Conosciamo e osserviamo stelle e pianeti – Secondo incontro – 15/5/2013 Stelle che nascono, stelle che muoiono e stelle che… piovono! # Titolo 1 Stelle che nascono, stelle che muoiono stelle… che piovono! 2 Stelle 3 Stelle 4 Sole: l’esplorazione Appunti L’argomento di questo incontro sono le stelle. Sono le prime cose che ci colpiscono quando ammiriamo un cielo stellato (ancor meglio se non c’è la Luna). Vediamo stelle brillanti e stelline deboli, stelle di colori diversi. Chiamiamo stelle anche cose che in realtà non lo sono, come i pianeti (vedremo nella serata osservativa come distinguerli). Le stelle cadenti hanno ben poco in comune con le stelle, direi solo il nome. All’occhio sembrano davvero stelle che precipitano, tuttavia basta sapere qualcosina sulle stelle per capire che non possono essere la stessa cosa! Iniziamo dunque dal conoscere meglio le stelle, poi vedremo anche cosa sono in realtà quelle cadenti. Le stelle sono corpi celesti in grado di emettere luce propria (pianeti e satelliti ad esempio la riflettono soltanto). La stella che conosciamo meglio e quella capace di influenzare (e consentire) la nostra esistenza è il Sole. Il Sole è l’unica stella il cui disco si possa vedere da Terra anche a occhio nudo: anche con i telescopi le altre stelle sono tanto distanti che non ne possiamo osservare i dettagli. Il Sole contiene il 99,8% della massa dell’intero Sistema Solare e sovrasta per dimensioni tutti i pianeti (come visto la volta scorsa), Giove compreso. Il Sole è una grande palla di gas, quindi non ha una superficie sulla quale atterrare. Comunque è utile studiarlo dallo spazio e da più vicino. C’è già una lunga serie di missioni pensate per studiare il Sole. Una delle più importanti è sicuramente SoHO (Solar and Heliospheric Observatory, missione congiunta NASA‐ESA, vedi immagine), lanciata nel 1995 come missione biennale, in realtà utilissima ed ancora attiva. È stata mandata nel punto lagrangiano, l’orbita in cui le forze di gravità della Terra e del Sole si equivalgono. Ci ha permesso di ottenere immagini e video interessantissimi sul Sole e anche di scoprire molte comete “radenti” (la cui orbita al perielio passa molto vicina al Sole). Una missione, Genesis, prevedeva perfino di prelevare campioni del vento solare. Lanciata nel 2011, al momento del ritorno sulla Terra nel 2004 si è però Immagini 5 L’equilibrio del Sole schiantata al suolo. Si è provato a recuperare qualche campione dai rottami, ma per ora non ci sono conclusioni significative. L’energia prodotta dalle stelle ha origine dalla fusione nucleare, grazie alla quale 2 diversi tipi di atomi di idrogeno (deuterio e trizio) vengono fusi a formare atomi di elio e neutroni (che però entrano in altre reazioni). Questi processi non possono essere osservati direttamente, ma altri modi di produzione di energia, come raffreddamento e radioattività, non permettono di spiegare le quantità e la durata osservata del Sole. Nel combinarsi una piccola parte della materia di cui gli atomi sono fatti si trasforma in una quantità enorme di energia (E=mc2), che viene emessa sotto forma di radiazione elettromagnetica (e neutrini). Ogni secondo 600milioni di tonnellate d’idrogeno si trasformano in elio. Però non si formano 600 milioni di tonnellate di elio, ma solo 596 milioni circa: gli altri 4 milioni di tonnellate si trasformano in energia. Questo può avvenire solo a temperature altissime, dell’ordine dei 10 milioni di gradi: il centro del Sole deve dunque avere temperature di questo genere, per la precisione sui 13 milioni di gradi (per quello non si riesce a fare la fusione nucleare sulla Terra). Man mano che andiamo verso l’esterno la temperatura diminuisce, quindi le reazioni e la produzione dell’energia possono avvenire solo nella parte centrale, chiamata nucleo (1) (si dovrebbe estendere fino al 20% del raggio solare). L’energia prodotta dal Sole in 1 secondo permetterebbe ad una lavatrice di effettuare 112 miliardi di miliardi di lavaggi; tutti gli impianti terrestri impiegherebbero milioni di anni a produrre la stessa energia. Questa energia prodotta al centro, deve uscire verso l’esterno attraversando la maggior parte del Sole: poiché soprattutto all’interno la densità è elevata, questo processo di fuoriuscita è molto lento e faticoso, impiegando tra 10mila e 170mila anni (non si sa esattamente). Quindi è come se ci fosse una costante spinta verso l’esterno (pressione di radiazione): se fosse troppo grande, potrebbe spazzare via gli strati esterni del Sole e distruggere la stella! Poiché il Sole è in equilibrio, questa spinta deve essere bilanciata da una uguale e opposta: è la gravità, il peso degli strati sovrastanti. Finché c’è un bilanciamento tra le due spinte (equilibrio idrostatico), il Sole resterà in equilibrio, e questo si stima possa avvenire per altri 5 miliardi di anni circa. L’energia attraversa un primo strato del Sole (dal 20% al 70% del raggio solare) nella quale è trasmessa sotto forma di radiazione. Immaginatevi raggi che vengono continuamente assorbiti dagli atomi (densità elevata) e riemessi; con un percorso non lineare, ma accidentato, alla fine viaggiano verso l’esterno. Si parla di zona radiativa (2). La luce è come intrappolata in questa zona e ne deve uscire sgomitando. Più all’esterno c’è una zona convettiva (3). In questa parte i gas più caldi all’interno si spostano verso l’esterno, quelli freddi più esterni invece affondano verso l’interno e si scaldano, come l’aria calda che sale in una stanza, mentre quella fredda scende. Si formano dei moti convettivi. Questi moti si estendono fino alla fotosfera (4): il punto in cui la densità è calata a sufficienza da poter sfuggire nello spazio e viaggiare (ad esempio) verso la Terra liberamente. Si tratta della parte che vediamo osservando il Sole, la sua superficie, mentre l’interno è per noi invisibile (sappiamo come è fatto da simulazioni al computer). CLICK Da questa immagine nel visibile si nota che la fotosfera non è liscia, sembra granulosa come la buccia di un’arancia: si parla di granulazione. Si tratta appunto dei moti convettivi: le parti scure sono quelle più fredde e discendenti, le parti chiare sono quelle più calde ascendenti. Questi granuli sono dell’ordine dei 500 km. CLICK Si vedono ancora meglio nell’UV. 7 La superficie del I moti convettivi di plasma, agendo come una dinamo, generano un complicato e Sole variabile campo magnetico. Pare che esso sia responsabile della turbolenza della fotosfera. Si parla genericamente di attività superficiale. Le particelle ionizzate seguono le linee del campo magnetico, come sulla Terra gli aghi delle bussole seguono il campo magnetico. Possono produrre brillamenti, filamenti, esplosioni, emissioni di massa coronale (coronal mass ejection) che arrivano fin sulla Terra, causando le aurore boreali o disturbando le telecomunicazioni. 8 Le macchie La forma del campo magnetico è complicata anche dal fatto che il Sole ruota su se solari stesso. Il Sole ruota a velocità diverse, completa un giro in 25 giorni all’equatore e in 35 giorni ai poli, e questo finisce per creare i loop (anelli visti prima) Il campo magnetico sembra responsabile anche della formazione delle macchie solari, i puntini neri che vedete nell’immagine. Le macchie spesso si trovano a coppie di polarità magnetica opposta. Esse appaiono nere perché più fredde delle zone circostanti (4500 K contro 6000 K circa). Sono zone di intensa attività del campo magnetico, il quale inibisce la convezione ed impedisce in parte il trasporto di calore dal basso. Questo gruppo di macchie è grande 20000 km (immagine in luce visibile). Esse non sono permanenti, ma variano secondo cicli di 11 anni. 6 La struttura del Sole Le macchie solari sono relativamente facili da osservare (purché si sia muniti di un adeguato filtro), quindi sono osservate da secoli. In particolare sono state contate. Ecco un grafico del loro numero al passare degli anni. In effetti tutta l’attività magnetica del Sole avviene secondo cicli di undici anni in media (da 10 a 12), legati a complessi fenomeni idrodinamici. Le macchie aumentano in numero verso il massimo del ciclo e tendono a spostarsi verso i poli. Questi cicli vanno da un minimo di attività magnetica/solare ad un massimo, per poi tornare al minimo. Questa immagine a mosaico mostra il ciclo solare 23, dal 1996 al 2006, ripreso dalla SOHO nei raggi X. Si vede chiaramente il massimo di attività nel 2001. Il ciclo regola non solo le macchie solari, ma anche: l'atmosfera e il vento solare; l'irradianza solare; il flusso delle radiazioni a lunghezza d'onda corta, dagli ultravioletti ai raggi X; la frequenza dei fenomeni eruttivi, come i flare e le espulsioni di massa; modula indirettamente il flusso dei raggi cosmici ad alta energia che penetrano nel sistema solare. Come si può notare dal grafico, il ciclo non è perfettamente regolare e prevedibile. Ci possono essere più lunghi periodi di attività solare scarsa o quasi inesistente, come il minimo di Maunder, che durò 70 anni nel 17 secolo. Si nota una correlazione con il clima terrestre: quel periodo è noto come piccola era glaciale; in generale spesso gli anni di minimo solare sono mediamente più freddi. Qualcuno ipotizza anche variazioni a più lungo termine (tra i 40000 ed i 100000 anni) dell’attività magnetica solare, che sarebbero responsabili delle ere glaciali. Questa teoria non è però verificata. 10 Atmosfera solare L’atmosfera solare è la parte più esterna, oltre la fotosfera. Si tratta di gas caldissimi e rarefatti (sempre più allontanandosi dal Sole). L’atmosfera è più difficile da osservare, perché si è abbagliati dalla fotosfera luminosissima. Per osservarla bisogna oscurare la fotosfera, cosa che avviene naturalmente durante le eclissi di sole (la foto risale all’eclissi solare del 1999, ripresa in Francia). La cromosfera (parte rossa attorno alla Luna) è il primo strato, spesso 2000 km. In esso avvengono fenomeni come le protuberanze e le spicule (vedi foto; sono getti a 20‐50 km/s, alti tra 3000 e 10000 km, larghi 500‐1000 km che avvengono continuamente nella cromosfera; ce ne sono anche 100000 contemporaneamente e durano 5‐10 minuti). Dopo una zona di transizione, c’è la corona, che è la parte più esterna e rarefatta (la zona interna, più densa, è 10 miliardi di volte meno densa dell’atmosfera terrestre), ma è composta di plasma caldissimo (non si sa perché; comunque si parla di temperatura cinetica). Essa si estende nello spazio, sempre più tenue, per milioni di kilometri, ed in essa hanno sede fenomeni come gli anelli coronali (loop, vedi foto) e le espulsioni di massa coronale (CME), che possono causare aurore boreali e interferire con le comunicazioni sulla Terra. 9 Il ciclo solare 11 Vento solare 12 Composizione del Sole 13 Futuro del Sole Al di là delle occasionali emissioni di massa coronale, il Sole emette un flusso di particelle (plasma), il vento solare. Esso è composto di plasma, soprattutto di idrogeno ed elio. Nei pressi della Terra viaggia in media a 450 km/s e può influire sulle comunicazioni oltre che causare le aurore boreali. Il Sole perde per vento solare un milione di tonnellate al secondo di massa, ma è una quantità irrisoria rispetto alla sua massa. Quando viene a contatto con il mezzo interstellare, il vento solare crea una specie di bolla che probabilmente è fondamentale per proteggere i pianeti dai raggi cosmici, almeno in parte. Si chiama Eliosfera: la parte del sistema solare in cui la densità del vento solare è maggiore di quella del mezzo interstellare (non si conosce con precisione la sua estensione, forse fino a 100‐160 UA). L’eliopausa è la zona di confine. Le sonde Voyager 1 e 2 la hanno superata e hanno registrato un aumento del flusso di particelle. Il vento solare, provenendo dal Sole, ha la sua stessa composizione. Circa il 75% è idrogeno, il 25% elio. Le percentuali sono in massa, gli altri elementi sono in tracce. Questa è la composizione della fotosfera, mentre la parte interna ha una composizione che viene alterata progressivamente dalle reazioni nucleari. Ma come facciamo a sapere la composizione del Sole? Lo sappiamo dalla luce che emette. Se la scomponiamo con uno spettroscopio otteniamo una striscia arcobaleno (foto), detta spettro. Dall’intensità relativa dei vari colori possiamo capire la temperatura della parte che emette (la fotosfera), che è circa di 6000K. I gas di cui è fatta l’atmosfera “filtrano” la luce, impedendo ad alcuni colori di passare: si vedono delle righe nere nello spettro. Dalla posizione delle righe nere si può capire quali siano gli elementi chimici presenti nel Sole. Anche se alimentato da reazioni che sulla terra non riusciamo a controllare, il Sole è pur sempre una grande macchina, che consuma combustibile (l’idrogeno) e produce “prodotti di scarico” (l’elio). Quando tutto il nucleo si sarà trasformato in elio, l’idrogeno esterno non sarà abbastanza caldo per reagire, quindi la produzione di energia si fermerà. Ricordate che il Sole vive sull’equilibrio tra la pressione dell’energia prodotta e la forza di gravità? Mancando l’energia, l’equilibrio si spezzerà. Questo dovrebbe avvenire tra circa 5 miliardi di anni. Ci sarà un collasso, che provocherà un riscaldamento dell’idrogeno più esterno, il quale riuscirà a bruciare trasformandosi in elio: la stella allora potrà continuare a brillare, ma la produzione di energia la farà espandere tantissimo e gli strati esterni diventeranno freddi (3500K), dandole un colore rossastro: gigante rossa. La fase di gigante rossa durerà circa 1 miliardo di anni. Sarà enorme: c’è discussione su questo, ma forse ingloberà perfino la Terra. Comunque se non lo farà, la sua superficie sarà tanto vicina che la vita sarà impossibile (anche l’atmosfera del nostro pianeta, surriscaldata, sfuggirebbe: questo avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi di anni, prima ancora della fase di gigante rossa). È interessante notare come i tempi astronomici, anche quelli più brevi, siano immensi se paragonati a quelli umani! Consumato anche l’idrogeno esterno, ci sarà un nuovo collasso e la temperatura del nucleo aumenterà fino a 100 milioni di gradi: a questo punto gli atomi di elio possono essere fusi, formando carbonio ed ossigeno. La stella si sarà a questo punto ridotta rispetto alla gigante rossa e si trova nel ramo orizzontale del diagramma HR. In poche decine di milioni di anni, l’elio del nucleo si sarà consumato. Un nuovo collasso permetterà di consumare anche l’elio più esterno e l’idrogeno rimasto ancora più all’esterno (stella nel ramo asintotico delle giganti). Una così grande produzione di energia produrrà una nuova espansione come la precedente. Il Sole non riuscirà più a raggiungere un equilibrio, collassare e scaldarsi fino a bruciare carbonio ed ossigeno (le temperature richieste sarebbero troppo elevate). Gli strati esterni saranno spazzati via nello spazio, restando come una nube di gas chiamata nebulosa planetaria (foto). Le parti centrali invece collasseranno, formando una stella grande circa come la Terra, caldissima (100‐200 milioni di gradi K) ed estremamente densa (1 cucchiaino=1 tonnellata) chiamata nana bianca (il puntino al centro della nebulosa planetaria). Essa rimarrà così, inerte, raffreddandosi lentamente in centinaia di miliardi di anni, fino a diventare una nana nera. Non sono mai state osservate nane nere: probabilmente il tempo di raffreddamento è più lungo dell’età dell’universo. Nel film “Impact: il tempo sta per scadere”, un pezzo di nana nera di 19 km colpisce la Luna, facendola diventare instabile (un frammento di questa dimensione avrebbe massa 3x1022 kg, non sufficiente a far diventare la massa della Luna il doppio di quella della Terra come dicono nel film; infatti è circa 200 volte meno massiccia della Terra). Un piccolo frammento cade anche sulla Terra: la porzione che si vede nel film avrebbe massa 500 tonnellate. La cosa irreale è che non dovrebbero esistere nane nere, come detto.
