L’evoluzione delle stelle. Le stelle sono sfere di plasma. Al loro interno avvengono reazioni di fusione nucleare che portano alla formazione di tutti.

Presentazione sul tema: "L’evoluzione delle stelle. Le stelle sono sfere di plasma. Al loro interno avvengono reazioni di fusione nucleare che portano alla formazione di tutti."— Transcript della presentazione:

1 L’evoluzione delle stelle

2 Le stelle sono sfere di plasma. Al loro interno avvengono reazioni di fusione nucleare che portano alla formazione di tutti gli elementi chimici di cui sono fatti i pianeti e gli esseri viventi. Cosa sono le stelle? Il plasma, chiamato anche quarto stato della materia, è un gas ionizzato, costituito da un insieme di elettroni e ioni (atomi positivi) non legati tra loro.

3 Molti degli elementi della tavola periodica si sono formati grazie alle reazioni nucleari avvenute nel nucleo di antiche stelle. Una fabbrica di atomi All’inizio, prima della formazione delle prime stelle, nell’Universo primordiale c’erano solo H, He e Li. Molti altri elementi si sono formati nel nucleo delle prime stelle e ancora oggi si stanno formando. La maggior parte degli elementi pesanti, come il Fe e il Ni, si sono formati nei processi energetici che coinvolgono le stelle supermassiccie

4 Le stelle vengono classificate in base alla loro luminosità e alla loro temperatura superficiale (grandezza fisica direttamente correlata al colore della stella). La classificazione delle stelle: Diagramma HR La maggior parte delle stelle si trova lungo la sequenza principale del diagramma. Per queste stelle vale la regola per cui all’aumentare della luminosità, aumenta anche la temperatura superficiale della stella Le stelle che stanno attraversando una fase particolare della loro esistenza, trovano collocamento al di fuori della sequenza principale. Ne sono un esempio le luminosissime stelle azzurre, le giganti e le supergiganti rosse. Sotto la sequenza principale si trovano le nane bianche, stelle morenti la cui luminosità è molto bassa pur avendo un’elevata temperatura superficiale. Sole

5 Basandosi sulle loro temperature superficiali, dedotto dallo spettro emg, gli astronomi hanno classificato le stelle in “tipi spettrali”, direttamente correlati al loro colore. Tale classificazione, chiamata “classificazione di Harvard”, assegna a ciascuna stella una lettera maiuscola (O, B, A, F, G, K, M) in base alla sua temperatura superficiale. Recentemente sono state inserite anche le nane brune alle quali sono state assegnate le lettere L, T e Y. La classificazione delle stelle: Harvard Si parte dalla classe O, le cui stelle hanno una temperatura superficiale compresa tra i 25000 e i 50000K e si termina con la classe Y, le cui stelle (nane brune) hanno una temperatura inferiore ai 1500K.

6 Le stelle più piccole sono le nane bianche (come IK Pegasi B), le nane brune e le nane rosse (come Proxima Centauri), molto più piccole del nostro Sole, che è una stella di dimensioni modeste. Ci sono poi stelle molto più grandi del Sole, come le giganti e le supergiganti rosse (come UY Suti, che è 1700 volte più grande del Sole). Le dimensioni delle stelle però (come vedremo) possono variare nel corso della loro vita. Le dimensioni delle stelle

7 L’energia generata dalle stelle deriva dai processi di fusione nucleare che avvengono al loro interno e si propaga attraverso i vari strati dell’astro. Il processo di fusione più comune nelle stelle genera un nucleo di elio 4 He 2+ a partire da 4 nuclei di idrogeno 1 H +. Dal processo si libera energia sotto forma di raggi gamma (fotoni). L’energia delle stelle Gran parte dell’energia generata nel nucleo delle stelle viaggia al suo interno per migliaia di anni prima di arrivare in superficie.

8 Gli strati di una stella Nucleo Nucleo. E’ dove avvengono le principali reazioni di fusione nucleare, grazie all’elevata temperatura e pressione raggiunte. Zona radiativa. I fotoni provenienti dal nucleo che attraversano questa zona ad alta densità della stella, sono assorbiti e riemessi continuamente dal plasma. Zona convettiva. A causa dei fenomeni convettivi, il plasma caldo sale e trasferisce la sua energia agli strati di materia superiore; raffreddandosi, il plasma ridiscende nuovamente. Fotosfera. E’ la superficie visibile delle stelle. La radiazione che giunge a noi proviene da questa regione, che presenta temperature di migliaia di kelvin. Cromosfera. E’ lo strato più interno dell’atmosfera della stella. Corona. E’ la regione più esterna dell’atmosfera della stella

9 Il processo che dà origine ad una stella inizia tra le fredde nubi di gas (nebulose) che abbondano nei bracci delle galassie a spirale. Leggermente compresse dalle onde di pressione (che possono provenire dal passaggio ravvicinato di una stella o dall’esplosione di una supernova), le nebulose iniziano lentamente a collassare formando nuclei di materia sempre più densa. Come nasce una stella?

10 Questi nuclei di materia attirano per gravità altra materia, e man mano che aumenta la massa aumenta anche la temperatura interna. Il collasso continua per diverse decine di migliaia di anni e porta alla formazione di una protostella. Se la temperatura del nucleo della protostella raggiunge il valore 10 6 K, ha inizio la reazione di fusione nucleare dell’idrogeno in elio. L’energia liberata dalle reazioni nucleari contrasta la forza di gravità che altrimenti farebbe collassare la stella.

11 L’energia che si origina nel nucleo produce una pressione che spinge la massa verso l’esterno della stella (chiamata pressione di radiazione). La forza di gravità dovuta all’enorme quantità di materia di cui è formata la stella, spinge invece verso l’interno. Quando queste due forze si equivalgono, la stella è in equilibrio e si trova nella sequenza principale del diagramma di HR. Questo equilibrio mantiene la stella stabile per miliardi di anni. Quando il combustibile per le reazioni nucleari comincia a scarseggiare, l’energia prodotta non è più sufficiente a mantenere l’equilibrio e la stella si avvia verso le fasi finali della sua esistenza.

12 Il periodo più o meno lungo di stabilità di una stella dipende dalle sue dimensioni. Stelle nane, piccole e medie, consumano lentamente il combustibile (idrogeno) e vivono più a lungo. Invece, più una stella è massiccia, più calda e luminosa sarà e dovrà bruciare più velocemente il combustibile: la sua vita sarà breve e finirà in modo violento. L’evoluzione delle stelle Stelle con m>m  10 10 anni 10 9 anni Stelle con m  m  10 7 anni Stelle con m<m  10 6 anni

13 Analizziamo il caso delle stelle con massa inferiore a quella del Sole. Quando in una stella con m < 0,5 m  la quantità di idrogeno si riduce a circa il 10%, le reazioni nucleari non sono più sufficienti a mantenere l’equilibrio tra le forze di compressione e quelle di espansione, e la stella comincia a collassare su se stessa. Collassando, il nucleo della stella diminuisce il suo volume mentre aumenta la densità. Tutto ciò porta ad un aumento della temperatura interna della stella, ma tale aumento di temperatura non è comunque sufficiente ad innescare nuove reazioni nucleari perché la stella non ha massa sufficiente. La stella continua quindi a collassare fino a raggiungere le dimensioni di una nana bianca, chiamata “nana bianca all’elio”. L’evoluzione delle stelle m < 0,5 m 

14 Anche nelle stelle di massa superiore (m > 0,5 m  ), quando la maggior parte dell’idrogeno nel nucleo è stato trasformato in elio, ha inizio il collasso gravitazionale della stella: la temperatura del nucleo aumenta, mentre gli strati più esterni si espandono e si raffreddano assumendo di conseguenza una colorazione via via sempre più tendente al rosso. L’aumento di temperatura del nucleo permette allo strato di idrogeno immediatamente superiore di raggiungere la temperatura di innesco della fusione nucleare (10 7 K): ha inizio una fase altamente instabile di gigante rossa, durante la quale si instaura un nuovo equilibrio tra le forze di espansione e quelle di compressione. Gli strati più esterni di una gigante rossa possono estendersi per diverse centinaia di volte il diametro del Sole, arrivando ad avere raggi dell'ordine dei 10 8 km (alcune U.A.) L’evoluzione delle stelle m > 0,5 m  Gigante rossa

15 La stella, con un nucleo inerte di elio, prosegue la fusione dell'idrogeno in elio nella sua fase di Gigante Rossa per un periodo di circa un miliardo di anni, terminato il quale, riprende il collasso gravitazionale del nucleo con conseguente innalzamento della temperatura sino ad oltre 100 milioni di kelvin. A questa temperatura si innesca la reazione di fusione dell'elio in carbonio e ossigeno (il 12 C si ottiene dall’unione di tre nuclei di elio, mentre il progressivo aumento della quantità di carbonio aumenta la possibilità che una piccola parte di esso sia convertita in ossigeno), mentre nel guscio immediatamente superiore continua il processo di fusione dell'idrogeno residuo in elio. L’evoluzione delle stelle m > 0,5 m  Gigante rossa

16 A questo punto possono verificarsi due casi: 1)Stella con 0,5 m  < m < 8 m  2)Stella con m > 8 m  Si forma una Nebulosa planetaria e una Nana bianca al carbonio Se 8m  < m < 20m , i forma una Stella di Neutroni Se m > 20m , si forma un Buco Nero

17 Se la stella ha una massa sufficientemente grande (da 0,5 a 8 M ☉ ), esaurito il processo di fusione dell'elio in carbonio, una serie di fenomeni provocano la progressiva espulsione degli strati esterni dell'astro che vanno a formare una nebulosa planetaria, lasciando al centro un nucleo degenere di carbonio chiamata nana bianca al C. Una stella di massa simile al nostro Sole, potrebbe espellere, nelle sue ultime fasi di vita, una quantità di materia pari al 40% della propria massa, mentre il restante 60% andrà a costituire la stella degenere (nana bianca). Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 milioni di K, che diminuisce finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo di nana nera. Le nane bianche al carbonio costituiscono la tipologia di nana bianca più diffusa nell'universo. L’evoluzione delle stelle 0,5 m  <m < 8 m 

18 Le stelle massicce (m>8 M ☉ ) invece possono innescare nel loro nucleo la fusione di elementi più pesanti del carbonio e dell'ossigeno, come il silicio e il ferro. La reazione nucleare che sintetizza il ferro a partire dal carbonio, è però endotermica, cioè assorbe energia anziché emetterne, quindi il nucleo della stella si raffredda. L’abbassamento della temperatura interrompe il fragile equilibrio tra le forze di espansione e quelle di compressione e ha inizio il collasso gravitazionale della stella. La contrazione che ne deriva è talmente forte da provocare una gigantesca esplosione, detta esplosione di supernova. Durante l'esplosione, la stella espelle gran parte della propria massa, che va a disperdersi nell'universo circostante: al suo posto rimane un nucleo estremamente denso e massiccio. L’evoluzione delle stelle m > 8 m  Supernova

19 Il nucleo denso e massiccio continua a collassare. La pressione all’interno è talmente elevata che protoni ed elettroni vengono letteralmente schiacciati gli uni contro gli altri. Si è appena formata una stella di neutroni. L’evoluzione delle stelle 8m  < m < 20 m 

20 Per stelle super massicce (circa 20 volte la massa del Sole), nemmeno i neutroni riescono a resistere alla compressione esercitata dalla forza di gravità. Il collasso gravitazionale è infinito: la materia, per come la conosciamo, cessa di esistere. Il risultato è la formazione di un buco nero, un oggetto con una gravità così estrema che nulla, nemmeno la luce, può svincolarsi dal suo potere di attrazione. L’evoluzione delle stelle m > 20 m 

21 Formazione della Crab nebula o nebulosa del granchio (D=6500 al). Al suo centro una stella di neutroni (pulsar) PSR B0531+21

22 Formazione della nebulosa planetaria Elica, chiamata anche “l’occhio di Dio” (D=700 al o 200PC). E’ è una delle nebulose planetarie più vicine alla Terra. Al centro della nebulosa c’è una nana bianca, infatti la nebulosa Elica è un esempio di nebulosa formatasi alla fine della vita di una stella di tipo solare. La nebulosa ha una dimensione di circa 2,5 anni luce. Sulla base della velocità di espansione (di 31 Km/s), si stima che abbia 10600 anni.

23 Esplosione della supernova SN2011Fe nella Galassia Girandola (nota anche come M 101, o NGC 5457). La galassia fu scoperta nel 1781 e può essere osservata anche con un semplice binocolo: infatti, grazie alla sua estensione e alla sua relativa vicinanza a noi, M101 è una delle galassie più brillanti del cielo. Dall'inizio del 1900, sono state scoperte quattro supernove in questa galassia: SN 1909A, 26 gennaio 1909; SN 1951H, scoperta nel 1951; SN 1970G, 30 giugno 1970; SN2011fe, 24 agosto 2011, è stata la più luminosa. Dista dalla Terra 19 milioni di al.

24 VIDEO: (3) Evoluzione stellare - YouTube VIDEO: (3) Documentario- Le stelle - YouTube