Evoluzione delle stelle

Evoluzione delle stelle
Un dato importante ai fini
dell’evoluzione stellare è
costituito dalla composizione
chimica delle stelle .. Come
abbiamo visto, essa è legata alla
loro età e alla loro temperatura
Il diagramma H.R
• Uno strumento di indagine
fondamentale a tale proposito è
costituito dal diagramma di
Hertzsprung-Russell chiamato così dal
nome dei due astronomi che
indipendentemente l’uno dall’altro lo
costruirono nel 1911 e nel 1913
Un diagramma HR è un diagramma
cartesiano nel quale si riportano in
ascisse le temperature superficiali
delle stelle e in ordinate le rispettive
luminosità
Il diagramma H-R viene utilizzato per comprendere
l'evoluzione e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e
degli agglomerati stellari: ammassi aperti, ammassi globulari
e galassie. Grazie al diagramma H-R è possibile: confrontare
le predizioni teoriche dei modelli di evoluzione stellare con le
osservazioni per verificare l'accuratezza delle prime;
determinare l'età, la composizione chimica e la distanza di
una popolazione stellare; derivare la storia della formazione
stellare di una agglomerato di stelle etc.
Come funziona il diagramma HR
• Nel diagramma i punti rappresentativi
delle stelle non si dispongono a caso
bensì in modo caratteristico. La maggior
parte delle stesse si dispone in una
fascia che attraversa in diagonale il
diagramma. A questa fascia si dà il nome
di sequenza principale.
Diagramma HR e i principali
gruppi di stelle
• Un gruppo abbastanza numeroso di
stelle si colloca nella parte superiore
destra del diagramma, ad alta
luminosità e bassa temperatura: si
tratta delle stelle giganti e supergiganti
rosse. Una piccola quantità di stelle si
colloca in basso a sinistra e si tratta
delle nane bianche, mentre un gruppo
poco numeroso che si trova in alto a
sinistra è costituito dalle stelle azzurre.
• La posizione di una stella nel sistema
HR, in sostanza, dipende solo dalla sua
massa, dalla composizione chimica e
dall’età. Con l’avanzare dell’età la
stella percorre un certo cammino nel
diagramma: le teorie dell’evoluzione
stellare cercano appunto di descrivere
questo cammino
• Abbiamo detto che
le stelle si originano
da enormi nubi di
gas e polveri in
quelli che vengono
chiamati “globuli di
Bok”. Queste
“nebulose” sono
formate da H e
polveri e si trovano
nella costellazione
dell’Aquila. Sono
visibili i globuli di
Bok
Fase di protostella
• Nei globuli di Bok,
sotto l’azione della
forza di gravità, i nuclei
di H si uniscono,
aumenta la densità e la
temperatura di questi
settori delle nebulose e
la stella si accende.
Siamo nella fase di
protostella in cui la
temperatura aumenta
fino ad innescare le
reazioni di fusione
nucleare dell’idrogeno
in elio.
FASE DI STABILITA’
• L’innesco delle reazioni nucleari libera
un’enorme quantità di energia (secondo la
ben nota equazione di Einstein) in quanto
parte della massa iniziale dell’idrogeno si
perde durante la trasformazione in elio e
viene trasformata in energia. La stella si
accende e rimane in questo stato per la
maggior parte della sua vita
E = mc2
• Il Sole si trova attualmente in questa
fase, che durerà tanto più a lungo
quanto più piccola è la massa iniziale
della stella. Tale massa deve essere
superiore a 0,1 masse solari altrimenti
non si raggiungono le temperature
necessarie per la fusione dell’idrogeno.
E’il caso dei pianeti e soprattutto di
Giove
Fase di nana bianca
• esaurito l’idrogeno, la stella,
ormai fatta di elio, subisce un
raffreddamento e una
conseguente contrazione. Se
la sua massa è minore di 0,5
masse solari, la successiva
reazione di fusione dell’elio
non è possibile e quindi la
stella inizia
progressivamente a
raffreddarsi. Le nane bianche
sono stelle delle dimensioni
di un pianeta come la Terra e
densità elevatissime tanto
che 1 cm3 di gas può avere
massa di diverse t
Sirio A
Sirio B
Giganti e supergiganti rosse
• Se invece la massa della stella è maggiore di
0,5 masse solari la contrazione permette il
raggiungimento di temperature elevatissime
nel nucleo sufficienti per innescare la
fusione dell’elio in carbonio. La stella
aumenta il suo raggio diventando una
gigante rossa o una supergigante rossa (il
raggio aumenta perché in questo caso
prevale la forza di espansione dovuta
all’aumento della temperatura)
Betelgeuse,
magnitudine 0,5:, è
un'enorme
supergigante rossa,
più grande dell'orbita
di Venere. Se fosse
messa al posto del
Sole, i suoi strati più
esterni sfiorerebbero
la Terra
Rigel) è la stella più
luminosa della
costellazione
(magnitudine 0,2).,
è una supergigante
blu estremamente
calda e luminosa
Betelgeuse
Bellatrix
Nebulosa di
Orione
Rigel
Fase di nebulosa planetaria
• Esaurito l’elio nel nucleo,
ormai divenuto tutto carbonio,
se la stella ha una massa di
1,44 masse solari la
contrazione del gas non
produce più calore e si
trasforma in una nebulosa
planetaria espellendo gli strati
più esterni e trasformandosi in
nana bianca dapprima e poi, a
raffreddamento completo, in
una nana nera.
La nebulosa Manubrio è il tipo
di nebulosa che il nostro Sole
produrrà quando terminerà la
fusione nucleare dell'idrogeno
in elio nel suo nucleo.
La nebulosa Anello mostra le
Diverse T dei gas espulsi dalla
Stella morente.
Fase di supernova
• Se la stella invece ha una massa
superiore a 1,44 masse solari,
attraverserà rapidamente fasi di
contrazione e di fusione nucleari
successive formando in serie elementi
sempre più pesanti con una
successione di catture di nuclei di elio.
Si formano cosi ossigeno, neon,
magnesio, silicio ed elementi sempre
più pesanti fino al ferro
•
•
Le trasformazioni chimiche
avvengono piuttosto
rapidamente fino alla fase del
ferro, nella quale non si ha più
produzione di energia.. La stella
diventa instabile e esplode
violentemente, forse a causa
della liberazione di una quantità
di energia enorme dovuta al
collasso del nucleo .
Diviene così una supernova che
aumenta la propria luminosità
nel cielo fino a un miliardo di
volte rendendosi visibile anche
in pieno giorno
• La Nebulosa Granchio,
originata dall’esplosione di
una supernova nel 1054 d.c.
Nel centro esatto della
nebulosa si trova una pulsar:
una stella di neutroni che
ruota alla velocità di 30 giri
al secondo
La pulsar del Granchio.
L'immagine combina dati
ottici dall'Hubble (in rosso) e
immagini a raggi X da
Chandra (in
Oltre le supernove
• Gran parte della materia stellare viene
proiettata nello spazio originando una
nebulosa residuale, ma il nucleo della
stella, che ha raggiunto eccezionali
valori di densità, si trasforma in una
stella di neutroni (se ha una massa
inferiore a 3-4 masse solari) oppure in
un buco nero se il nucleo ha una massa
maggiore di 4 masse solari
Stelle di neutroni
•
Una stella di neutroni ha un raggio pari a poche decine di km, ruota
rapidamente su se stessa ed emette radiazioni ottiche (raggi X) o radio
con la caratteristica di una rapida pulsazione, Si è formata così una
pulsar
Il modello di pulsar generalmente accettato, e raramente messo in
discussione, spiega le osservazioni con un fascio di radiazioni che
punta nella nostra direzione una volta per ogni rotazione della
stella di neutroni. L'origine del fascio rotante è legato al
disallineamento tra l'asse di rotazione e l'asse del campo
magnetico della pulsar, analogamente a quanto si osserva sulla
Terra. Il fascio è emesso dai poli magnetici della pulsar, che
possono essere separati dai poli di rotazione di un angolo anche
ampio. Questo angolo rende il comportamento dei fasci simile a
quello di un faro. La sorgente di energia dei fasci è l'energia
rotazionale della stella di neutroni, la quale rallenta lentamente la
propria rotazione per alimentare i fasci.
Buchi neri
• Sicuramente tra gli oggetti più misteriori e
affascinanti dell’Universo. Se la massa del nucleo
supera di 4 volte la massa del Sole, il collasso
diventa inarrestabile e il nucleo si contrae sempre
di più. La forza di gravità aumenta fino a non lasciar
sfuggire neanche la luce e la stella si trasforma in
un buco nero, un oggetto capace di attrarre ed
inglobare qualsiasi oggetto e qualsiasi radiazione
transiti vicino ad esso. Secondo la teoria della
relatività costituiscono una specie di “foro” nella
struttura dello spazio-tempo che, a causa della loro
massa, sono in grado di deformare.
Come si individuano i buchi neri
• I buchi neri sono gli unici oggetti
celesti che non possono essere studiati
direttamente in alcun modo, dato che
non emettono radiazione di nessun
tipo. Solo le nostre conoscenze di
fisica e matematica ci permettono di
immaginare come sono fatti. La loro
esistenza, infatti, è prevista dalla teoria
della Relatività generale di Einstein.
Come si individuano i buchi neri
• Un buco nero in un
sistema binario
risucchia gas dalla
sua compagna
A causa della rotazione del sistema
la materia strappata alla stella non
cade direttamente nel buco nero ma
raggiunge un disco di materia in rapida
rotazione intorno
ad esso con emissione di raggi X
• Nel sistema doppio
precedente, quando la
materia cade verso il buco
nero, emette raggi X: è
proprio attraverso questa
radiazione che un buco
nero può essere rivelato.
Al centro della fotografia
puoi vedere la sorgente di
raggi X detta Cygnus X-1,
che si trova nella
costellazione del Cigno. Si
tratta di una coppia di
stelle: una gigante e un
buco nero.
Probabile buco nero
Un altro fenomeno che permette di scorgere
indirettamente un buco nero è l'effetto di "lente
gravitazionale" che esso esercita. In condizioni
normali, la radiazione percorre una traiettoria
rettilinea; quella che passa abbastanza vicino ad un
buco nero, invece, viene incurvata a causa del suo
intenso campo gravitazionale.
L'effetto ottico di questa curvatura è quello che vedi
nel disegno.
Se un buco nero si
trova tra noi
e un oggetto produce
due o più immagini
dello
stesso oggetto
• A volte le immagini prodotte
da una lente gravitazionale
sono piu' di due. In questa
fotografia puoi vedere
l'immagine multipla di un
oggetto lontanissimo dello
spazio, detto "quasar". Una
lente gravitazionale
particolarmente massiccia si
trova tra noi e il quasar,
producendo quella che viene
detta "croce di Einstein".