Astronomia Lezione 15/12/2011
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Astronomia Lezione 16/12/2011 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:[email protected] Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/ Libri di testo: - An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley - The Physical Universe, an introduction to Astronomy F. Zhou, University Science Books - Elementi di Astronomia, P. Giannone. Tempo di vita in sequenza principale La fase di sequenza principale è la fase di combustione dell’idrogeno ed è la fase più importante nella vita di una stella. Quando l’idrogeno nel nucleo è esaurito, la stella si allontana rapidamente dalla sequenza principale. I tempi di vita sulla sequenza principale dipendono da: riserva di energia disponibile (massa H); tasso di perdita di energia (Luminosità). Fasi seguenti alla sequenza principale Le stelle passano gran parte della loro vita nella sequenza principale. P.e. l’80% per il Sole. La sequenza principale è la parte del diagramma H-R più densamente popolata. Dopo che la combustione 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. Gigante Rossa La fusione termina nel nucleo quando H è esaurito. Non c’è convezione nel nucleo ➫non c’è combustibile “fresco”. TC non è ancora sufficientemente alta da far bruciare He. L’idrogeno continua a bruciare in uno strato più esterno attorno al nucleo. Il nucleo si contrae e riscalda lo strato di combustione dell’H ➫ il tasso di produzione di energia aumenta. La stella riassesta la sua struttura: gli strati esterni si espandono e si raffreddano. La stella è diventata una gigante rossa Il Sole come Gigante Rossa Il Sole si trova circa a metà della sua vita sulla sequenza principale. La durata della fase di combustione di H è ~10 miliardi di anni. L’età stimata del Sole è ~4.5 miliardi di anni. Quando H nel nucleo sarà esaurito, il Sole diventerà una gigante rossa. Raggio ~ 100 R☉ ≈ 0.5 AU Luminosità ~1000 L☉ Nuclei Degeneri I nuclei inerti di He nelle giganti rosse non sono in equilibrio idrostatico. Non generano abbastanza pressione termica per bilanciare la gravità. Il gas viene compresso dalla gravità finché non assume un nuovo stato quello di gas di elettroni degeneri. Il suo comportamento è governato dalla meccanica quantistica ed in particolare dal Principio di Esclusione di Pauli. “Solo due elettroni con spin diverso possono occupare lo stesso livello energetico” In un gas di elettroni degenere la pressione dipende solo dalla densita’ e non dalla temperatura. Evoluzione della Gigante Rossa Il nucleo di He continua a contrarsi e a riscaldarsi. Quando TC raggiunge ~10^8K, comincia la fusione di He. Nucleo He ha 2 protoni → più alta barriera coulombiana → maggiore temperatura per fusione. Nelle stelle con un nucleo degenere questo avviene in modo esplosivo “Flash dell’Elio”. Le stelle con massa > 2.25 M☉ innescano la fusione di He prima che i loro nuclei diventino degeneri. Nelle stelle con massa ≤ 0.5 M☉ il nucleo non diventa mai caldo abbastanza per innescare la fusione dell’He (nane rosse). Ciclo tre-alfa Produciamo Carbonio a partire da Elio: Dipendenza enorme dalla temperatura !! Flash dell’Elio Il flash dell'elio è una fase dell'evoluzione stellare che si verifica al termine della permanenza nel ramo delle giganti rosse per masse superiori alle 0,5 masse solari ed inferiori alle 2,25 masse solari, e che porta la stella nella fase di ramo orizzontale. Nelle stelle di massa simile a quella solare, una volta innescata la combustione di He, il calore si diffonde rapidamente per conduzione nel nucleo degenere e la fusione si innesca rapidamente in tutto il nucleo. Il nucleo degenere non può inizialmente espandersi per raffreddarsi poiché la pressione non dipende dalla temperatura ma solo dalla densita’. Si innesca una reazione a catena: La combustione di He aumenta T, che intensifica il bruciamento di He. Ad un certo punto l’energia liberata è tale che il nucleo si espande e si ritorna all’equilibrio idrostatico. La combustione di He procede “tranquillamente”. Durante la permanenza di una stella sul ramo delle giganti rosse, la combustione di idrogeno in shell produce elio, che va ad accrescere il nucleo degenere. Quando esso raggiunge circa 0,5 masse solari, le temperature sono sufficientemente alte (circa 108 K) per innescare la 3α. L'instaurarsi della combustione in ambiente parzialmente degenere è un processo reazionato positivamente: infatti la pressione degli elettroni degeneri, che domina sulla pressione termica del gas, dipende esclusivamente dalla densità, quindi la struttura non reagisce all'aumento della temperatura espandendosi. Di conseguenza si ha un aumento dell'efficienza della 3α e una vertiginosa crescita della temperatura, finché la pressione dovuta al contenuto termico del gas non diventa confrontabile con quella degli elettroni degeneri e la degenerazione del nucleo inizia ad essere rimossa. La stella può quindi espandere e portarsi sul ramo orizzontale (indicato con HB, dall'inglese Horizontal Branch) in cui brucia elio al centro e idrogeno in una shell. Evoluzione del Sole Produzione di energia: Pre-sequenza: collasso gravitazionale. Sequenza principale: fusione di H nel nucleo (catena pp). Post-sequenza: fusione di H in strato esterno (catena pp). Dopo il flash dell’He: fusione di H in strato esterno (catena pp) + fusione dell’He nel nucleo (3α). Fasi finali stella tipo Sole Quando anche l'elio si esaurisce, si forma un nucleo di carbonio e ossigeno degenere. L'evoluzione è molto simile a quella precedente: il nucleo si contrae, mentre due strati concentrici, uno di He ed uno di H, continuano a dare energia. L'inviluppo si dilata e la stella evolve circa a L costante, fino a raggiungere la zona di Hayashi, dove la stella diventa molto luminosa a T circa costante. Questa fase si chiama di gigante asintotica. In stelle di massa solare il carbonio non arriva ad accendersi, mentre la combustione dell'elio nello strato diventa instabile (pur senza degenerazione!) e dà origine ai cosiddetti pulsi termici. Alla sommità del braccio asintotico la stella, una supergigante rossa, a causa dei pulsi termici comincia a perdere massa in modo notevole, fino a perdere tutto l'inviluppo in una nebulosa planetaria. Resta solo il nucleo, molto caldo e degenere, di carbonio e ossigeno (nana bianca) Evoluzione di gigante rossa (5M☉) Evoluzione della Gigante Rossa Il processo di fusione dell’He è il “triplo alfa” (3α) I prodotti finali sono Carbonio e ossigeno. Quando il nucleo di Elio è esaurito: il nucleo si contrae e si riscalda; si forma uno strato esterno dove si brucia He; l’atmosfera si espande. Nelle stelle con massa ~M☉ il nucleo non diventa mai caldo abbastanza per passare allo stadio successivo, la fusione di C. Fusione Nuclei Pesanti Se una stella è sufficientemente massiccia il nucleo C/O si contrarrà e si riscalderà finché non inizia la fusione del C Temperatura > 6×10^8 K Massa ≥ 4M☉ Una complessa catena di reazioni nucleari produce gli elementi più pesanti (Ne, Na, Mg, O). Quando il Carbonio è esaurito, ricomincia il collasso gravitazionale. Una stella molto massiccia (M ≥ 8M☉) può andare incontro a diversi cicli di fusione seguiti dalla contrazione del nucleo. La fase di combustione diventa sempre più rapida. La fusione si ferma al 56 Fe Nucleosintesi Stellare Gli elementi chimici fino al Ferro sono prodotti dalle reazioni nucleari nelle stelle. Le stelle massicce sono le più importanti perchè riescono a produrre i metalli più pesanti. Il gas arricchito chimicamente è reimmesso nel mezzo interstellare attraverso venti ed espulsioni di massa stellari, esplosioni di supernove, etc Schema di Evoluzione Post-Sequenza Formazione del nucleo di Ferro Nane Rosse In queste stelle La fusione dell’Elio Non inizia mai. Schema in sequenza principale Sulla sequenza principale l’energia è generata dalla reazione di fusione H→He. Stelle di massa solare: catena pp; Stelle massicce: ciclo CNO. L’energia prodotta stabilizza la stella contro il collasso gravitazionale che quindi si trova sulla sequenza principale in equilibrio idrostatico. La durata della fase di sequenza principale dipende dalla massa. Le stelle massicce hanno vita breve (sul milione di anni) Le stelle di piccola massa hanno vita lunga (circa dieci miliardi di anni) Quando la combustione di H termina nel nucleo, la stella evolve nel ramo delle giganti. Le stelle con massa > 0.5 M☉ innescano la reazione 3α (He→C). Le stelle con massa > 4 M☉ arrivano a bruciare C. Le stelle con massa > 8 M☉ bruciano tutti gli elementi fino al Ferro. Gli elementi chimici al di sotto del ferro sono creati all’interno delle stelle (nucleosintesi)
