Richiami di Astrofisica Stellare III

Richiami di
Astrofisica Stellare
Lezione 3
Evoluzione dopo la seq. principale
Le stelle passano gran parte della loro
supergiganti
vita nella sequenza principale.
P.e. l’80% per il Sole.
giganti
La sequenza principale è la parte del
diagramma H-R più densamente
popolata.
Dopo che il bruciamento dell’H nel
nucleo cessa, le stelle si allontanano dalla
sequenza principale e diventano giganti.
La massa iniziale determina:
la forma precisa della traccia evolutiva
post-sequenza principale;
il destino finale della stella.
L’evoluzione dopo la sequenza principale è guidata dalla fusione di
elementi sempre più pesanti.
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Evoluzione post-sequenza M < 0.6 M⊙☉
τMS >
età dell’universo
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Evol. post-sequenza 0.6 < M < 2 M⊙☉
1. H nel core si esaurisce → collasso del
core ed espansione strati esterni →
comincia bruciamento H negli strati
esterni: fase di gigante rossa.
2. Continua contrazione core ed aumento
T. Core degenere (P non dipende da T).
Tutte le stelle con M < 2M⊙☉ hanno tracce
vicine → Red Giant Branch (RGB)
3. Innesco esplosivo bruciamento He nel
core (Helium flash), rimozione
degenerazione in ~100 s. All’He flash
tutte le stelle hanno stessa massa core
→ stessa L → tip del giant branch ha L
ben definita (indicatore distanza).
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Evol. post-sequenza 0.6 < M < 2 M⊙☉
4. He nel core si esaurisce, brucia in
strato → Asymptotic Giant Branch
(RGB). Fase di AGB caratterizzata da
venti stellari molto forti con grandi perdite
di massa.
5. La stella lascia il ramo AGB, continua a
perdere molta massa e dà vita alla fase di
nebulosa planetaria (PN).
6. Alla fine resta il core degenere
completamente esposto e la stella
diviene una nana bianca (White Dwarf):
M~0.6 M⊙☉, sostenuta dalla pressione di
degenerazione degli elettroni.
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Evol. post-sequenza 0.6 < M < 2 M⊙☉
PN
AGB
RGB
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Evol. post-sequenza 2 < M < 6-8 M⊙☉
1. Come prima fino accensione He.
2. Il core di He non è degenere →
no He-flash
3. Stelle diventano più calde e
popolano l’Horizontal Branch (HB).
Con HB attraversano fascia di
instabilità (→ variabili Cefeidi con
relazione P-L → indicatori di
distanza).
4. Si esaurisce core He → fase
AGB.
5. Fenomeni di ‘dredge-up’ (rimescolamento materiale nucleare arricchito con
strati esterni). Si portano in superficie elementi pesanti come C ed elementi più
pesanti formati da processi S (cattura lenta di neutroni). Venti AGN “inquinano”
il mezzo interstellare (stelle AGN sorgenti di C e N).
6. Venti AGB → fase di PN → Nana Bianca con M < 1.4 M⊙☉.
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Evoluzione post-sequenza M > 8 M⊙☉
Stelle M > 8M⊙☉ arrivano a bruciare
gli elementi più pesanti di He fino ad
esplodere come Super Novae (SN).
Per M > 40M⊙☉? Non si conosce
ancora l’importanza dei venti stellari:
grossa M → grossa L → forte
pressione di radiazione → forti venti.
Stelle così massicce perdono massa
così rapidamente che non diventano
supergiganti ma lasciano il nucleo
“nudo” quando ancora avvengono
reazioni nucleari → stella blu e molto
calda (Wolf-Rayet).
WR hanno vita < 10 Myr → indicatori
di formazione stellare recente. Sono
caratterizzate da forti righe di
emissione dal vento (He, C, N).
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Evoluzione post-sequenza M > 8 M⊙☉
Fine del bruciamento di He nel core
→ bruciamento di metalli pesanti in
rapida successione + bruciamento
negli strati esterni.
Si arriva a core composto
principalmente di 56Fe → collasso
del core e degenerazione → caduta
libera degli strati esterni e rimbalzo
sul core → esplosione di una
supernova (Tipo II - con H).
Il core diventa stella di neutroni o
buco nero, gas espulso è ricco di O,
Mg ed altri elementi pesanti.
Stella con 8<M<10 M⊙☉: il core
collassa prima di arrivare a 56Fe.
Wolf-Rayet → supernova Ic (senza H).
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Evoluzione di un sistema binario
Evoluzione è diversa a causa delle perdite di massa
Esempio: stella di 5 M⊙☉ (B) con compagna di 1 M⊙☉ (A).
B evolve più rapidamente
di A (è più massiccia).
La stella A diventa una
gigante e perde ora massa
verso B che ormai è
diventata una nana bianca.
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B diventa una gigante
rossa, riempiendo il suo
Lobo di Roche. A riceve
massa da B.
A si accresce a spese di
B che diventa sempre
meno massiccia.
La stella A è diventata un stella massiccia
di sequenza principale con una compagna
gigante di piccola massa più evoluta
(vecchia), un’apparente contraddizione!
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Le Novae
"Nova" = stella nuova
Nova Cygni 1975
Dopo la diminuzione di L
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Le Novae (stelle nuove) sono brevi
flash di alta luminosità da stelle
apparentemente deboli.
Si spiegano con l’accrescimento su
nane bianche (WD) in sistemi binari:
1. l’accrescimento di massa dal
compagno crea uno strato di H
sulla superficie della WD;
2. il nuovo gas H diviene degenere;
3. ad un certo punto la temperatura e
la densità sono sufficientemente
alte da innescare la fusione di H in
modo esplosivo (come per il flash
dell’He);
4. gli strati superficiali della WD sono
sparati via.
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Supernove di tipo I e II
Esistono vari tipi di supernove (Ia, Ib, Ic, II) classificati in base ai loro spettri.
I tipi II, Ib, Ic → collasso del nucleo in stelle massicce.
Il tipo Ia invece è riconducibile all’esplosione di una stella di massa ~solare
in sistemi binari costituiti da gigante rossa e nana bianca.
La perdita di massa della gigante rossa aumenta la massa della nana bianca
e la porta sopra il limite di Chandrasekar (1.4 M⊙☉).
Si ha il collasso del nucleo e quando la
temperatura è sufficientemente alta si
innesca il bruciamento esplosivo del C.
La stella è completamente distrutta
dall’esplosione!
Supernovae Ia sono candele standard
(2×109 < L < 2×1010 L⊙☉, ma L ricavabile
dalla forma della curva di luce).
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Extra Slides
Energia di legame nucleare
Idrogeno
Energia di legame dovuta alla forza
nucleare forte.
Energia di legame per particella nucleare (10-13 J)
Meno
strettamente
legato
Fusione
Litio
Elio
Fissione
Uranio
Ferro
Ossigeno
Più
strettamente
legato
Carbonio
Azoto
Numero di massa
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