Presentazione "Le stelle" - Scuola media Nino Martoglio di Belpasso

Vita delle stelle
Nebulose
La parola nebulosa deriva dal latino nebula
che significa nuvola.
Una nebulosa è una grande nube di gas e
di polveri che si trova nello spazio
interstellare.
Le nebulose sono costituite da circa
il 70 % di idrogeno,
il 28 % di elio
e solo lo 0.2 % di carbonio, ossigeno, azoto
ed altri atomi piu' pesanti.
Tali gas sono presenti sia allo stato neutro
sia di plasma, ovvero di gas ionizzato,
formato da elettroni e ioni positivi.
Le piu' grandi possono raggiungere le dimensioni di
qualche decina di anni luce. Nelle regioni piu' dense
e fredde delle nebulose possono nascere nuovi
ammassi di stelle e la conseguenza e' che la
nebulosa, prima oscura, diventa successivamente
brillante e colorata.
Nebulosa Farfalla
un altro esempio….
Nebulosa Occhio di Gatto
CLASSIFICAZIONE
1 ) NEBULOSE AD
EMISSIONE
Queste sono nubi di gas e
polvere nello spazio che
emettono luce. Nella maggior
parte dei casi ciò avviene perchè
la nebulosa è riscaldata
dall'irraggiamento di una o più
giovani stelle vicine molto calde.
Tra le nebulose ad emissione
rientrano anche le Nebulose
planetarie ed i residui di
supernove. Le nebulose
planetarie sono un tipico esempio
di fase finale della vita di una
stella di medie dimensioni.
2) NEBULOSE A
RIFLESSIONE
In questo caso la luce di
stelle vicine colpisce
queste nebulose che ne
riflettono la luce. Esse
ci appaiono azzurre a
causa del modo in cui la
luce viene dispersa dalle
particelle di polvere
nella nebulosa (è lo
stesso fenomeno che fa
apparire azzurro il
cielo). Un notevole
esempio di questo tipo
di nebulosa è l'ammasso
aperto M45 o Pleiadi.
3) NEBULOSE OSCURE
Sono nubi fredde di gas e polvere che sono visibili solo
perchè assorbono la luce di stelle lontane, che nascondono
in tal modo alla vista. La massa di una nebulosa oscura può
superare anche di 1000 volte quella del Sole e, se è
sufficientemente grande può condensarsi e dare origine a
nuove stelle che, con la loro, luce la trasformeranno in una
nebulosa luminosa ad emissione.
Evoluzione stellare
La nascita delle prime stelle è sicuramente
riconducibile a quella dell'intero universo,
esse si sono formate, e continuano a
formarsi, a partire da materiale
interstellare, ricco di polveri e gas, che
vaga per lo spazio galattico.
Spesso esso si addensa in fitte nubi così che al loro
interno la materia inizierà a raggrupparsi, per effetto
della gravità, in agglomerati, detti comunemente globuli di
Bok, dei veri e propri embrioni stellari. Ognuno di questi a
sua volta accumulerà sempre piu' materia, in modo tale da
far crescere anche le forze gravitazionali, gli strati
interni si contrarranno sempre piu' facendo aumentare la
temperatura e la densità.
EGGS (Globuli Gassosi
Evaporanti ) in M16
Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni
di gradi, si innescheranno allora le reazioni
termonucleari e si avvia il processo di nucleosintesi
stellare, nel quale l'idrogeno si fonde in elio con
conseguente produzione di enormi quantità di
energia.
E’ nata una stella!
La fase di maggior attività di ogni stella, durerà per un
tempo dipendente dalla quantità di materia.
Infatti, quanto più sarà la massa stellare, tanto più la
stella brillerà di splendore, bruciando però più
velocemente le proprie risorse energetiche.
Di conseguenza le stelle con massa maggiore avranno una
vita inferiore rispetto a quelle di dimensioni minori.
Quando quando tutto l'idrogeno si sarà tramutato in
elio, il nucleo centrale della stella non riuscirà più a
produrre quella quantità di energia necessaria a
contrastare le forze gravitazionali, che così
torneranno a contrarre l'astro. I conseguenti aumenti
di temperatura causeranno l'espansione degli strati
gassosi esterni che si estenderanno per centinaia di
milioni di km (gigante rossa).
Gli studiosi pensano che il nucleo stellare continui a
contrarsi dando fondo a tutte le risorse energetiche. Gli
ultimi elementi fonderanno allora in altri sempre piu'
pesanti (idrogeno, elio, carbonio, ecc...), sino a
raggiungere uno stato di squilibrio dove, a seconda delle
dimensioni della stella, essa evolve in differenti maniere.
Nana bianca
E’ lo stadio finale di
quelle con massa fino ad
1,4 masse solari. In essa
praticamente, dopo
l'espulsione degli strati
esterni, rimarrà un
involucro gassoso che
creerà una nebulosa
planetaria, al centro della
quale vi sarà il nucleo
stellare che non irradierà
più energia,
raffreddandosi quindi in
maniera molto lenta sino a
diventare una nana nera.
NGC2440
Una Nana Bianca appena nata

Stella di neutroni
se la massa è compresa fra 1,4 masse solari fino ad un
valore di 2-3 volte tanto il corpo stellare, diventando per
una supernova, espanderà e espellerà gli strati esterni. Il
nucleo invece, diminuendo le proprie dimensioni, aumenterà
la densità, alla fine diventerà una sfera estremamente
compatta (con un diametro di una decina di km), che per
effetto delle grandi forze risultanti e dell'intenso campo
magnetico, inizierà a girare vorticosamente attorno al
proprio asse emettendo particolari impulsi sotto forma di
onde radio (pulsar).
PULSAR
La supernova del 1987
Supernova del 1994 in una galassia lontana
Buco nero
Quando la massa di una stella ammonta ad oltre 3 volte
quella del Sole la stella inizia a contrarsi per effetto
delle grandi forze gravitazionali, ed in maniera molto più
massiccia, che non nelle stelle di dimensioni minori. La
densità crescerà allora all'infinito dando inizio ad una
fase di contrazione inarrestabile, mentre di pari passo
aumenteranno le sue capacità attrattive, sino ad impedire
persino alla luce di sfuggire.
Il “cannibale”
dello Spazio…
Classificazione stellare: tipi
spettrali, doppie, variabili
Il colore delle stelle
Chi guarda il cielo notturno ad occhio nudo può pensare che
le stelle siano tutte della stessa colorazione bianca.
Invece le stelle sono caratterizzate da colori ben precisi,
che vanno dall’azzurro al bianco, al giallo, all’arancione e
fino al rosso.
Il colore di una stella dipende dalla sua temperatura
superficiale.
Come criterio di classificazione si usano allora le
caratteristiche spettrali, si distinguono così 6 gruppi
principali (tipi o classi spettrali), indicati da lettere
dell'alfabeto.
Oh, Be A Fine Girl. Kiss Me!
CLASSE
SPETTRALE
TIPO DI STELLA
TEMPERATURA
O-B
BIANCO-AZZURRE
60.000 - 10.000
A
BIANCHE
10.000 - 7500
F
BIANCHE
7500 - 6000
G
GIALLE
6000 - 5000
K
ARANCIO
5000 – 3000
M
ROSSE
MENO DI 3000
Diagramma di Hertzsprung-Russel
Le caratteristiche stellari sono state
sintetizzate inoltre in un grafico da due
scienziati, che da loro prende il nome di
diagramma di Hertzsprung-Russel. In esso,
inserendo sull'asse delle ordinate i dati
relativi alla magnitudine assoluta, e su quello
delle ascisse quelli relativi alla temperatura,
si notano cinque gruppi che
contraddistinguono le varie tappe
dell'evoluzione stellare: supergiganti, giganti,
nane bianche, nane rosse ed infine la sequenza
principale, che comprende il numero piu' alto
di corpi stellari, compreso il Sole.
Stelle doppie (Binarie)
Anche le stelle, come i pianeti e tutti gli altri corpi
celesti, sono soggette alla legge di gravitazione
universale, e perciò due (o piu' nei casi di sistemi
stellari multipli) di esse possono attrarsi e muoversi,
secondo orbite ellittiche, attorno ad un comune
centro di massa.
Stelle variabili
Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro
luminosità periodicamente o a causa di variazioni delle
caratteristiche geometriche del sistema orbitante
(fenomeni di eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo
stellare .
Le stelle variabili si distinguono in:

regolari - quando seguono un periodo ben definito
secondo il quale variano la propria luminosità (fanno
parte di questo gruppo le cefeidi);

irregolari - se invece,
espandendosi e comprimendosi,
pulsano in maniera casuale.
FINE