Stelle - Liceo Locarno

Corso facoltativo
Astronomia
Stelle
Christian Ferrari & Gianni Boffa
Liceo di Locarno
Parte 2: Stelle
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Corpo nero: un modello stellare
Nucleosintesi stellare
Equilibrio stellare e origine della pressione
Diagramma HR e classificazione delle stelle
Formazione ed evoluzione stellare
Nane bianche e stelle a neutroni
Buchi neri
Supernove
Stelle binarie
Ammassi stellari
Stelle variabili
Astronomia: Stelle
2
Corpo nero: un modello stellare
• Le stelle emettono energia come radiazione
• Luminosità: energia totale emessa ogni
secondo come radiazione (unità W)
• Legge di Stefan-Boltzmann
L = luminosità
T = temperatura
R = raggio
σ = cost. di SB
• La radiazione è caratterizzata
da lunghezze d’onda diverse
→ Spettro del corpo nero
Astronomia: Stelle
3
Corpo nero: un modello stellare
http://astro.unl.edu/naap/blackbody/animations/blackbody.html
Astronomia: Stelle
4
Corpo nero: un modello stellare
Astronomia: Stelle
5
Corpo nero: un modello stellare
• Legge di Wien: picco di emissione
• Relazione colore – lunghezza d’onda
Astronomia: Stelle
6
Nucleosintesi stellare
• Stella: «palla di gas» nella quale avvengono
reazioni di fusione nucleare
• Fusione nucleare: unione di nuclei leggeri in
uno più pesante con liberazione di energia
(radiazione → luminosità)
• Diverse reazioni in funzione della temperatura
centrale della stella
Se il gas è ideale
Astronomia: Stelle
7
Nucleosintesi stellare
• Per ottenere la fusione nucleare è necessario
vincere la repulsione coulombiana
Astronomia: Stelle
8
Nucleosintesi stellare
• Catena
protone-protone
• Bilancio di reazione
• Trasformazione
Idrogeno → Elio
• Nelle stelle «piccole»
Astronomia: Stelle
9
Nucleosintesi stellare
• Catena CNO
• Bilancio di reazione
• Trasformazione
Idrogeno → Elio
• Nelle stelle «grandi»
Astronomia: Stelle
10
Nucleosintesi stellare
• Processo triplo α
• Bilancio di reazione
• Trasformazione
Elio → Carbonio
• Fornisce C per il
ciclo CNO nelle generazioni di stelle anteriori
Astronomia: Stelle
11
Nucleosintesi stellare
• Fusione He + C/N
• Fusione C+C
Astronomia: Stelle
12
Nucleosintesi stellare
• Fusione O+O
• Fusione del Silicio fino al Ferro
Astronomia: Stelle
13
Nucleosintesi stellare
• Oltre il 56Fe: cattura di neutroni
• I neutroni possono «entrare» nel nucleo senza
difficoltà e dare luogo a decadimenti beta
• Si generano nuclei con numero atomico Z
maggiore
• Due processi:
– s-process: decadimento prima dell’assorbimento
di un secondo neutrone
– r-process: il caso contrario
Astronomia: Stelle
14
Nucleosintesi stellare
• Nei processi nucleari un ruolo importante è la
fotodisintegrazione
– Fotoni energetici scindono nuclei grandi in nuclei
più piccoli invertendo le reazioni di fusione che li
generano
– Necessarie altissime temperature
– Esempio: inversione fusione He + C/N o
fotodisintegrazione del Ferro
Astronomia: Stelle
15
Equilibrio stellare e pressione
• Due tendenze contrarie
– Gravità:
compressione
sul nucleo
– Pressione:
espansione in
tutto lo spazio
• Equilibrio idrostatico
(gradiente di pressione)
Astronomia: Stelle
16
Equilibrio stellare e pressione
• Pressione del fluido come gas perfetto
ρ = densità
µ = peso molecolare medio
• Pressione di radiazione dei fotoni
c = velocità della luce
• Pressione della materia degenere (effetti
quantistici), indipendente dalla temperatura!
Astronomia: Stelle
17
Equilibrio stellare e pressione
• A dipendenza della massa:
– Tra 1−10M⊙ gas perfetto
– Sopra 10M⊙ pressione di radiazione importante
– Sotto le 0,1M⊙ pressione della materia degenere
importante
• La pressione di radiazione limita la massa delle
stelle a
• Instabilità dovuta al vento stellare che espelle
gli strati esterni riducendo la massa
Astronomia: Stelle
18
Diagramma HR e classificazione stelle
• Classificazione delle stelle in funzione di:
– Temperatura superficiale
– Luminosità
• Si ottiene il diagramma HR (HertzsprungRussell)
• 80-90% delle stelle: sequenza principale (SP)
• Le altre: nane bianche, giganti e supergiganti
rosse
Astronomia: Stelle
19
Diagramma HR e classificazione stelle
Astronomia: Stelle
20
Diagramma HR e classificazione stelle
• Dati sperimentali
– Satellite Hipparcos
(High Precision Parallax
Collecting Satellite)
– Missione ESA terminata
nel 1993
– Più di 120’000 stelle
Astronomia: Stelle
21
Diagramma HR e classificazione stelle
• Sulla SP:
– Relazione semplice
tra temperatura
e luminosità
– È il raggio a
definire se una
stella si trova
sulla SP
Astronomia: Stelle
22
Diagramma HR e classificazione stelle
Astronomia: Stelle
23
Diagramma HR e classificazione stelle
Astronomia: Stelle
24
Diagramma HR e classificazione stelle
• Fuori dalla SP stelle caratterizzate da:
– Luminosità troppo grande rispetto alla
temperatura → (super)giganti rosse
queste stelle sono più grandi delle rispettive nella
SP (raggio maggiore)
– Luminosità troppo piccola rispetto alla
temperatura → nane bianche
queste stelle sono più piccole delle rispettive nella
SP (raggio minore)
Astronomia: Stelle
25
Diagramma HR e classificazione stelle
• Sulla SP vale una relazione massa-luminosità
Astronomia: Stelle
26
Diagramma HR e classificazione stelle
• Come determinare temperatura e luminosità?
• Analisi degli spettri di assorbimento
– Emissione di tutto lo spettro di corpo nero dalla
stella (fotosfera)
– Gli elementi dell’atmosfera possiedono livelli di
energia discreti
– Assorbimento da parte dell’atmosfera: solo la
radiazione con una specifica lunghezza d’onda può
essere assorbita
Astronomia: Stelle
27
Diagramma HR e classificazione stelle
Astronomia: Stelle
28
Diagramma HR e classificazione stelle
• Temperatura
– Legge di Wien (picco di emissione)
– Analisi degli spettri di assorbimento
dell’atmosfera: l’intensità relativa delle righe varia
con la temperatura
• Secondo la temperatura: tipi spettrali
O B A F G K M (sottoclassi 0-9)
(Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me)
Astronomia: Stelle
29
Diagramma HR e classificazione stelle
Astronomia: Stelle
30
Diagramma HR e classificazione stelle
• Al variare della temperatura
gli spettri variano
qualitativamente:
– Intensità relativa (=profondità)
diversa
– Assorbimenti diversi
– ESEMPIO Balmer: max a 9000 K,
a temp. inferiori poca energia,
a temp. superiori idrogeno
ionizzato
Astronomia: Stelle
31
Diagramma HR e classificazione stelle
• Luminosità
– Stessa classe spettrale non implica stessa
luminosità (a causa del raggio diverso)
– Analisi degli spettri di assorbimento
dell’atmosfera: l’intensità assoluta delle righe varia
con la luminosità
• Secondo la luminosità: classi di luminosità
sistema MK (Morgan-Keenan)
I II III IV (giganti) V (SP) D (nane bianche)
Astronomia: Stelle
32
Diagramma HR e classificazione stelle
• Al variare della luminosità
gli spettri cambiano
qualitativamente:
– Intensità assoluta (= definizione) diversa
– Righe poco intense (fini, ben definite) = Lum. alta
– Righe intense (larghe, poco definite) = Lum. bassa
Astronomia: Stelle
33
Diagramma HR e classificazione stelle
Giganti
SP
Nane
Raggio
Luminosità
Densità
Interazione tra elementi
Definizione livelli di
energia
Definizione righe spettrali
Larghezza righe spettrali
OSS: tra G e N raggio e massa fattore dello stesso ordine di grandezza, ma densità ∼ M/R3
Astronomia: Stelle
34
Diagramma HR e classificazione stelle
http://astro.unl.edu/naap/hr/hr.html
Astronomia: Stelle
35
Hot and brilliant O stars
in star-forming regions
http://www.eso.org/public/images/eso1230b/
Astronomia: Stelle
36
http://www.eso.org/public/images/eso0102b/
Alpha Centauri in the
HR-System
Astronomia: Stelle
37
http://www.eso.org/public/images/eso0307a/
The Triple Stellar System Alpha
Centauri
Astronomia: Stelle
38
http://www.eso.org/public/images/eso0232a/
Proxima Centauri - the
nearest star
Astronomia: Stelle
39
http://www.eso.org/public/images/eso1241e/
The bright star Alpha Centauri
and its surroundings
Astronomia: Stelle
40
Diagramma HR e classificazione stelle
• Classificazione in funzione della composizione
chimica
– X = % idrogeno
– Y = % di elio
– Z = % degli altri elementi: metallicità
• 3 popolazioni di stelle
– Popolazione I: stelle ricche di metalli (Z < 0,03)
– Popolazione II: stelle povere di metalli (Z ∼ 0)
– Popolazione III: stelle della prima generazione
(Z=0)
Astronomia: Stelle
41
Diagramma HR e classificazione stelle
Multiple choice (Stellar Properties (HR))
Astronomia: Stelle
42
Formazione ed evoluzione stellare
• Tutte le stelle seguono la stessa serie di tappe
Nube interstellare e protostella
Sequenza principale (SP)
Gigante / supergigante rossa
Nebulosa planetaria o supernova
e relativo residuo stellare
Astronomia: Stelle
43
Formazione ed evoluzione stellare
• Mezzo interstellare (ISM). Gas e polvere:
– Idrogeno neutro (HI), ionizzato (HII) e molecolare
(H2) (∼ 70%)
– Elio (∼ 30%)
– Silicati, molecole semplici, idrocarburi, … (Si, O, N, C)
• Tre forme diverse per il gas interstellare:
– Nubi di idrogeno HI
– Nubi di idrogeno HII
– Nubi molecolari giganti (NMG)
Astronomia: Stelle
44
http://www.eso.org/public/images/eso9924a/
Astronomia: Stelle
B68, the Dark Cloud
45
http://www.eso.org/public/images/eso0102b/
Astronomia: Stelle
B68 in infrared
46
http://www.eso.org/public/images/eso9925a/
Star-forming Region RCW 108 in Ara
Astronomia: Stelle
47
http://www.eso.org/public/images/tarantula/
The Tarantula Nebula in LMC
Astronomia: Stelle
48
http://www.eso.org/public/images/eso0930b/
Astronomia: Stelle
The Trifid Nebula
49
http://www.eso.org/public/images/eso1208c/
Infrared/visible-light
comparison of the
Carina Nebula
Astronomia: Stelle
50
http://www.spacetelescope.org/images/opo9544a/
Astronomia: Stelle
Pillars of Creation
51
http://www.spacetelescope.org/images/opo9734m/
Eagle Nebula with a
representation of a
giant molecular cloud
Astronomia: Stelle
52
Visible and infrared views of the
Horsehead Nebula
http://www.spacetelescope.org/images/heic1307b/
Astronomia: Stelle
53
http://www.eso.org/public/images/eso0513a/
Part of the LMC H II
Region N214
Astronomia: Stelle
54
Formazione ed evoluzione stellare
• La formazione di una stella inizia con un
collasso gravitazionale nelle zone di
maggiore densità
• Possibili meccanismi innescanti il collasso:
– Passaggio della nube in una regione di attrazione
gravitazionale più intensa (braccia a spirali delle
galassie dove avviene un urto di compressione)
– Onda d’urto proveniente dall’esplosione di una
supernova, che circoscrive la nube e la comprime
Astronomia: Stelle
55
Formazione ed evoluzione stellare
Astronomia: Stelle
56
Formazione ed evoluzione stellare
• Gli aumenti di pressione comprimono le nubi
di gas sufficientemente per farle collassare
gravitazionalmente
• Risultato: ammassi di gas si comprimono e
diventano proto-stelle con attorno un disco
• Nella compressione il gas perde energia
potenziale gravitazionale e acquista energia
termica: la proto-stella si riscalda (2000-3000 K)
Astronomia: Stelle
57
Embrionic stars in the Trifid Nebula
Astronomia: Stelle
58
http://www.eso.org/public/images/eso9948b/
Protostar HH-34 in Orion
Astronomia: Stelle
59
Formazione ed evoluzione stellare
• Se
– Temperatura del centro non sufficiente per
attivare la fusione dell’idrogeno, la proto-stella si
stabilizza e diventa una nana bruna
• Se
– La fusione dell’idrogeno è possibile, la fase preSP si conclude con la fase chiamata T-Tauri in cui
la giovane stella produce forti venti assiali
– Il disco (proto)planetario darà vita ai pianeti
Astronomia: Stelle
60
Formazione ed evoluzione stellare
Astronomia: Stelle
61
Fase T-Tauri
Astronomia: Stelle
62
Formazione ed evoluzione stellare
http://www.spacetelescope.org/videos/heic1118a/
Astronomia: Stelle
63
Formazione ed evoluzione stellare
• Terminata la fase pre-SP, le reazioni di fusione
dell’idrogeno
– Catena pp per stelle di massa
– Ciclo CNO per stella di massa
rendono stabile la stella (equilibro idrostatico)
• Nel diagramma HR la stella si trova nella ZAMS
e passerà circa il 90% del suo tempo sulla SP
Astronomia: Stelle
64
Formazione ed evoluzione stellare
• Tempo passato nella SP:
= cost (energia
per unità di massa fusa – circa il 10%)
• Da cui, con
• La massa indica dove si collocano sulla SP
M ↑ , Tc ↑, tasso di reazione ↑, L ↑, T ↑
Astronomia: Stelle
65
Formazione ed evoluzione stellare
• Stella = gas perfetto
massa media di
una particella
• Durante la fusione µ ↑
a parità di T e ρ p ↓
quindi compressione sul
nucleo, Tc ↑ e pure L ↑
la stella si dilata,
nuovo eq. idrodinamico
Astronomia: Stelle
66
Formazione ed evoluzione stellare
• L’evoluzione post-SP dipende dalla massa:
– Se
: (super)gigante rossa, nebulosa
planetaria e nana bianca
– Se
: (super)gigante rossa, supernova,
stella a neutroni o buco nero
• A dipendenza dalle temperature raggiunte si
attivano le diverse reazioni di fusione
• L’evoluzione generale è: µ ↑, compressione
nucleo, Tc ↑, L ↑, R ↑ (evolutionary track in HR)
Astronomia: Stelle
67
Formazione ed evoluzione stellare
Astronomia: Stelle
68
Formazione ed evoluzione stellare
Super GR Gigante rossa
• Tre stadi di
evoluzione post-SP
– RGB:
H burning shell
– HB:
He burning core
H burning shell
– AGB:
He burning shell
H burning shell
SP
Astronomia: Stelle
HB
RGB
AGB
69
HB
RGB
Formazione ed evoluzione stellare
Il nucleo si contrae, Tc ↑
Hydrogen burning shell
Espansione, T sup. ↓, L ↑
He = 8% → gas degenere
Fase gigante rossa
Il nucleo di contrae e inizia la
fusione dell’elio (helium flash)
– Tc ↑, gas non degenere, espansione
del nucleo, hydrogen burning shell ↓
– Contrazione, T sup. ↑, L ↓
–
–
–
–
–
–
Astronomia: Stelle
70
Formazione ed evoluzione stellare
http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/applets/Hr/frame.html
Astronomia: Stelle
71
AGB
Formazione ed evoluzione stellare
Contrazione nucleo, Tc ↑
Hydrogen burning shell
Espansione, T sup. ↓, L ↑
Vento stellare fino a
all’anno
– Fase supergigante rossa
–
–
–
–
Questo vale per
Per
la partenza dalla SP è identica, ma la
fusione dell’elio è meno «improvvisa» (no helium flash)
Astronomia: Stelle
72
Formazione ed evoluzione stellare
AGB
• Per
–
–
–
–
Contrazione del nucleo
Aumento di Tc
Nuove fusioni possibili
Foto-disintegrazione
e produzione di He
– Processo molto rapido a causa della riduzione del
tasso di generazione di energia nucleare
– Supergiganti rosse con nucleo a cipolla
Astronomia: Stelle
73
http://www.spacetelescope.org/images/opo9604b/
The Atmosphere of Betelgeuse
Astronomia: Stelle
74
Formazione ed evoluzione stellare
• Per
si assiste poi a:
– Espansione dell’involucro esterno (10-30 km/s)
– Formazione di un nucleo denso senza reazioni di
fusione attorniato da un disco di materia espulsa
• Nebulosa planetaria
– Restituzione di massa all’ISM (max 50’000 anni)
– Nucleo inattivo compresso gravitazionalmente,
pressione della materia degenere (elettroni)
• Formazione di una nana bianca
Astronomia: Stelle
75
http://www.eso.org/public/images/eso0948a/
The life of Sun-like stars
Astronomia: Stelle
76
http://www.eso.org/public/images/eso0907a/
Astronomia: Stelle
The Helix Nebula
77
http://www.eso.org/public/images/eso1205d/
Infrared/visible light comparison
view of the Helix Nebula
Astronomia: Stelle
78
http://www.spacetelescope.org/images/opo9613a/
Colliding Gas in the Helix Nebula
Astronomia: Stelle
79
http://www.spacetelescope.org/images/opo0028a/
Astronomia: Stelle
The Spirograph Nebula
80
http://www.spacetelescope.org/images/heic9910a//
Astronomia: Stelle
The Eskimo Nebula
81
http://www.spacetelescope.org/images/opo9738d/
Hubble's Planetary Nebula
Gallery. A View of NGC 6826
Astronomia: Stelle
82
http://www.spacetelescope.org/images/opo9501c/
Astronomia: Stelle
The Cat's Eye Nebula
83
http://www.spacetelescope.org/images/opo0214a/
Astronomia: Stelle
IC Beauty
84
Formazione ed evoluzione stellare
http://www.spacetelescope.org/videos/hubblecast52a/
Astronomia: Stelle
85
Formazione ed evoluzione stellare
• Per
si assiste poi a:
– Nucleo molto caldo (
)
fotodisintegrazione del ferro e produz. di protoni
– Contrazione gravitazionale e cattura elettronica
CE
– Nucleo centrale formato di neutroni
– Rapido collasso (fino a 70000 km/s) nella parte
esterna del nucleo (manca la pressione degli
elettroni degeneri «utilizzati» per la CE)
Astronomia: Stelle
86
Formazione ed evoluzione stellare
– Collasso della parte centrale arrestata dalla
pressione dei neutroni degeneri
– Onda d’urto verso l’esterno che spazza via gli
strati esterni nel ISM
– Formazione di elementi pesanti tramite CE e β
• La stella è una supernova (di tipo II)
• Il nucleo residuo è una stella a neutroni
• Se il collasso del nucleo non è arrestato dalla
pressione dei neutroni degeneri buco nero
Astronomia: Stelle
87
Formazione ed evoluzione stellare
Astronomia: Stelle
88
http://www.spacetelescope.org/images/heic0515a/
The Crab Supernova remnant
(SN 1054)
Astronomia: Stelle
89
http://www.spacetelescope.org/images/opo9904a/
SN 1987A in the Large Magellanic Cloud
Astronomia: Stelle
90
http://www.spacetelescope.org/images/opo9703a/
Structure Of Supernova
1987A Explosion Debris
Astronomia: Stelle
91
http://www.spacetelescope.org/images/opo1030a/
Shocked region around SN 1987A
Astronomia: Stelle
92
http://www.spacetelescope.org/images/ann1111a/
Astronomia: Stelle
Supernova 1987A
93
Formazione ed evoluzione stellare
• Curva di luce
della SN 1987A
Astronomia: Stelle
94
Formazione ed evoluzione stellare
Astronomia: Stelle
95
Formazione ed evoluzione stellare
Multiple choice (Stellar Evolution)
Astronomia: Stelle
96
Nane bianche e stelle a neutroni
• Nuclei stellari molto compressi
–
–
–
–
Ricombinazione nuclei-elettroni impossibile
Effetti quantistici importanti (per masse piccole)
Principio di esclusione di Pauli
Gas degenere che possiede una
pressione indip. da T !!!
• La pressione «quantistica» può
contrastare quella gravitazionale (ma non sempre)
Astronomia: Stelle
97
Nane bianche e stelle a neutroni
• Nana bianca: stadio finale di una stella con
– Tipicamente composta da C e O
– R∼
-M∼
- grandi densità
– T
apparenza blu-bianca
• Stabilità: pressione degli elettroni degeneri,
possibile solo se la massa finale è inferiore al
limite di Chandrasekhar
Astronomia: Stelle
98
http://www.spacetelescope.org/images/heic0516a/
The Dog Star, Sirius A, and its
tiny companion
Sirius B
Astronomia: Stelle
99
http://www.spacetelescope.org/images/opo0825a/
White dwarf stars in open cluster NGC 6791
Astronomia: Stelle
100
http://www.spacetelescope.org/images/opo0742d/
White Dwarfs in NGC 6397
Astronomia: Stelle
101
Nane bianche e stelle a neutroni
• Stella a neutroni: stadio finale di una stella
con
(e
)
–
–
–
–
R∼
- grandissime densità (
T∼
emissione di raggi X
Grande velocità di rotazione (piccoli periodi)
Campi magnetici intensi
)
• Stabilità: pressione dei neutroni degeneri,
possibile solo se la massa finale è inferiore a
Astronomia: Stelle
102
Nane bianche e stelle a neutroni
• Pulsar (pulsating radio star):
– Stella a neutroni con
periodo tra di re forte
e forte campo magnetico
non allineato all’asse
di rotazione
– Emissione di onde radio
dai poli e in un cono
– Ricezione pulsata del
segnale: «faro cosmico»
Astronomia: Stelle
103
http://www.spacetelescope.org/images/opo9622a/
The Crab Nebula and its Pulsar
Stelle
Left: The pulsar is visible at the left Astronomia:
of the pair
of stars near the center of the frame104
http://www.spacetelescope.org/images/opo9622b/
Changes in the Inner Crab Nebula
Astronomia: Stelle
105
http://www.spacetelescope.org/images/opo0224a/
Space Movie Reveals Shocking
Secrets of the Crab Pulsar
Astronomia: Stelle
106
http://www.chandra.harvard.edu/photo/2013/vela/
Vela Pulsar Jet: New Chandra Movie
Features Neutron Star Action
Astronomia: Stelle
107
Buchi neri
• Una stella a neutroni che non può essere
stabilizzata dalla pressione dei neutroni
degeneri diventa un buco nero
• La massa collassa in una
singolarità di densità
infinita
• Proprietà: massa, carica
elettrica, spin …
a black hole has no hair!
Astronomia: Stelle
108
Buchi neri
Astronomia: Stelle
109
Buchi neri
• Classicamente la luce non può uscire
dall’orizzonte degli eventi, sfera di raggio
Raggio di
Schwarzschild
• Tutta la massa è
all’ interno dell’orizzonte
Astronomia: Stelle
110
Buchi neri
• I buchi neri non sono solo lo stadio finale di
una stella massiccia
• Classificazione dei buchi neri:
– Stellar-mass black hole: generato dal collasso di
una stella
– Intermediate-mass black hole (IMBH): potrebbe
essere formato in ISM particolarmente densi, o
come fusione di stelle massicce che collassano, o
ancora come inglobamento di una stella in un
buco nero stellare
Astronomia: Stelle
111
Buchi neri
– Supermassive black hole (SMBH): tipicamente
nel nucleo di una galassia, potrebbe essere
formato dalla collisione di galassie o
dall’estensione di un IMBH
– Primoridal black hole: creato dal Big Bang, si
pensa che
Astronomia: Stelle
112
Buchi neri
• Come si osservano i buchi neri (BH)?
– Grazie ai dischi di accrescimento di gas attorno a
BH che si trovano in sistemi binari
– Nel sistema binario il trasferimento di massa
verso il BH rilascia una grande quantità di
energia, questo si manifesta con l’emissione di
radiazione X
(quando il gas cade nel buco nero la sua energia
gravitazionale è convertita in parte in radiazione)
– La luminosità raggiunge le migliaia di
Astronomia: Stelle
113
Buchi neri
Astronomia: Stelle
114
http://www.eso.org/public/images/eso1028a/
Astronomia: Stelle
A stellar black hole
115
http://www.spacetelescope.org/images/opo0419a/
Hidden Black Holes
Revealed in GOODS Field
Astronomia: Stelle
116
http://www.chandra.harvard.edu/photo/2013/sgra_gas/
Astronomia: Stelle
Sagittarius A* Black hole
117
Black hole at the center
of the Milky Way
Astronomia: Stelle
118
Buchi neri
• Dal punto di vista quantistico: radiazione di
Hawking
– Produzione di coppie
elettrone-positrone
– In prossimità dell’orizzonte
una delle particelle può
cadere nel BH, per un
osservatore lontano
la particella non riassorbita
appare come emessa dal BH
Astronomia: Stelle
119
Buchi neri
http://www.spacetelescope.org/videos/hubblecast43a/
Astronomia: Stelle
120
Buchi neri
http://www.eso.org/public/videos/eso0846a/
Astronomia: Stelle
121
Buchi neri
http://www.eso.org/public/videos/eso1151a/
Astronomia: Stelle
122
Stelle a neutroni e buchi neri
Multiple choice (Stellar Ends)
Astronomia: Stelle
123
Supernove
• Classificazione delle SN in base agli spettri
– Tipo I
(assenza righe di H)
Ia forti righe di Si
Ib forti righe di He
(senza o poco Si)
Ic assenza righe He
– Tipo II
(forti righe di H)
Astronomia: Stelle
124
Supernove
• Sottoclassi tipo II in base alle curve di luce
(L in funzione del tempo trascorso dall’esplosione)
Astronomia: Stelle
125
Supernove
• Supernove di tipo Ia: curve di luce molto
regolari con relazione chiara
picco di luminosità – tasso di decrescita
• L maggiore, decrescita più lenta
• Nelle SN Ia viene generata la maggior parte
del Ferro presente nell’Universo!
• L’energia rilasciata dall’esplosione porta a
grandissime luminosità, fino a
Astronomia: Stelle
126
Supernove
• Formazione:
– Distruzione di una nana bianca in un sistema
binario con una gigante rossa senza resti
– Il trasferimento di massa (H e He) porta la nana
bianche oltre il limite di Chandrasekhar
– Dopo
inizia la fusione del carbonio nel
nucleo che si riscalda (fino alla generazione di Fe)
ma non si espande essendo materia degenere
– Tolta la degenerazione forte espansione con
onda d’urto che porta all’esplosione
Astronomia: Stelle
127
Supernove
Astronomia: Stelle
128
http://www.eso.org/public/images/eso0731b/
SN 2006X, before and after the Type Ia
Supernova explosion (artist's impression)
Astronomia: Stelle
129
http://www.eso.org/public/images/eso1308b/
The remnant of the supernova SN 1006
seen at many different wavelengths
radio (red), X-ray (blue)
and visible light (yellow).
Astronomia: Stelle
130
http://www.spacetelescope.org/images/opo0429g/
Kepler's Supernova Remnant
SN 1604
Astronomia: Stelle
131
HUBBLE 15 YEARS OF DISCOVERY
CHAPTER 4
Astronomia: Stelle
132
Stelle binarie
• Sistemi multipli composti da più stelle in
reciproca interazione gravitazionale (almeno
la metà delle stelle fa parte di un sistema
multiplo)
• Stelle binarie due tipi semplici:
– Binarie visuali: osservazione diretta
– Binarie spettroscopiche: cambiamenti periodici
nelle righe spettrali per effetto Doppler
(il periodo dello spostamento coincide con quello
orbitale)
Astronomia: Stelle
133
Stelle binarie
Astronomia: Stelle
134
http://www.spacetelescope.org/images/heic0516g/
An artist's impression of Sirius A and B
Astronomia: Stelle
135
Ammassi stellari
• Un ammasso stellare (cluster stellare) è un
gruppo di stelle molto denso
• Generalmente queste stelle sono nate tutte
più o meno assieme e che hanno la stessa età
e composizione chimica
• Due tipi principali di ammasso:
– ammassi globulari, gruppi sferici molto grandi ed
antichi (stelle di popolazione II)
– gli ammassi aperti, giovani raggruppamenti di
forma più eterogenea
Astronomia: Stelle
136
http://www.eso.org/public/images/eso0848a/
NGC 2264 and the
Christmas Tree cluster
Astronomia: Stelle
137
http://www.eso.org/public/images/eso0940a/
A Snapshot of the Jewel
Box cluster
Astronomia: Stelle
138
http://www.spacetelescope.org/images/opo9545n/
Astronomia: Stelle
Trapezium, Orion Nebula
139
http://www.spacetelescope.org/images/potw1137a/
A remote outpost of the
Milky Way
Astronomia: Stelle
140
http://www.spacetelescope.org/images/potw1231a/
A ten billion year stellar dance
Astronomia: Stelle
141
Stelle variabili
• Stella variabile: caratterizzata da una
variazione periodica della luminosità
• Diverse categorie, ad esempio stelle pulsanti:
– Le variabili Cefeidi
– Le variabili RR Lyrae
(si trovano nell’instability strip)
• Meccanismo
– Strati esterni instabili
– Propagazione dell’instabilità
– Pulsazione
Astronomia: Stelle
142
Stelle variabili
• Oscillazione (espansione, contrazione)
limitata alla sola superficie
• Variazione in luminosità causata unicamente
dalla variazione della superficie esterna e la
sua temperatura superficiale
• Luminosità delle Cefeidi in genere compresa
tra
, periodo di oscillazione
da 1 a 70 giorni
• RR Lyrae caratterizzate da un periodo molto
corto, dell’ordine di 1,5 − 24 ore
Astronomia: Stelle
143
Stelle variabili
Astronomia: Stelle
144
Stelle variabili
• Caratteristica relazione periodo-luminosità
Astronomia: Stelle
145
http://www.spacetelescope.org/images/opo1115a/
The star that changed the Universe
Astronomia: Stelle
146
http://www.spacetelescope.org/images/opo9449b/
Cepheid Variable Star in Galaxy M100
Astronomia: Stelle
147