Davide EliaNascita di una stella21 aprile 2005
32
description
Che cosa sono le stelle?. Davide EliaNascita di una stella21 aprile 2005. Che cosa sono le stelle?. Le stelle sono enormi sfere autogravitanti composte principalente da gas idrogeno. Davide EliaNascita di una stella21 aprile 2005. Le stelle sono anche motori termonucelari. - PowerPoint PPT Presentation
Transcript of Davide EliaNascita di una stella21 aprile 2005
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Che cosa sono le stelle?
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
La fusione nucleare ha luogo in profondità nei nuclei delle stelle, dove la densità è estrema e la temperatura raggiunge decine di milioni di gradi.
Le stelle sono enormi sfere autogravitanti composte principalente da gas idrogeno.
Le stelle sono anche motori termonucelari.
Che cosa sono le stelle?
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
In una stella stabile, la spinta della gravità verso il centro è perfettamente bilanciata dall’azione verso l’esterno della pressione, e ciò accade ad ogni livello di profondità della struttura.
Questa situazione va sotto il nome di equilibrio idrostatico.
Le stelle che non sono in equilibrio idrostatico tendono ad espandersi o a contrarsi.
Equilibrio idrostatico
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Origine della pressione interna delle stelle:
La radiazione è costituita da fotoni, i quali esercitano pressione sulla materia.
Pressione di radiazione
Pressione dovuta alla materiaPressione dovuta alla materia
Pressione di radiazionePressione di radiazione
La pressione di radiazione può sopravanzare quella del gas in condizioni di densità poco elevata e di alta temperatura.
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Da cosa traggono la loro energia le stelle? H
He
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Finora si è visto il funzionamento di una stella che si trova nella fase centrale (e più duratura) della sua esistenza, cioè lo stadio evolutivo attraversato attualmente dal nostro Sole.
Ora passiamoa scoprire quando, dove e come tutto ha avuto inizio............
Finora si è visto il funzionamento di una stella che si trova nella fase centrale (e più duratura) della sua esistenza, cioè lo stadio evolutivo attraversato attualmente dal nostro Sole.
Ora passiamoa scoprire quando, dove e come tutto ha avuto inizio............
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Perché studiare l’evoluzione (ed in particolare la formazione) delle stelle?
• Perché ci aiuta a far luce sul cammino evolutivo del Sole e del nostro sistema planetario
• Perché è un importante banco di prova per lenostre conoscenze di fisica
• Per… desiderio di conoscenza!
Perché studiare l’evoluzione (ed in particolare la formazione) delle stelle?
• Perché ci aiuta a far luce sul cammino evolutivo del Sole e del nostro sistema planetario
• Perché è un importante banco di prova per lenostre conoscenze di fisica
• Per… desiderio di conoscenza!
Siti di formazione stellare
Siti di formazione stellare
Proprietà delle nubi molecolari:
Massa: 10˙000 - 1˙000˙000 masse solari
Dimensioni: 10 - 100 anni-luce
Temperatura: ~10 K
Densità: 100 particelle/cm3
Nubi molecolari:Regioni del piano galattico costituite da gas(99% della massa totale), prevalentemente idrogeno, e polveri (1%).
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
L’attività a Lecce (1)L’attività a Lecce (1)Gruppo di Astrofisica
Approccio allo studio delle nubi giganti per mezzo dell’analisi dell’emissione del tracciante CO
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
L’attività a Lecce (1)L’attività a Lecce (1)
Si nota l’estrema complessità della struttura della nube.
E’ evidente la presenza di clumps, con intensi picchi corrispondenti alle sorgenti infrarosse più brillanti.
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Gruppo di Astrofisica
Instabilità gravitazionaleInstabilità gravitazionale
Spontanea
Innescata da:- collisione tra nubi- azione di venti stellari- fronti d'urto di supernovae
stella “vecchia”
supernova
Nube
Nube compressa
Onda di shock
Nelle regioni più dense delle nubi molecolari si verificano le condizioni ideali perché la gravità possa innescare il collasso. Tutto deve prendere avvio da un’instabilità gravitazionale che può essere:
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Gli antagonisti della gravità
Gli antagonisti della gravità
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Agitazione termicaAgitazione termica
TurbolenzaTurbolenza
RotazioneRotazione
Campo magneticoCampo magnetico
L’approccio teorico di Jeans
L’approccio teorico di Jeans
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Prima ipotesi nebulare di Kant-Laplace (1775-1796)
Teoria di Jeans (1902), approccio semplice e immediato, ma molto significativo.
Si avvale delle approssimazioni di: nube infinitamente estesa e isoterma, assenza di rotazione, turbolenza, campi magnetici.
La teoria di Jeans, nonostante la sua semplicità, consegue diversi successi nella descrizione delle prime fasi della formazione di una stella.
Uno dei risultati pricipali della teoria di Jeans è la determinazione di una massa critica (“massa di Jeans”) minima, da cui può avere inizio il collasso. Essa aumenta all’aumentare della temperatura e diminuisce all’aumentare della densità del gas:
Nelle condizioni fisiche tipiche delle nubi molecolari,
Mj ≈ 10˙000 M
(si sono trascurati i contributi di energia magnetica, rotazionale e di turbolenza).
E’ evidente, quindi, che la nube iniziale deve frammentarsi in più nuclei di condensazione.
Oltretutto, questo fatto ha una spiegazione teorica: la massa di Jeans si riduce all’aumentare della densità!
M = 104 MSun
ρ = 10-23 g cm-3
102 MSun M 104 MSun
ρ = 10-19 g cm-3
10-2 MSun M 102 MSun
ρ = 10-12 g cm-3
10-2 MSun M 102 MSun
ρ = 10 g cm-3
Frammentazione della nube
Frammentazione della nube
3
j
Tm
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Fase di free fallFase di free fall
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Una porzione di nube collassa liberamente verso il centro.
La temperatura si mantiene pressoché costante perché l’energia in eccesso sfugge come radiazione attraverso il mezzo, ancora sufficientemente rarefatto.Una nube di massa 1 M in equilibrio idrostatico alla temperatura di 10 K ha un raggio di circa 0.3 anni-luce. Se, per qualche ragione, la pressione del gas cede alla gravità, il tempo di free-fall è di circa 500˙000 anni.
Accrescimento sul core idrostatico
Accrescimento sul core idrostatico
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Il libero collasso si arresta quando le mutate condizioni di densità impongono un nuovo equilibrio idrostatico alla condensazione centrale (M < 0.01 M, R ≈1 R).
L’oggetto formatosi al centro è otticamente spesso, e l’energia in eccesso viene smaltita soprattutto grazie all’emissione da polveri.
La materia circostante continua ad accrescersi sulla protostella (per una stella di piccola massa, questa fase può durare anche un milione di anni).
Conseguenze della rotazioneConseguenze della rotazione
Rotazione intrinseca Rotazione intrinseca della nube genitricedella nube genitrice
Tendenza della materiain accrescimento a disporsi
sul piano equatoriale
Formazione di undisco circumstellare
(progenitore di un sistema planetario)
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Il momento angolare in eccesso - Resta in parte confinato
nel disco
- Viene smaltito con getti di materia lungo le direzioni polari
Perdita di momento angolare
Perdita di momento angolare
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Dischi e getti di materia Dischi e getti di materia
L’attività a Lecce (2)L’attività a Lecce (2)Gruppo di Astrofisica
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Stelle Ae/Be di Herbig:
DISCO o INVILUPPO?
La geometria e la composizione della polvere circumstellare possono fornire valide indicazioni sulla formazione di sistemi protoplanetari
innesco di reazioni nucleari che trasformano il deuterio in elio:
• Temperatura richiesta: T 1 milione di K
• Aumento del raggio e dell’attività superficiale (produzione di venti, getti di materia)
Una piccola frazione del gas che costituisce la protostella è costituita da deuterio (2H)
Deuterium burningDeuterium burning
Il flash del deuterio provoca l’allontanamento dell’inviluppo residuo e la fine della fase di
accrescimentoDavide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
DeuteriumDeuteriumburningburning
Deuterium burning Intensa attività superficiale
Allontanamento di materia circumstellare
La stella appare
Fase di lenta contrazione
La stella appareLa stella appare
Lento rilascio di energia gravitazionale
Innesco delle reazioni nucleari
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
La temperatura centrale raggiunge 10 milioni di gradi
Le stelle di grande massa hanno tempi evolutivi più rapidi rispetto a quelle piccole:
Masse e tempi evolutiviMasse e tempi evolutivi
Fase di lenta contrazione:
10˙000˙000 anni per 1 M
1˙000 anni per 10 M
La produzione di energia è legata alla 4a potenza della massa. Una stella 10 volte più massiva del
Sole brucia 10˙000 più in fretta ed esaurisce il combustibile nucleare
in un tempo 1˙000 volte più breve!!!
Anche dopo l’accensione della stella…
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Quando l’idrogeno termina...
Quando l’idrogeno termina...
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Il Sole consuma tutto l’idrogeno nel volgere di 10 miliardi di anni
circa
Il nucleo si contrae e si riscaldaL’idrogeno brucia in shell più esterne
Gli strati esterni della stella si gonfiano e si raffreddano (subgigante; durata: 0,7 miliardi di anni)Più il nucleo si contrae, più si scalda e fa
espandere l’inviluppo, fino a 160 volte le dimensioni originarie
(prima fase di gigante rossa; durata: 0,6 miliardi di anni)
Gigante rossaGigante rossa
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Raggiunta la temperatura centrale di 100 milioni di gradi, comincia a bruciare l’elio, trasformandosi in carbonio e ossigeno (helium flash)
Il nucleo si espande, l’inviluppo si restringe fino a 10 raggi solari (gigante gialla)
Finito l’elio nel nucleo, parte il bruciamento “differenziato” nei vari strati. La parte esterna si espande nuovamente(seconda fase di gigante rossa; durata: 20 milioni di anni)
Ad ogni accensione/spegnimento, la stella pulsa e rilascia gli strati più esterni
Nana biancaNana bianca
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
La materia rilasciata, illuminata dall’oggetto centrale, diviene un oggetto esteso e brillante (nebulosa planetaria)
Al centro resta una nana bianca (1,5 raggi terrestri, temperatura superficiale di 120000 gradi), composta di carbonio e ossigeno
E le stelle di massa maggiore?
E le stelle di massa maggiore?
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Si riscaldano ulteriormente e bruciano anche carbonio e ossigeno.
Combustioni nucleari in shell, struttura “a cipolla”
Ultimo stadio: silicio ferro (3 miliardi di gradi), poi la struttura “crolla”
Esplosione di supernova (ha lo splendore di più di 10 miliardi di stelle)
Sintesi degli elementi più pesanti del ferro
Se l’oggetto centrale residuoSe l’oggetto centrale residuoha più di 1,4 masse solari:ha più di 1,4 masse solari:
SupernovaSupernova
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Arricchimento del mezzo interstellare
Al centro resta una stella di neutroni o un buco nero
NovaNova
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
Novae vs supernovaeNovae vs supernovae
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
NovaNova SupernovaSupernovaSistema binario Stella massiva
singola
Fenomeno ricorrente
Fenomeno unicoe definitivo
Energia liberata da una SN:almeno un milione di volte più di una
nova
PROSSIMO APPUNTAMENTO:PROSSIMO APPUNTAMENTO:
Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005
19 MAGGIO 2005ore 18:00, Aula Ferrari
Achille Nucita
GIGANTI OSCURI:
L'inevitabile attrazione della gravità
