Post on 13-Jun-2015
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Le stelle e la loro evoluzioneLe stelle e la loro evoluzione
Claudio Fazio
O.R.S.A. – Palermo
Cos’è una stella?
Da wikipedia:
Una stella è un corpo celeste chebrilla di luce propria.In astronomia e astrofisica iltermine designa uno sferoidetermine designa uno sferoideluminoso di plasma che generaenergia nel proprio nucleoattraverso processi di fusionenucleare; tale energia è irradiatanello spazio sotto forma diradiazione elettromagnetica, flussodi particelle elementari (ventostellare) e neutrini
Cos’è una stella? Massa: tra 0,08 e 200 masse solari ( 1 massa solare = circa 333.000 volte la massa della Terra, cioè:
1,989 x 1031 kg
Al di sotto del valore di 0,08 masse solari non si innescano reazioni di fusione nucleare dell’idrogeno.
Immagine del Sole nella banda X
La fusione nucleare
i nuclei di due o più atomi si uniscono e generano un nucleo di massa maggiore dei singoli nuclei reagenti (più neutroni liberi).
La fusione di elementi fino ai numeri atomici 26 e 28 (ferro e nichel) è atomici 26 e 28 (ferro e nichel) è esoenergetica, cioè «produce» energia.
Gli elementi più pesanti possono fondere anch’essi, ma la reazione è endoenergetica, cioè assorbe energia.
Schema reazione Deuterio (2H) – Trizio (3H)
La fusione nel Sole
catena protone-protone
Il 91% dei processi di fusione nel Sole sono di questo tipo.
Lo 0,7% della massa originaria è convertita in energia, sotto forma di raggi gamma e di neutrini
Problemi:
è un processo molto lento;
avviene a temperature e pressioni enormi (T maggiore di 10 milioni di gradi.
di raggi gamma e di neutrini rilasciati durante le reazioni individuali. L'energia totale che si ottiene da un ramo intero è di 26,73 MeV (o, se si preferisce, 11,6 x 10-19 KWh …)
La fusione nel Sole
Ma cosa sono i corpi di massa inferiore a 0,08 masse solari?
Pianetirocciosi gassosi
Immagini non in scala …
emissione di energia “autogena” molto scarsa
Debole emissione di energia (banda infrarosso)
Massa maggiore di 13 masse gioviane e T comprese tra 2500 K e 700 K. Nelle fasi iniziali, fusione del Deuterio e del LitioEmissione di energia (banda infrarosso e visibile) per contrazione
Ma cosa sono i corpi di massa inferiore a 0,08 masse solari?
Nane brune
Gliese 229B, a circa 19 anni luce dal Sole, nella costellazione della Lepre. Massa compresa tra 30 e 50 volte la massa di Giove (che è circa 1 millesimo di quella del Sole e 317 volte quella della Terra) .
gravitazionale.
… e la storia finisce qui?
Le sub-nane brune
Massa minore di 13 masse gioviane e T inferiore a 700 KNon c’è fusione di Litio o Deuterio, nenche nelle fasi iniziali di vita.
Emissione di energia (banda infrarosso) per contrazione gravitazionale
Cha 110913-773444, a 163 anni luce dal Sole, nella costellazione del Camaleonte
L’evoluzione stellare
la nascita e … la crescita
Le stelle si formano all'interno di nubi molecolari, presenti nel mezzo interstellare,
La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale,
Rappresentazione artistica della protostella scoperta nella nube oscura LDN 1014; ben visibili sono il disco di accrescimento e i getti che si dipartono dai poli della protostella
fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d'urto di una supernova o dalla collisione tra due galassie.
Il collasso gravitazionale della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure al cui interno si forma la protostella, circondata da un disco, detto «di accrescimento».
L’evoluzione stellare
E dopo?
Massa < 0,08 masse solari
Le reazioni di fusione non si attivano. La protostella evolve in una nana bruna
Massa > 0,08 masse solari e < 8 masse solari Massa > 0,08 masse solari e < 8 masse solari
si forma una stella pre-sequenza principale, spesso circondata da un disco protoplanetario
Massa > 8 masse solari
la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per la fase di pre-sequenza
L’evoluzione stellare
La sequenza principale: la vita (segreta?) delle stelle
La sequenza principale è una fase di stabilità durante la quale le stelle fondono
Il diagramma Hertzsprung-Russell
stelle fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate. Le stelle trascorrono in questa fase circa il 90% della propria esistenza
L’evoluzione stellareIl tramonto…
Finito l’idrogeno, le stelle più piccole, le nane rosse, si riscaldano per poco tempo, per
Massa tra 0,08 e 0,4 masse solari
riscaldano per poco tempo, per poi contrarsi gradualmente in nane bianche
L’evoluzione stellare
Queste stelle «intermedie», finito di «bruciare» idrogeno, subiscono una serie di collassi gravitazionali, Attivano nuovi processi di fusione (elio in carbonio, ossigeno,
Massa tra 0,4 e 8 masse solari
Il tramonto…
(elio in carbonio, ossigeno, magnesio), gradualmente si espandono e si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione rossastra. La stella si trasforma in una brillante gigante rossa.
L’evoluzione stellare
il Sole, quindi …
Si stima che il Sole diverrà una gigante rossa tra circa 5 miliardi di anni: le sue dimensioni
L’evoluzione stellare
il Sole, quindi …
di anni: le sue dimensioni saranno colossali (circa 200 volte quelle attuali) e il suo raggio si estenderà sino quasi al doppio dell’attuale distanza che lo separa dalla Terra (1 UA)
L’evoluzione stellare
Le stelle più massicce al termine della loro vita si espandono allo stadio di supergigante rossa. In questa fase, l'astro fonde l'elio in carbonio e, all'esaurimento di questo processo, sintetizzano altri elementi più pesanti:
Massa > 8 masse solari
Il tramonto…
sintetizzano altri elementi più pesanti: neon, silicio e zolfo, per terminare con il nichel-56, che decade in ferro-56.
Le stelle supermassicce (>30 masse solari), dopo aver attraversato la fase instabile di variabile blu luminosa, man mano che procedono lungo il loro percorso post-sequenza principale accumulano al loro centro un grande nucleo di ferro inerte; divengono così stelle di Wolf-Rayet.
L’evoluzione stellareLa fine …
Massa > 0,08 masse solari e < 8-10 masse solari
Il nucleo della stella collassa, gli strati esterni sono espulsi e si forma una
nana bianca
Massa > 0,08 ma < 0,5 masse solari
Massa > 0,5 e < 8-10 masse solari
Gli strati esterni sono espulsi in modo «non traumatico», sotto forma di vento stellare
< 0,5 masse solari
Gli strati esterni sono espulsi in modo violento. Il gas emesso è eccitato dalle altissime temperature ed emette luce anche nel visibile. Si forma una nebulosa planetaria.
masse solari
Una nana bianca ha, più o meno, le stesse dimensioni della Terra, ma densità molto più alta
L’evoluzione stellareLa fine …
Massa > 8-10 masse solari
Il nucleo della stella collassa in modo «traumatico». Gli elettroni sono spinti contro i protoni, dando origine a neutroni e neutrini. L’onda d’urto generata
da questo evento provoca una catastrofica esplosione. Una
supernova
di tipo II o di tipo Ib o Icdi tipo II o di tipo Ib o Ic
L’evoluzione stellareLa fine …
Massa > 8-10 masse solari
Il nucleo della stella collassa in modo «traumatico». Gli elettroni sono spinti contro i protoni, dando origine a neutroni e neutrini. L’onda d’urto generata
da questo evento provoca una catastrofica esplosione. Una
supernova
di tipo II o di tipo Ib o Icdi tipo II o di tipo Ib o Ic
L’evoluzione stellareLa fine …
Massa > 8-10 masse solari
Il nucleo della stella collassa in modo «traumatico». Gli elettroni sono spinti contro i protoni, dando origine a neutroni e neutrini. L’onda d’urto generata
da questo evento provoca una catastrofica esplosione. Una
supernova
di tipo II o di tipo Ib o Icdi tipo II o di tipo Ib o Ic
Nucleosintesi delle supernovae: creazione di elementi ancora più pesanti del ferro, quali oro, magnesio etc. Tali elementi sono diffusi nello spazio dall’esplosione, mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere
L’evoluzione stellare
Massa del nucleo residuo compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari
Si forma una stella di neutroni (densità circa pari a 1017 kg/m3). Talvolta a tale oggetto è associata una Pulsar
… e dopo la fine? Lo stato degenere.
Massa del nucleo residuo maggiore di 3,8 masse solari
Nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e si forma un oggetto altamente «esotico» detto buco nero stellare
L’evoluzione stellare… e dopo la fine? Lo stato degenere.
Massa del nucleo residuo maggiore di 3,8 masse solari
Nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e si forma un oggetto altamente «esotico» detto buco nero stellare
L’evoluzione stellare… e dopo la fine?
FINE PRIMA PARTE …