Evoluzione delle stelle Un dato importante ai fini dell’evoluzione stellare è costituito dalla composizione chimica delle stelle.. Come abbiamo visto,

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1 Evoluzione delle stelle Un dato importante ai fini dell’evoluzione stellare è costituito dalla composizione chimica delle stelle.. Come abbiamo visto, essa è legata alla loro età e alla loro temperatura

2 Il diagramma H.R Uno strumento di indagine fondamentale a tale proposito è costituito dal diagramma di Hertzsprung-Russell chiamato così dal nome dei due astronomi che indipendentemente l’uno dall’altro lo costruirono nel 1911 e nel 1913

3 Un diagramma HR è un diagramma cartesiano nel quale si riportano in ascisse le temperature superficiali delle stelle e in ordinate le rispettive luminosità Il diagramma H-R viene utilizzato per comprendere l'evoluzione e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari: ammassi aperti, ammassi globulari e galassie. Grazie al diagramma H-R è possibile: confrontare le predizioni teoriche dei modelli di evoluzione stellare con le osservazioni per verificare l'accuratezza delle prime; determinare l'età, la composizione chimica e la distanza di una popolazione stellare; derivare la storia della formazione stellare di una agglomerato di stelle etc.evoluzione stellarepopolazione stellarestoria della formazione stellare

4 Come funziona il diagramma HR Nel diagramma i punti rappresentativi delle stelle non si dispongono a caso bensì in modo caratteristico. La maggior parte delle stesse si dispone in una fascia che attraversa in diagonale il diagramma. A questa fascia si dà il nome di sequenza principale.

5 Diagramma HR e i principali gruppi di stelle

6 Un gruppo abbastanza numeroso di stelle si colloca nella parte superiore destra del diagramma, ad alta luminosità e bassa temperatura: si tratta delle stelle giganti e supergiganti rosse. Una piccola quantità di stelle si colloca in basso a sinistra e si tratta delle nane bianche, mentre un gruppo poco numeroso che si trova in alto a sinistra è costituito dalle stelle azzurre.

7 La posizione di una stella nel sistema HR, in sostanza, dipende solo dalla sua massa, dalla composizione chimica e dall’età. Con l’avanzare dell’età la stella percorre un certo cammino nel diagramma: le teorie dell’evoluzione stellare cercano appunto di descrivere questo cammino

8 Abbiamo detto che le stelle si originano da enormi nubi di gas e polveri in quelli che vengono chiamati “globuli di Bok”. Queste “nebulose” sono formate da H e polveri e si trovano nella costellazione dell’Aquila. Sono visibili i globuli di Bok

9 Fase di protostella Nei globuli di Bok, sotto l’azione della forza di gravità, i nuclei di H si uniscono, aumenta la densità e la temperatura di questi settori delle nebulose e la stella si accende. Siamo nella fase di protostella in cui la temperatura aumenta fino ad innescare le reazioni di fusione nucleare dell’idrogeno in elio.

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11 FASE DI STABILITA’ L’innesco delle reazioni nucleari libera un’enorme quantità di energia (secondo la ben nota equazione di Einstein) in quanto parte della massa iniziale dell’idrogeno si perde durante la trasformazione in elio e viene trasformata in energia. La stella si accende e rimane in questo stato per la maggior parte della sua vita E = mc 2

12 Il Sole si trova attualmente in questa fase, che durerà tanto più a lungo quanto più piccola è la massa iniziale della stella. Tale massa deve essere superiore a 0,1 masse solari altrimenti non si raggiungono le temperature necessarie per la fusione dell’idrogeno. E’il caso dei pianeti e soprattutto di Giove

13 Fase di nana bianca esaurito l’idrogeno, la stella, ormai fatta di elio, subisce un raffreddamento e una conseguente contrazione. Se la sua massa è minore di 0,5 masse solari, la successiva reazione di fusione dell’elio non è possibile e quindi la stella inizia progressivamente a raffreddarsi. Le nane bianche sono stelle delle dimensioni di un pianeta come la Terra e densità elevatissime tanto che 1 cm 3 di gas può avere massa di diverse t Sirio B Sirio A

14 Giganti e supergiganti rosse Se invece la massa della stella è maggiore di 0,5 masse solari la contrazione permette il raggiungimento di temperature elevatissime nel nucleo sufficienti per innescare la fusione dell’elio in carbonio. La stella aumenta il suo raggio diventando una gigante rossa o una supergigante rossa (il raggio aumenta perché in questo caso prevale la forza di espansione dovuta all’aumento della temperatura)

15 Betelgeuse Bellatrix Nebulosa di Orione Betelgeuse, magnitudine 0,5:, è un'enorme supergigante rossa, più grande dell'orbita di Venere. Se fosse messa al posto del Sole, i suoi strati più esterni sfiorerebbero la Terra magnitudine supergigante rossa Venere Sole Terra Rigel Rigel) è la stella più luminosa della costellazione (magnitudine 0,2)., è una supergigante blu estremamente calda e luminosasupergigante blu

16 Fase di nebulosa planetaria Esaurito l’elio nel nucleo, ormai divenuto tutto carbonio, se la stella ha una massa di 1,44 masse solari la contrazione del gas non produce più calore e si trasforma in una nebulosa planetaria espellendo gli strati più esterni e trasformandosi in nana bianca dapprima e poi, a raffreddamento completo, in una nana nera. La nebulosa Manubrio è il tipo di nebulosa che il nostro Sole produrrà quando terminerà la fusione nucleare dell'idrogeno in elio nel suo nucleo.Sole La nebulosa Anello mostra le Diverse T dei gas espulsi dalla Stella morente.

17 Fase di supernova Se la stella invece ha una massa superiore a 1,44 masse solari, attraverserà rapidamente fasi di contrazione e di fusione nucleari successive formando in serie elementi sempre più pesanti con una successione di catture di nuclei di elio. Si formano cosi ossigeno, neon, magnesio, silicio ed elementi sempre più pesanti fino al ferro

18 Le trasformazioni chimiche avvengono piuttosto rapidamente fino alla fase del ferro, nella quale non si ha più produzione di energia.. La stella diventa instabile e esplode violentemente, forse a causa della liberazione di una quantità di energia enorme dovuta al collasso del nucleo. Diviene così una supernova che aumenta la propria luminosità nel cielo fino a un miliardo di volte rendendosi visibile anche in pieno giorno

19 La Nebulosa Granchio, originata dall’esplosione di una supernova nel 1054 d.c. Nel centro esatto della nebulosa si trova una pulsar: una stella di neutroni che ruota alla velocità di 30 giri al secondopulsar La pulsar del Granchio. L'immagine combina dati ottici dall'Hubble (in rosso) e immagini a raggi X da Chandra (inHubbleChandra

20 Oltre le supernove Gran parte della materia stellare viene proiettata nello spazio originando una nebulosa residuale, ma il nucleo della stella, che ha raggiunto eccezionali valori di densità, si trasforma in una stella di neutroni (se ha una massa inferiore a 3-4 masse solari) oppure in un buco nero se il nucleo ha una massa maggiore di 4 masse solari

21 Stelle di neutroni Una stella di neutroni ha un raggio pari a poche decine di km, ruota rapidamente su se stessa ed emette radiazioni ottiche (raggi X) o radio con la caratteristica di una rapida pulsazione, Si è formata così una pulsar Il modello di pulsar generalmente accettato, e raramente messo in discussione, spiega le osservazioni con un fascio di radiazioni che punta nella nostra direzione una volta per ogni rotazione della stella di neutroni. L'origine del fascio rotante è legato al disallineamento tra l'asse di rotazione e l'asse del campo magnetico della pulsar, analogamente a quanto si osserva sulla Terra. Il fascio è emesso dai poli magnetici della pulsar, che possono essere separati dai poli di rotazione di un angolo anche ampio. Questo angolo rende il comportamento dei fasci simile a quello di un faro. La sorgente di energia dei fasci è l'energia rotazionale della stella di neutroni, la quale rallenta lentamente la propria rotazione per alimentare i fasci.campo magneticoTerraenergia rotazionale

22 Buchi neri Sicuramente tra gli oggetti più misteriori e affascinanti dell’Universo. Se la massa del nucleo supera di 4 volte la massa del Sole, il collasso diventa inarrestabile e il nucleo si contrae sempre di più. La forza di gravità aumenta fino a non lasciar sfuggire neanche la luce e la stella si trasforma in un buco nero, un oggetto capace di attrarre ed inglobare qualsiasi oggetto e qualsiasi radiazione transiti vicino ad esso. Secondo la teoria della relatività costituiscono una specie di “foro” nella struttura dello spazio-tempo che, a causa della loro massa, sono in grado di deformare.

23 Come si individuano i buchi neri I buchi neri sono gli unici oggetti celesti che non possono essere studiati direttamente in alcun modo, dato che non emettono radiazione di nessun tipo. Solo le nostre conoscenze di fisica e matematica ci permettono di immaginare come sono fatti. La loro esistenza, infatti, è prevista dalla teoria della Relatività generale di Einstein.

24 Come si individuano i buchi neri Un buco nero in un sistema binario risucchia gas dalla sua compagna A causa della rotazione del sistema la materia strappata alla stella non cade direttamente nel buco nero ma raggiunge un disco di materia in rapida rotazione intorno ad esso con emissione di raggi X

25 Nel sistema doppio precedente, quando la materia cade verso il buco nero, emette raggi X: è proprio attraverso questa radiazione che un buco nero può essere rivelato. Al centro della fotografia puoi vedere la sorgente di raggi X detta Cygnus X-1, che si trova nella costellazione del Cigno. Si tratta di una coppia di stelle: una gigante e un buco nero. Probabile buco nero

26 Un altro fenomeno che permette di scorgere indirettamente un buco nero è l'effetto di "lente gravitazionale" che esso esercita. In condizioni normali, la radiazione percorre una traiettoria rettilinea; quella che passa abbastanza vicino ad un buco nero, invece, viene incurvata a causa del suo intenso campo gravitazionale. L'effetto ottico di questa curvatura è quello che vedi nel disegno. Se un buco nero si trova tra noi e un oggetto produce due o più immagini dello stesso oggetto

27 A volte le immagini prodotte da una lente gravitazionale sono piu' di due. In questa fotografia puoi vedere l'immagine multipla di un oggetto lontanissimo dello spazio, detto "quasar". Una lente gravitazionale particolarmente massiccia si trova tra noi e il quasar, producendo quella che viene detta "croce di Einstein".

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