Evoluzione stellare

Prima del novecento
Si deve ai popoli dell’antichita` (babilonesi, caldei, egizi,
sumeri, fenici, ecc..) la nascita della nostra civilta`.
Il mondo ellenistico fece una sintesi delle loro conoscenze
e diede origine alla scienza classica.
La Fisica di Aristotele: gli elementi fondamentali
della natura (terra, acqua, aria, fuoco) e le forze che
agiscono tra loro.
La teoria atomistica: Democrito, Pitagora, Lucrezio.
Astronomia e cosmologia degli antichi greci:
Tolomeo e Ipparco.
Le nuove idee: Bruno e Campanella.
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La prima rivoluzione scientifica: Copernico, Galileo,
Keplero, Cartesio, Newton, Boyle, Laplace.
La seconda rivoluzione scientifica e la nascita della scienza
moderna. Teorie, esperimenti e osservazioni.
Einstein e la relativita`. Planck e la meccanica quantistica.
L’atomo di Bohr e la nascita della fisica atomica. La fisica
nucleare, la radioattivita`, fissione e fusione nucleare.
•Particelle elementari: quark e
leptoni.
•Astrofisica e cosmologia
moderne. Il Big Bang.
•Radiazione cosmica e la
Fisica astroparticellare.
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LO SPETTRO ELETTROMAGNETICO
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Trasparenza dell’atmosfera alla
radiazione elettromagnetica
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Gli strumenti
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Beppo-SAX
XMM
INTEGRAL
Chandra
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Osservazioni a diverse lunghezze
d’onda rivelano dettagli invisibili in ottico
Infrarosso
UV
Betelgeuse
Mappa
della
regione di
Orione
Visibile
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Le dimensioni
in gioco
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LVD ai
LNGS
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Le stelle sono classificate per il loro spettro
come tipi spettrali O, B, A, F, G, K, M
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All Types of Stars
Annie J Cannon
(1863-1941)
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Le pleiadi
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HST
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Stellar
Nursery
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Le stelle si formano da nubi
Le nubi
forniscono la
polvere e il gas
da cui le stelle si
formano.
Granelli irregolari
di carbonio e di
silicio sono i semi
per la formazione
delle stelle.
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Le stelle neonate non sono
tranquille
Espulsione di gas da una giovane stella binaria
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Il Sole
visto
dallo
Skylab
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Tempi evolutivi solari
Il Sole deve avere un'eta` almeno pari a quella della Terra (4,5·109 anni)
e non deve aver avuto variazioni troppo grandi di luminosita`. Cio` vuol
dire che, nel complesso, deve aver prodotto l'energia.
E = Lτ = 4 ⋅1026 ⋅ 4.5 ⋅109 ⋅ 3.1⋅107 ≈ 6 ⋅1043 J
corrispondente a ε ~ 3·1013 J/kg. L'ossidazione del carbonio fornisce
solo ε ~ 9·106 J/kg, mentre la contrazione gravitazionale puo` aver
R
prodotto, in tutto l'energia:
4 3
G
2
Le reazioni di fusione di H
in He sono invece in grado
di produrre ε ~ 6·1014 J/kg e
di garantire l'esistenza del
Sole per oltre 1010 anni.
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E P = − ∫ ( πr ρ )(4πr ρdr ) =
3
r
0
R
1
3 GM 2
2
4
= − (4πρ ) G ∫ r dr = −
= 2 ⋅10 41 J
3
5 R
0
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Fusione nucleare
• A circa 15 milioni di gradi avviene la fusione
al centro di una stella
• 4 (1H) ? 4He + 2 e + + 2 neutrini + energia
• Ma da dove proviene l'energia ?
• Dal fatto che la massa di 4 1H e' maggiore
della massa di 1 4He
E = mc2
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Quanta energia viene liberata?
• 4 (1H) ?
4He
+ 2 e + + 2 neutrini + energia
• L'energia liberata e` ~ 25 MeV
•
= 4 x 10 -12 Joule
•
= 1 x 10 -15 Calorie
• Ma il Sole libera questa energia 1038 volte al
secondo
• E ha 1056 atomi di H da bruciare
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Le condizioni di equilibrio
• L'energia rilasciata nel processo di
fusione nucleare bilancia le forze
gravitazionali
Durante tutta la
vita di una stella
queste due forze
determinano le
condizioni di
equilibrio e gli
stadi evolutivi
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REAZIONE
pp
pep
7Be
8B
13N
15O
17F
totale
misurato
P.Galeotti
37Cl
71Ga
catture (SNU)
0,0
0,0
0,23
0,21
1,12
0,99
6,15
4,06
0,10
0,10
0,34
0,37
0,003
catture (SNU)
70,8
71,1
3,01
2,99
34,4
30,9
14,1
10,77
3,77
2,36
6,03
3,66
0,06
7,9
5,8
2,6+0,16+0,14
(Homestake)
132
122,5
70+8 (Gallex)
72+10 (Sage)
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Ancora fusione
• A 100 milioni di gradi si fonde l'elio
• 3 (4He) ?
12C
+ energia
• il Be, molto instabile, viene prodotto in uno
stadio intermedio
• Si liberano solo 7.3 MeV di energia
• Ma questa energia e` in grado di far
espandere gli strati esterni della stella
• La stella evolve verso lo stadio di gigante
rossa
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Fasi finali dell'evoluzione di
stelle di tipo solare
Finito il bruciamento dell'elio, gli strati esterni
della stella vengono espulsi e si formano le
nebulose planetarie
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la nebulosa
anulare
della Lyra
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Helix
nebula
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L'inizio della fine: le
supergiganti
Quando l'idrogeno si e` esaurito nelle parti
centrali della stella (core)
• la gravita` non e` piu` bilanciata.
• la contrazione e il riscaldamento continuano
• inizia il bruciamento di elementi piu` pesanti
• il core collassa
• L'energia cinetica del collasso viene
convertita in calore e gli strati esterni si
espandono.
• La stella puo` esplodere come supernova
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Betelgeuse: una stella gigante rossa
α Orionis
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Evoluzione finale di una stella
di grande massa
Una stella
massiva brucia
elementi sempre
piu' pesanti, ma
si deve fermare al
gruppo del ferro
perche` questo e`
l'elemento piu`
stabile in natura
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Le supernove interagiscono con
il mezzo interstellare
Il gas interstellare
viene compresso
dall'onda generata
nell'esplosione della
supernova, favorendo
la nascita di nuove
stelle. Queste stelle si
formano in un mezzo
arricchito di elementi
chimici pesanti
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Composition of the Universe
Actually, this is just the solar system.
Composition varies from place to place in universe, and
between different objects.
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Equazione di Drake
N = R∗ FP N T FV Fi FC L
N e’ il numero di civilta` con cui si potrebbe
comunicare, R* e` il ritmo di formazione di stelle
adatte, FP la frazione di queste stelle con
pianeti, NT e` il numero di “Terre” per sistema
planetario, FV la frazione in cui si e` sviluppata
la vita, FI e` la frazione in cui la vita e’ divenuta
“intelligente”, FC e` la frazione di esse in cui si
e` sviluppata la tecnologia delle comunicazioni
e L e` la durata della vita intelligente.
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