Nel corso dell’evoluzione stellare avvengono dei cambiamenti, anche drastici, delle caratteristiche fisiche delle stelle Le stelle trascorrono la maggior.

Presentazione sul tema: "Nel corso dell’evoluzione stellare avvengono dei cambiamenti, anche drastici, delle caratteristiche fisiche delle stelle Le stelle trascorrono la maggior."— Transcript della presentazione:

1 Nel corso dell’evoluzione stellare avvengono dei cambiamenti, anche drastici, delle caratteristiche fisiche delle stelle Le stelle trascorrono la maggior parte (70%) della loro esistenza sulla Main Sequence (MS) Successivamente, a seconda della loro massa iniziale, le stelle evolvono in specifice fasi successive

2 Nascita

3 La nascita di una stella è evento che si verifica continuamente nell’universo. La sua gestazione avviene in un grembo celeste che è la nebulosa: un insieme rarefatto di gas (H, He, poche quantità di O, N, C) e polvere interstellare (particelle di elementi più pesanti, CO, ecc.). L’estensione di una nebulosa si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce. La sua temperatura media è intorno ai 3° K. NEBULOSA DI ORIONE

4 NEBULOSE Per cause non ancora del tutto chiarite (per invasione della nebulosa da parte di microframmenti proiettati da una supernova o per semplice disturbo della sua esplosione o per disomogeneità naturale nella densità della nebulosa), in diverse zone della nebulosa si formano addensamenti di materia: i globuli di bok (temperatura di circa 10° K)

5 Essa emette sue radiazioni nella frequenza degli infrarossi.
I globuli di bok si comportano come centri di attrazione per le particelle delle zone circostanti. In questo modo aumentano gradualmente di massa, densità e volume fino a divenire nuclei di collasso gravitazionale sui quali precipitano non solo particelle più lontane, ma anche altri globuli di bok più piccoli. Il nucleo di collasso viene compresso per gravità aumentando velocemente di densità e di temperatura Se viene raggiunta la densità di atomi per cm3, la temperatura interna arriverà a 2000°/3000° K. In questo caso si forma una protostella. Essa emette sue radiazioni nella frequenza degli infrarossi.

6 La protostella Le protostelle di massa simile a quella del sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi ad una stella di sequenza principale. Protostelle di 15 masse solari ne impiegano “solo” anni. Rappresentazione artistica di una protostella

7 La protostella continua a catturare e accumulare materia verso il suo centro, che si comprime e si scalda sempre di più. L’aumento di temperatura, per la legge dei gas, ne provocherà l’espansione e il successivo raffreddamento. L’accumulo di altra materia, porterà nuovamante la protostella a contrarsi e surriscaldarsi con successiva espansione. Sin quando ci sarà materia da attrarre la sequenza delle fasi precedenti si ripeterà ciclicamente (contrazione  surriscaldamento  espansione  raffreddamento  contrazione  ….) . Occorre tuttavia precisare che, a causa dell’aumento totale della massa, i valori medi di pressione e temperatura tenderanno comunque ad aumentare. Se, nel nòcciolo, si arriverà a 300/500 miliardi di atmosfera e 10/15 milioni di Kelvin, verrà raggiunto lo stato fisico di Plasma e si innescherà la termofusione nucleare dell’idrogeno. Nasce, così, una….. stella Plasma= stato fisico della materia in cui nuclei ed elettroni, a causa dell’elevata agitazione termica, sono indipendenti e in continuo movimento caotico

8 Reazione protone-protone

9 Sequenza Principale

10 L’inizio della fusione nucleare è un evento estremamente violento: immaginate svariati miliardi di bombe nucleari esplodere contemporaneamente…. per effetto di questa prima esplosione parte del materiale gassoso degli strati più esterni viene proiettato via e mai più recuperato (fase beta-Tauri  vento stellare). Le parti più interne subiscono una rapida espansione mantenendo, comunque, una certa compattezza. A causa dell’espansione, le parti interne si raffreddano, le reazioni nucleari diminuiscono di intensità e, conseguentemente, anche la forza di espansione. Quando tale forza è pari a quella gravitazionale (che, invece, tende a comprimere la materia stellare) la stella si stabilizza mantenendo la dimensione raggiunta ottimali. In questo momento, quindi, la stella entra nella sequenza principale del diagramma H-R Le stelle trascorrono circa il 70% della propria esistenza in questa fase di stabilità mantenuta dall’equilibrio tra due pressioni opposte: Pressione gravitazionale (che spinge al collasso) e Pressione di radiazione (che spinge all’espansione) dovuta alle reazioni di fusione nucleare

11 Le stelle più grandi consumano il proprio "carburante" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni). Questo perché, per contrastare la grande forza di contrazione gravitazionale, devono intensificare le reazioni di fusione. In base alla loro massa si disporranno in un punto preciso delle sequenza principale. Maggiore è la massa, più in alto e più a sinistra si ritroveranno. Supergigante rossa

12 Invecchiamento

13 La sequenza principale termina quando il 70% circa di l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste. Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,4 masse, dopo la sequenza principale, terminato l’idrogeno, entrano direttamente nella fase finale. Le stelle di massa compresa tra 0,4 e 2 masse solari dopo una fase di instabilità, si contraggono, si surriscaldano a tal punto da raggiungere, nel nòcciolo, temperature e pressioni ideali per l’innesco della fusione dell’elio in carbonio. Inizia una nuova esplosione, più violenta della prima, che proietterà gli strati più esterni al di fuori della stella, trasformandoli in nebulosa planetaria ed espanderà quelli più interni in modo tale da ingigantire le proprie dimensioni originarie (stella Gigante). Gli strati più esterni, in seguito a questa espansione si raffreddano tanto da far scendere la temperatura superficiale fino ai 3000° K (Gigante rossa).

14 Alcune stelle con massa leggermente superiore a 2 masse solari (circa 2,5 Soli) riescono a innescare anche la fusione di una parte del carbonio in ossigeno, neon e magnesio  Temperatura più elevata  gigante blu. La maggior parte delle stelle con massa da 2 a 8 So, dopo la fase di gigante rossa, esaurita la maggior parte di elio, si contrarranno fino a raggiungere pressioni e temperature ideali per la fusione del carbonio (800 milioni di °K). La nuova esplosione è superviolenta, spazzerà gli strati esterni come nebulosa planetaria ed espanderà quelli interni divenendo Super Gigante Rossa. Stelle di massa superiore a 8 soli attraverseranno più fasi cicliche di supergigante rossa, ma ad ogni fase si avrà una fusione di nuclei sempre più pesanti. L’ultima fusione possibile, comunque, è quella che porta la formazione del ferro. Una supergigante è fatta a strati di materiali

15 La Fine

16 Stelle con masse tra 0,08 ed 8 M
Alcune nane bianche fotografate da HST nell'ammasso globulare NGC 6397 Una stella con massa comprese tra 0,08 ed 8 masse solari si trasforma in una nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole con una massa minore o uguale al limite di Chandrasekhar (1,44 masse solari). Una nana bianca possiede una temperatura superficiale piuttosto elevata, ma destinata solo a raffreddarsi  nana nera (Modello teorico) - Tra 0,08 e 0,4 masse solari  direttamente a nana - Tra 0,4 ed 8 masse solari  gigante ( supergigante)   nebulosa planetaria + nana bianca.

17 Ancora sulla nana bianca
La trasformazione in nana bianca si ha in quanto non si riescono a raggiungere più condizioni di ulteriori fusioni nucleari, per cui la stella può solo essere soggetta a pressione gravitazionale che ne provoca il collasso. Tuttavia, tale collasso (contrazione) ad un certo punto si blocca. Tale fatto implica l’insorgenza di una nuova pressione uguale e contraria a quella gravitazionale. Teorie attuali, infatti, ritengono che sotto forti pressioni, gli elettroni, pur in forte agitazione termica, vengano costretti a disporsi in modo molto stretto attorno al nucleo, senza rispettare il principio di esclusione di Pauli, formando una sorta di guscio impenetrabile. Tale situazione elettronica strana viene indicata, per comprensibile ragione, stato o materia degenere. E’ proprio tale guscio elettronico a opporsi all’ulteriore collasso, contrapponendo alla pressione gravitazionale una pressione degenere Una nova (al plurale novae o nove) è un'enorme esplosione nucleare causata dall'accumulo di idrogeno sulla superficie di una nana bianca, che fa sì che la stella diventi, per qualche giorno, molto più luminosa del solito. Il termine Nova è dovuta al fatto che, in antichità, quando le nane bianche non potevano essere viste e, quindi, non se ne sospettava nemmeno l’esistenza, il fenomeno in questione veniva interpretrato come la nascita di una nuova stella.

18 Supernovae Una stella con massa superiore agli 8 soli, dopo le fasi di gigante e supergigante rossa, a causa dell’elevata contrazione finale, termina la sua vita in modo drammatico, con una enorme esplosione, grazie alla quale spazza via tutti gli strati gassosi ad eccezione del nòcciolo. La sua luminosità, per qualche mese, raggiunge valori altissimi e può essere scambiata come la nascita di una nuova stella. Fenomemeni collegati - Durante questa esplosione, data l’enorme energia contenuta, avvengono numerosissime e intensissime fusioni nucleari con formazione di tutti gli elementi conosciuti e non della tavola periodica. - I frammenti proiettati a enorme distanza possono raggiungere nebulose in cui avvieranno nuove formazioni stellari.

19 Il nòcciolo residuale Se il nòcciolo rimasto è minore di 1,44 masse solari (limite di Chandrasekar) si trasforma in nana bianca. Se supera 1,44 So ma non i 3,5 So, la pressione gravitazionale supera quella degenere e costringe gli elettroni a fondersi con i protoni, ottenendo i neutroni. In tal modo si forma una stella a neutroni. Tipiche stelle a neutroni sono le pulsar. Se vengono superati i 3,5 So, il nòcciolo si trasforma in buco nero. I valori ipotetici di pressione e temperatura sono infiniti per cui si parla di singolarità. Con tale termine si vuole indicare una situazione che le attuali leggi chimico-fisiche non sanno rappresentare.

20 Una pulsar, nome che stava originariamente per sorgente radio pulsante, è una stella di neutroni nelle prime fasi della sua formazione. Il fascio di onde radio emesso dai poli della stella è causato dall'azione combinata del campo magnetico e della rotazione attorno al proprio asse. L’asse di rotazione non è fisso, ma descrive un cono (movimento a mo’ di trottola). Per questo motivo il fascio di luce polare punta la terra in modo intermittente (fino anche a decine di cicli al secondo)  da qui il nome.

21

22 In astrofisica si definisce buco nero un corpo celeste estremamente denso, dotato di un'attrazione gravitazionale talmente elevata da non permettere l'allontanamento di alcunché dalla propria superficie. Questa condizione si ottiene quando la velocità di fuga dalla sua superficie è superiore alla velocità della luce. Un corpo celeste con questa proprietà risulterebbe invisibile e la sua presenza potrebbe essere rilevata solo indirettamente, tramite gli effetti del suo intenso campo gravitazionale. Fino ad oggi sono state raccolte numerose osservazioni astrofisiche che possono essere interpretate (anche se non univocamente) come indicazioni dell'effettiva esistenza di buchi neri nell'Universo. Il termine "buco nero" è dovuto al fisico John Archibald Wheeler (in precedenza si parlava di dark stars o black stars). Raggio di Schwarzschild Un buco nero può formarsi ovunque e può avere qualsiasi dimensione: è questione di densità della materia. Nota la massa, è possibile determinare il raggio al di sotto del quale l’oggetto sferico si comporta da buco nero. Per determinare il raggio in questione, occorre partire dal fatto che nemmeno la luce possiede una velocità di fuga (cioè la sua velocità C contiene una energia inferiore a quella gravitazionale del buco nero) . Ora, considerando le energie in gioco,  Da qui è facile ricavare: Dove d= rs (raggio di Schwarzschild)

23 Le stelle variabili Una stella variabile è una stella la cui luminosità non è costante, ma cambia nel tempo. Variabili intrinseche Le variabili intrinseche sono stelle di cui varia luminosità assoluta, Ci sono molti tipi di variabili intrinseche, periodiche e non. Quelle periodiche sono stelle verso la fine della sequenza principale (instabili) Variabili estrinseche Una delle cause più comuni è la presenza di una compagna, che forma con la principale una sistema stellare doppi (stelle binarie). Viste da certe angolature, le due stelle possono passare una di fronte all'altra e causare un'eclissi, che si presenta come una riduzione di luminosità (variabili ad eclissi) In altri casi. Il movimento stella più piccola (orbitante) è tale da provocare l’alternanza di red shift e blue shift (variabili spettroscopiche)