extragalattici

Espansione dell’Universo L’osservazione di galassie lontane ha permesso di misurare uno spostamento delle righe verso il rosso che aumentava con la distanza