Stelle

LE STELLE
Le stelle
Corpi celesti di grande massa, che producono al
loro interno energia mediante fusione nucleare,
e la emettono sotto forma di radiazioni
elettromagnetiche.
Unità di misura astronomiche
• Unità astronomica (UA): distanza media
Terra-Sole: 1 UA = 150.000.000 km
• Anno luce (a.l.): distanza percorsa in un anno
dalla luce nel vuoto: 1 a.l. = 9,5 x 1015 m
(circa 10’000 miliardi di km)
Le stelle: principali caratteristiche
• Dimensioni: il raggio delle stelle può variare da
centinaia di volte minore a migliaia di volte
maggiore il raggio solare R⊙
• Massa: la massa delle stelle può variare da
1/10 a più di 120 volte la massa solare M⊙
• Temperatura superficiale: varia da 3.000 K a
60.000 K
• Radiazioni elettromagnetiche
• Luminosità e Magnitudine
Dimensioni
Temperatura
Il colore delle stelle dipende dalla loro
temperatura superficiale
• Le stelle molto calde emettono soprattutto
radiazioni luminose corrispondenti al colore
blu, quelle con temperature intermedie
appaiono gialle e quelle più fredde rosse
Stelle ed energia
Le stelle producono energia, sotto forma di
radiazioni elettromagnetiche.
• L’energia è prodotta mediante reazioni di
fusione nucleare all’interno della stella
(nocciolo)
• Avvengono per prime le reazioni di fusione
dell’idrogeno (H) che portano alla formazione
di elio (He)
Luminosità
L’analisi delle radiazioni elettromagnetiche
emesse dalle stelle in ogni direzione nello spazio
consente di ricavare informazioni sulle loro
caratteristiche
• La luminosità apparente di una stella
è la luminosità misurata dalla Terra
• La luminosità assoluta è la quantità di energia
irradiata nell’unità di tempo da una stella
Magnitudine
• La scala di magnitudine assoluta misura la
luminosità che un corpo celeste possiede,
indipendentemente dalla distanza
dall’osservatore.
• La scala di magnitudine apparente misura la
luminosità così come ci appare sulla sfera celeste,
confrontandola con la luminosità della Stella
Polare, luminosità che dipende sia dalla
luminosità del corpo celeste sia dalla sua
distanza.
Magnitudine apparente e assoluta
Magnitudine
La magnitudine è una scala inversa, maggiore
il suo valore minore la luminosità.
Diagramma H-R
Il diagramma H-R descrive la relazione tra la temperatura
superficiale delle stelle e la loro luminosità
Il 90% delle stelle si colloca lungo una fascia detta
sequenza principale
Il diagramma H-R permette di ricostruire e
interpretare l’evoluzione delle stelle
Evoluzione stellare
Evoluzione stellare
L’evoluzione stellare è l’insieme di tutti gli eventi
compresi tra la nascita e la morte di una stella.
1. Nascita delle stelle
2. Fase stabile (sequenza principale)
3. Fase instabile
4. La morte delle stelle
Evoluzione stellare
La durata e la modalità con cui si realizzano le
diverse fasi non sono uguali per tutte le stelle,
ma dipendono dalla loro massa.
Stelle di massa maggiore si sviluppano e
muoiono più rapidamente:
• Contrazione gravitazionale più violenta
• Reazioni di fusione nucleare più veloci
Evoluzione stellare:
NASCITA DELLE STELLE
Le stelle si formano da nebulose di polveri e gas
per effetto della forza di gravità.
All’interno delle nebulose si possono formare
“grumi” di materia che si accrescono attirando
una quantità di materia sempre maggiore.
Questo processo prende il nome di “collasso
gravitazionale”.
Evoluzione stellare:
NASCITA DELLE STELLE
Con il proseguire dell'addensamento e della
contrazione, l'energia gravitazionale aumenta e
aumenta anche la temperatura del corpo
gassoso, che si trasforma in una protostella.
Quando il nucleo della protostella raggiunge la
temperatura di 10 milioni di gradi si innescano le
reazioni di fusione nucleare dell’idrogeno. Il
corpo non si contrae più.
La protostella diventa una stella.
NGC 3603 starburst region, 22.000 ly
nebulose
5.700 al
Nebulosa di Orione, 1.270 al
Evoluzione stellare:
FASE STABILE
Dopo la nascita una stella entra in una fase stabile
che dura circa il 70% della vita della stella.
Durante questa fase la stella nel suo nucleo
consuma Idrogeno trasformandolo in Elio ed
energia.
L’energia prodotta genera una
“pressione di radiazione” che si oppone al
“collasso gravitazionale”, quindi la stella in questa
fase non si contrae.
fase stabile
• Il “collasso gravitazionale” è in equilibrio con la “pressione di
radiazione” generata dalle reazioni nucleari nel nucleo della stella.
Reazioni di fusione
nucleare:
dall’idrogeno
all’elio
Il Sole trasforma in energia
ogni secondo 5 miliardi di
kg di massa.
Nel nucleo della stella avviene la reazione di fusione nucleare:
4 1H → 4He + 2 e++ 2 neutrini + raggi γ
Difetto di massa dello 0,7% e=mc2
Durante la fase stabile una stella è classificata
come una stella della sequenza principale
(come osservabile nel diagramma HR). Quindi
il suo volume, colore e temperatura
superficiale dipenderanno dalla sua massa (e
non varieranno durante l’intera fase stabile).
Evoluzione stellare:
FASE INSTABILE
Quando tutto l’idrogeno è convertito in elio, il
destino di una stella dipende dalla sua massa.
• Se massa della stella < 0,5 Msole allora la stella
si spegne e muore
• Se massa della stella > 0,5 Msole allora la stella
riprende a contrarsi
Evoluzione stellare:
FASE INSTABILE
La contrazione gravitazionale riscalda
nuovamente il nucleo che può raggiungere una
temperatura sufficiente (100 milioni di gradi) ad
innescare le reazioni di trasformazione dell’elio
in carbonio. La stella diventa una gigante rossa.
3 4He → 12C + raggi y
Evoluzione stellare:
FASE INSTABILE
La successiva evoluzione della stella è ancora
condizionata dalla massa.
• Se massa della stella < 2 Msole allora la stella
entra nella fase finale della sua vita e si
spegne
• Se massa della stella > 2 Msole allora si
innescano nuove reazioni di fusione nucleare
Evoluzione stellare:
FASE INSTABILE
All’interno della stella le reazioni di fusione
nucleare proseguono verso la formazione di
elementi sempre più pesanti: O, Mg, Ne…
La stella diventa una supergigante rossa
Betelgeuse, supergigante rossa
Evoluzione stellare:
FASE INSTABILE
Le reazioni di fusione nucleare possono
proseguire fino alla formazione di nuclei di Fe.
Le reazioni nucleari a partire da Fe non liberano
energia, ma la consumano
Evoluzione stellare:
LA MORTE DELLE STELLE
Nella fase finale le stelle con massa inferiore a 8
masse solari si trasformano in nane bianche,
passando quasi sempre attraverso uno stadio detto
nebulosa planetaria.
La nana bianca è un corpo caldo e molto denso, non
produce più energia e si spegnerà raffreddandosi.
(in tempi lunghissimi le nane bianche diverranno
nane nere)
star cluster NGC 6791 13,300 ly (white dwarfs)
NANE BIANCHE
nebulosa planetaria
Involucro incandescente di gas ionizzato in espansione,
espulso durante la fase terminale da alcuni tipi di giganti e
supergiganti rosse.
Ncg 2392 eskimo nebulosa planetaria, 3000 a.l.
NGC 6543, la Nebulosa planetaria Occhio di Gatto, 3.300 a.l.
Evoluzione stellare:
LA MORTE DELLE STELLE
Le stelle con massa superiore a 8 masse solari
attraversano una fase catastrofica e si
trasformano in supernovae.
Si verifica un’esplosione.
Il residuo della supernova si trasforma in una
stella a neutroni o in un buco nero.
Nebula Crab , Nebulosa del Granchio SN 1054, resti di una supernova, 6.500 anni luce di distanza.
Orange: hydrogen gas, Blue: neutral oxygen, Green: sulfur, Red: doubly-ionized oxygen.
• Nel marzo del 1994 il telescopio Hubble fotografa, nei pressi
della galassia NGC 4526, 60 milioni di anni luce (Mly) di
distanza, l’esplosione di una supernova.
Evoluzione stellare:
LA MORTE DELLE STELLE
• Se il nocciolo della supernova ha massa
compresa fra 1,44 e 3 masse solari allora si
forma una stella a neutroni.
Le stelle a neutroni sono in rapidissima
rotazione e sono composte solo da neutroni,
hanno densità enorme.
Stella di neutroni / Pulsar
Pulsar (stella a neutroni) della Nebulosa del Granchio
(10 km diametro)
Evoluzione stellare:
LA MORTE DELLE STELLE
• Se il nocciolo della supernova ha massa
superiore a 3 masse solari allora si forma un
buco nero.
In un buco nero nulla può vincere la forza di
gravità.
Buco nero stellare: Cygnus X-1
Cygnus X-1 (8.100 al) è una sorgente di raggi X posta nella costellazione del Cigno, ed è
considerata come una delle più probabili candidate ad ospitare un buco nero stellare.
V404 Cygni (7.800 al), sorgente simile, potrebbe ospitare il buco nero più vicino al
pianeta Terra attualmente conosciuto.
Evoluzione
stellare:
RIASSUNTO
Storia evolutiva
del Sole