stelle ed evoluzione stellare

Che cosa troviamo nello spazio? Mezzo interstellare Nebulose Galassie    

Il Mezzo interstellare 99% gas: idrogeno (73% in m), elio (25% in m) e altri elementi (ammoniaca, formaldeide,ossido di carbonio, sostanze organiche!) bassa densità e pressione l’idrogeno   atomico (più frequente) Regioni H I emette una riga di 21 cm (onde radio)   ionizzato Regioni H II riga H nel rosso    molecolare (difficile da osservare)

Il Mezzo interstellare: polveri  La polvere è formata da particelle solide di minuscole dimensioni (0,1 - 1 ) (ghiacci). effetto di assorbimento e di diffusione (scattering) della luce. diminuzione della luminosità delle stelle.

nebulose 50% del mezzo interstellare si concentra in nubi gravitazionalmente legate luoghi ideali per la formazione di nuove stelle incubatrici stellari (nursery). possono interagire in modo diverso con la radiazione proveniente dalle stelle Oscure In emissione In riflessione

Nebulose oscure si manifestano come macchie scure sul fondo stellato. Presentano dimensioni di pochi parsec (5-10 pc) Testa di cavallo

Nebulose in emissione (Neb. Di Orione) contengono stelle giovani e massicce forte energia che ionizza H Emissione di luce rossastra idrogeno ionizzato (regioni H II) (Neb. Di Orione)

nebulose in riflessione contengono stelle in formazione più fredde il gas e le polveri diffondono e riflettono la radiazione emessa No idrogeno ionizzato Testa di strega, Rigel

altre nebulose residui al termine della vita di una stella

Galassie: contengono prevalentemente stelle corpi celesti caratterizzati da un bilancio energetico negativo. l’energia che ricevono è inferiore rispetto a quella che irradiano reazioni in grado di generare enormi quantità di energia.

come nasce una stella globuli di Bok (nebulosa Rosette) Le stelle nascono dalla contrazione gravitazionale di Nebulose Innesco della contrazione (?) onde d'urto prodotte dalle supernovae collisione tra due o più nebulose   l'energia potenziale si trasforma in energia cinetica con aumento progressivo di temperatura globuli di Bok (nebulosa Rosette)  

protostella piu’ fredda della stella definitiva maggiore superficie radiante: più luminosa. E = sT4, legge di Stefan-Boltzmann L= E 4p r2 E=energia, L=luminosità T=temperatura

Accensione e massa delle stelle non sempre si forma una stella. Se la M è minore di 0.08 masse solari (MS) non si innescano le reazioni termonucleari nana bruna al di sopra di 120 MS gravità ha il sopravvento il sistema è destinato a collassare…(stelle di 200 MS!!) relazione diretta fra luminosità e massa solo per le stelle di sequenza principale

accensione le stelle si accendono quando i nuclei di H possiedono una temperatura) sufficientemente elevata (10-15 milioni K) Stato di plasma Si vince la repulsione fra protoni: fusione nucleare ciclo protone –protone (0.08-1.5 masse solari)

ciclo protone –protone 1H + 1H ==> 2H + e+ (positroni) + v (neutrini) 2H + 1H ==> 3He + fotoni gamma 3He + 3He ==> 4He + 2 1H

Particelle elementari Quark e Leptoni. La prima famiglia: costituisce la materia dagli atomi alle galassie. La II e la III: particelle instabili (acceleratori di particelle) e decadono rapidamente nelle particelle della prima famiglia. Ciascuna presenta la sua antiparticella (carica elettrica opposta). i Quark non esistono liberi in natura si uniscono a formare gli adroni particelle composte da 3 Quark (barioni: protoni e neutroni) da 1 Quark e 1 Antiquark sono dette mesoni o bosoni. I famiglia II famiglia III famiglia  massa in MeV/c2 nome sigla carica massa nome sigla carica massa nome sigla carica massa   up u +2/3 310 charm c +2/3 1500 top t +2/3 22500 QUARK down d -1/3 310 strange s -1/3 505 bottom b -1/3 5000 elettrone e -1 0,511 muone  -1 106,6 tauone  -1 1784 LEPTONI neutrino e 0 2,2 neutrino  0 0.17 neutrino  0 15.5 (elettronico) (muonico) (tauonico)

Perché una stella emette energia? Si formano nuclei di elementi più pesanti somma delle masse dei nuclei reagenti superiore alla massa dei prodotti (0,7%) difetto di massa si trasforma energia secondo E = mc2. equilibrio termodinamico energia prodotta dalla fusione energia dissipata dalla superficie stellare equilibrio meccanico fra forza di gravità pressione di radiazione (radiazioni elettromagnetiche prodotte dalla fusione)

Accensione di una stella più grande ciclo di Bethe CNO 15 milioni di K oltre 1.5 masse solari Presenza di nuclei di CNO C 12 e N 14 si mantengono in proporzioni inalterate catalizzatori nella sintesi dell'elio.

Vita di una stella: fase stabilità 1 La posizione nel diagramma HR è mantenuta durante tutta la fase di stabilità dipende dalla massa in contrazione stelle più massicce giganti bianco-azzurre stelle meno massicce nane rosse maggiore la massa più breve è la fase di stabilità (velocità di fusione) 3 milioni anni 300 miliardi di anni

Fase di stabilità 2 consumano l'idrogeno contenuto in esse fino al suo esaurimento (ciclo protone protone o Bethe) resta il prodotto della combustione: l'elio. la stella esce dalla sequenza principale conclude la sua vita con 3 modalità diverse a seconda della massa (limiti di massa soggetti a continue correzioni)

Stelle di piccola massa (0,08 M. S. < M < 0,8 M.S.) 90% delle sequenza principale Non esiste il nucleo terminato H He si mescola con gli strati esterni più freddi. collasso stellare (per diminuzione della pressione di radiazione e prevalenza della gravità). la stella assume le dimensioni di un pianeta a T molto elevate (40.000-50.000°K) nane bianche. si raffreddano in tempi lunghissimi, trasformandosi in nane nere

Stelle di media massa ( 0,8 MS < M < 8 M S) 10% delle stelle di sequenza principale. Terminato H solo He nel nucleo  collasso gli strati superficiali riscaldati, tornano ad espandersi pulsazione D. Il nucleo viene compresso si riscalda a 100 milioni di gradi Uno strato esterno di H inizia la fusione e nel nucleo si innesca la fusione di He stella enorme, bassa T superficiale (3.000-4.000°K) gigante rossa E. abbassamento della T e collasso. Incremento T: C può assorbire un altro nucleo di He e trasformarsi in O

Stelle di media massa ( 0,8 MS < M < 8 M S) …continua He in esaurimento (100 milioni di anni) densità troppo elevata per fusioni oltre il C la stella collassa velocemente e definitivamente emissione di materiale si forma una nana bianca e una nebulosa planetaria limite superiore di massa per le nane bianche, limite di Chandrasekhar, pari a 1,44 M (ricorretto a 1,2 M) si spegnerà lentamente fino a diventare una nana nera.

Nebulosa planetaria Una stella nana bianca al centro guscio di gas e polveri (espulse dalla stella) a circa 1 anno luce dal centro..                                             La piccola stella che si trova al centro è una nana bianca.

Stelle di grande massa (8MS < M < 120 MS?). meno dell’1% delle stelle di sequenza principale (classi O e B) collasso, innesco fusione He un guscio esterno di H raggiunge la T di fusione Espansione enorme (supergigante)1000 volte sup. sole. collassi e fusioni progressive gusci di elementi sempre più pesanti (C, Ne, Mg, O, Si, S, Fe) struttura annidata a cipolla, densa e compatta (T e d crescenti verso il centro)

Stelle di grande massa ......continua produzione di energia sempre minore (minore difetto di massa) stadio del ferro: la fusione del ferro è endoergonica collasso gravitazionale accelerato implosione della stella. L’aumento di pressione fa esplodere le porzioni esterne della stella supernova (di tipo II). M = -18. produzione di elementi di peso atomico superiore per cattura rapida di neutroni (es Au) elementi chimici più pesanti nuove nebulose dalla contrazione delle quali nascono successive generazioni stellari prima supernova di cui si ha testimonianza umana: 1054 d.C. costellazione del Toro visibile in pieno giorno per alcune settimane.(Cina Giappone) In tempi più recenti Tycho Brahe nel 1572 e Keplero del 1604. da quattro secoli nessuna supernova nella nostra galassia 1987 nella nube di Magellano

Nebulosa da supernova nebulosa del Granchio (Crab Nebula), prodotta dalla supernova osservata nel 1054 ed ancor oggi perfettamente visibile

http://www.moebiusonline.eu/guardiamo/VideoAstro-supernove.shtml

supernova SN 1987A, osservata «in diretta» nel febbraio 1987 supernova SN 1987A, osservata «in diretta» nel febbraio 1987. (Hubble Spatial Telescope Institute)

Riassunto dell’evoluzione stellare

Dopo una supernova: nane bianche e stelle a neutroni massa del residuo dopo l’esplosione di una supernova < 1.4 masse solari nana bianca massa compresa tra 1,4 e 3(?) stella a neutroni = pulsar

stella a neutroni densità enorme diametro di una decina di chilometri. in superficie plasma scendendo nuclei con quantità sempre più elevate di neutroni decadrebbero in condizioni normali tenuti stabili dall'enorme pressione più in profondità neutroni liberi densità enorme diametro di una decina di chilometri. velocità di rotazione estremamente elevata = pulsar Pulsar nella Nebulosa del Granchio Fotografia astronomica da Chandra X-ray Observatory

pulsar 1967 pulsar (modello a faro). sorgente di impulsi radio ad intervalli regolari di 1,3 secondi stella a neutroni in rapidissima rotazione LGM «piccoli uomini verdi». (modello a faro). invia un segnale radio ad ogni rotazione campo magnetico intenso associato alla stella il fascio di onde radio è causato dall'azione combinata del campo magnetico e della rotazione asse magnetico non coincidente con l'asse di rotazione animazione

Dopo una supernova: buchi neri massa residua maggiore di 3 masse solari (limite di Oppenheimer-Volkov?) collasso gravitazionale maggiore, la materia si concentra in un punto a densità infinita (?) buco nero. la gravità non permette alla luce di evadere fino ad una distanza critica (orizzonte degli eventi) per uscire dall'orbita della terra velocità di fuga = 11 Km/s buco nero 300.000 Km/s osservare un buco nero sistema binario emissione raggi X. Cignus X-1 la materia si riscalda a T molto elevate

tipi di stelle singole o multiple (le seconde più frequenti) stelle doppie, le più frequenti (Sole stella doppia con Giove stella mancata?) Mizar (centro del timone dell’Orsa Maj) stella doppia, entrambe visibili Stella polare: tripla

tipi di stelle: stelle variabili variazione di intensità luminosa variabili intrinseche o pulsanti variano la loro luminosità a causa di cambiamenti della loro temperatura e del loro volume (espansioni e contrazioni) Le variabili non intrinseche es binarie o a eclisse stelle doppie che non è possibile vedere come stelle singole molto lontane dalla terra Vicine fra di loro (doppie strette), le due stelle si eclissano alternativamente(massimo e minimo di luminosità) se le due stelle non hanno la stessa luminosità i minimi hanno profondità differenti

Evoluzione stelle doppie: novae Sistema binario con stelle vicine di cui una nana bianca flusso di materia intorno alla nana bianca si forma un anello di accrescimento caduta di materiale sulla nana aumento T ed esplosione violenta la luminosità aumenta di 150.000 volte nova (nuova stella, Ipparco 143 a.C.) il sistema binario può distruggersi

Evoluzione stelle doppie: novae e supernovae Ia Se il sistema binario non viene distrutto tutto si ripete fino ad una nuova esplosione ogni 10 - 20 anni (novae ricorrenti). se il fenomeno porta a un forte aumento di luminosità (M = - 20) si classificano come supernovae di tipo Ia (distruzione del sistema binario)

cefeidi Cefeidi variabili pulsanti (Delta Cèphei) sono giganti Vari gruppi di cefeidi cefeidi I (classiche) appartenenti alla Nube di Magellano periodi da 1 a 50 giorni 1912 Miss Henrietta Leavitt (legge di) magnitudine assoluta inversamente proporzionale al loro periodo di variazione.

metodo delle cefeidi per il calcolo delle distanze Grafico periodo/magnitudine assoluta Valido anche per cefeidi lontane individuata una cefeide si misura il periodo attraverso il diagramma della Leavitt: Si ottiene M si può ricavare d misurando m d =10 (m-M+5)/5

tipi di stelle 2 ammassi: gruppi di stelle della stessa età, vicine fra di loro e con interazioni gravitazionali ammassi aperti sono aggregati di 100-1000 stelle all'interno delle spire del disco galattico gli ammassi globulari enormi aggregati (100.000 - un milione di stelle). Formano una sorta di alone attorno alla galassia L'ammasso delle Pleiadi, o M45, è uno dei più luminosi ammassi aperti

popolazioni stellari stelle di popolazione II antiche, oltre 10 miliardi di anni , solo idrogeno ed elio ammassi globulari stelle di popolazione I (come il sole) , più recenti, contengono quantità più o meno apprezzabili di tutti gli altri elementi chimici ammassi aperti