Nascita
Evoluzione
Trasformazione
Stelle doppie
La nascita di una stella
Insiemi di stelle
Il cosmo…
un vuoto ingannevole
Una stella è una sfera di gas ca ldissimo
dalla nascita al loro oblio
un breve viaggio nel tempo e nello spazio…
…alla ricerca dei mattoni della vita
Foto ad alta defi niz ione: NASA, H ubble Space Teles cope
che produce nuovi element i ed energ ia
attraverso un processo di fu sione nucleare
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Lo spazio non è “vuoto”
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Primi passi nella genesi stellare
Zone fr edde c on alta densità di gas e polveri c hiamate
nubi m olec olari (H, s ilic ati, grafite e carbonio)
Alta densità di gas e polveri = pochi atomi / c m3
3
Globuli di Bock
Perturbazi on e e instabili tà gravi tazi onal e
Esi stono
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Nebulosa Te sta di Cava llo (Orione)
esplosione di una supernova o un vento stellare inten so
le molecole in e quilibrio si addensan o (Globu li di Boc k)
– ammassi scuri nella nebulosa luminosa
1P
2P
2N
M16, Ne bulosa Aquila
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Primi passi nella genesi stellare
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Questioni di massa…
Collasso gra vitazionale e c ontrazione
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Dove nascono le stelle…
M > 1 00 Ms
ipernov ae
ene rgia te rm ica
GRB (Gamma Ray Burst)
consente di poter rilevare
i dati di quello che rimane
dell'esplosione (Afterglow)
Protostella
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0,08 Ms < M < 1 00 Ms f ase di stabilità
M < 0,08 Ms nane brune, nessuna reazione nucleare
Pressi on e interna o di radiazi on e insuffici ente
L'energia g rav itaziona le
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M42 – Nebulosa di Orione – Diametro: 30 A.L., densità media = 1000 atomi/cm3
Massa: 105 – 106 masse solari possono nascere le stelle
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1
La fase di stabilità
Nucleosintesi dell’Elio (da H)
Pr oduce energi a (nucleosintesi dell ’elio)
La giovinezza di una stella
Equilibrio i dr ostatic o inter no (pr essione r adiativa)
Quali c ondi zioni ?
Temperatura c entr ale di circ a 10 mili oni di gradi
Masse sol ari
Ti po di fusi one
necessa ri a lcune decine di milioni di anni.
La fusione dell’idrogeno
0,1 -2
p-p
2 -8
CN O
8-~1 00
CN O
Repuls ione Coulom biana
Altissime pre ssioni e temperature (una g rande energ ia
cinetica), per pote r vincere la repulsione dei nucle i e
riusc ire a fonde rli.
Più grandi sono i nucle i atomic i e mag giore è la repulsione
elettrica, quindi la tempe ratura necessa ria alla fusione.
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Popolazioni stellari
Popolazione I (il S ole)
Protostella
70%
28%
1,5%
0,5%
Le popolazioni stellari
Avviato il ciclo di fusione
STELLA
idrogen o
elio
carbonio, ossigen o, neon e silicio
ferro, c obalto, nichel ed alt ri e lementi pe santi.
Inserimento nella sequenza principale
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Popolazione II (s telle di ammass i globulari)
Una questione di sostanza
H-R D cataloga le stelle in funzione
della luminosità
della classe spettrale/temperatura
ba ssa metallicità , ossia sono carenti in element i pesant i.
Stelle molto vecchie
In as tronom ia i m etalli s ono tutti gli elem enti più pes anti
dell'elio, dunque anche q uelli ch e in c him ica non s ono
c onsiderati tali, c ome il litio e il c arbonio.
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I colori di una stella
Le dimensioni delle stelle
Temperatura,
colore e classi spettrali
I ciclopi del cosmo
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2
Il “Parsec”
Parallasse per secondo d’arco
Le distanze delle stelle
La parallasse è l'angolo alla stella
nel triangolo Terra-Sole-Stella
L’angolo considerato per il calcolo
del parsec vale 1” d’arco
1 pc ≈ 3,261 47086 anni luc e
Una questione di metodo
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Qualche calcolo
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Pr oxi ma Centauri
ha una parallasse di 0 ,750 ”
una stella con la pa ralla sse
di un 1” d'arc o dist a 1 pa rsec
Prox ima d ista 1 / 0,7 50 = 1, 33 pc
1UA
sen1"
cos 1"
1
1 pc = 1UA ⋅
= 1UA ⋅
sin1"
tan1"
1UA = d ⋅ sin1"→ d =
1
1
tan
3600
La maturità di una stella
≈ 4,3 ann i luce
= 3.085678⋅1016 m
La fase della
Gigante Rossa
Pri ma mi sura di parallasse stellare: 1 838
Friedric h Wilhelm Bessel su 61 Cygni .
Per angoli picco liss im i, il s eno e la tangente della parallasse
coincidono con la parallasse stessa misurata in radianti.
Un radiante (π) vale 180×60×60 = 648.000” d'arco.
1” in radianti vale 648.000 / π, pertanto si ha:
1 pc = (648.000 / π) × 1 U A
Affidabile per distanze stellari non più grandi
di circa 100 parsec (1 centesimo di secondo d'arco)
??? Metodi fo tom etrici e can del e s tan dard
1 pc = 3.085678 1016 m, quind i
1 pc ≈ 3,26147086 al
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Un esempio
1 pc = d ⋅ cos1"
1 pc = 1UA ⋅
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La Gigante Rossa
Idrogen o nel nucleo in e saurimento
Fusione de ll'idrogeno negli strati superiori al nucle o
Espansione dell’inviluppo
causa: dissipazione dell'energia di fusione.
La temperatura superficia le della ste lla d iminuisce
Il colore si fa v ia v ia più rosso
Gigant e Rossa
La stella esce dalla sequenza principale
del diagramma di Hertzsprung-Russel
per entrare nel ramo laterale delle giganti
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La fusione dell’elio
La trasformazione di una stella
Nane bianche
Se Mstella < 2 Msole
Rottura dell ’equili bri o i drostatico
Flash dell’elio e produzione di c arbonio
Fusi on e di eli o in carboni o (Flash de ll’e lio)
insta bilità e pulsazioni termiche
espulsione dell’inviluppo
Massa picc ola: f usione del c arbonio pr odotto i mpossibile
nucleo caldo e den so ( C e O) della ste lla scopert o…
Nucleosintesi degli elementi pesanti
…e oblio di un’astro
T ≅ 100 × 106 K
nana bianca
Ma ssiccia (densità: ~1 t onnellata a cm3 )
Calda (t superficia le 8000-40000 K )
Si e stinguerà in circa 15 m iliardi di anni.
compresenza di berillio e elio
fusione di elio e berillio = carbonio
nebulosa planetaria
stella centrale e nu be di ga s e spulso
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Nebulose planetarie
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Nebulose planetarie
M27 Nebulosa Manubrio
(Volpetta)
M57 Nebulosa Anello
(Lira)
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Parallasse d’espansione
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Nebulose planetarie
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Nebulosa Eskimo
NGC 239 2
Gemini
10000 ann i
Vexp = 31 km/sec (analisi spe ttrale)
θ = dimensione ang olare del guscio dopo ∆t
1/3 al
3000 a l
d = 1240 al
R1 = d × sen(θ / 2) = 12 40 * sen(8‘,0 / 2) =
= 1240 * sen 0,06 66 = 1,44 al
R2 = d × sen(θ / 2 ) = 1240 * sen(5 ‘,7 / 2) =
= 1240 * sen 0,06 66 = 1,027 al
NGC 6543
Nebulosa Occhio di Gatto
(Drago )
Età cinematica = R / Vex p = 1,027 al / 31 km/s =
= 9,5 6 × 10 12 k m / 31 km/s = 31,3 42 × 10 10 s = 99 38 anni
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Nebulose planetarie
Dati mis urabili:
Dimensioni appa renti :
8,0’× 5,7’ ossia (8/60)° × (5,7/ 60)°
quindi 0,133 3° × 0,09 5°
Velocità d’espansione dei gas
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Nov ae
Nov ae
Nov ae
Origine
–Nana bianca in un sistema binario
–Ac quisi zione di materia della c ompagna
–Aumento della densità e temperatura
–Bruciamento espl osivo dell’i drogeno (catac lisma)
–Improvviso aumento della luminosità
Varia ble cata strofica V8 38 Monoce rotis
Luminosità ragg iunta ~600000 v olte quella del Sole.
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Supernovae di Tipo Ia
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Supernovae di Tipo Ia
Origine - prima possibilità:
Origine - sec onda possibilità:
Nana bianca in si stema bi nari o c ompatto
Pro cessi d i me rg ing in si stema binari o c ompatto
Le due stelle son o così vic ine che l'inv iluppo este rno
della ste lla d omin ante (tipicamente gigante o supergigante)
cade nel campo g ravitaz iona le della c ompagna
Sog lia d'inne sco pa ri a 1,44 ma sse sola ri
– Limite di Chandrasekhar
Le due stelle son o così vic ine che si f ondono
Implosi one del nucleo
Espl osione di struttiva
vaporizzazione del sistema bina rio
Evento di Supernov a di Tipo Ia.
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Supernovae di Tipo Ia
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Il destino delle stelle massicce
Importanza:
candela s tandard
La pressi on e perm ette successivi processi di fusi one
– prodotti secondari: idrogeno, elio, neutroni e raggi gamma.
COMBUSTIONE DEL NEON (1,2 miliardi di gradi)
produzione di ossigeno e magnesio.
– Prodotti secondari: particelle alfa, neutroni, elio e neodimio
Ri petizi one del ci cl o di con trazi on e ed espansi on e
Innesco della fusione di un elemento sempre più
pesante
Struttura a cipolla
Ogni strato è interessato alla fusione di un elemento.
Temperatura, pressione e densità elevate crescono con
la profondità.
COMBUSTIONE DELL'OSSIGENO (1,4 miliardi di gradi)
formando silicio, zolfo, fosforo.
– prodotti secondari - magnesio, idrogeno, elio, neutroni e raggi gamma
COMBUSTIONE DEL SILICIO (oltre i 2,7-3 miliardi di gradi)
forma nichel che decade prima in cobalto che decade in ferro che è
stabile.
– Processo di decadimento sono rilasciati positroni (e+), e neutrini (ν e)
È possibile sti mare quanto di stano dal nostr o pi aneta
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COMBUSTIONE DEL CARBONIO (700-800 milioni di gradi)
produzione di ossigeno, magnesio, sodio e neon.
Spostamen to v erso la sequ enza princi pale.
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La serie della sintesi
Se M stella > 2 M sole
Curva della luminosità c ostante
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Supernovae di Tipo II
Supernovae di Tipo II
Il nucleo non può produrre ulteriore energia - si raffredda
Supernovae di Tipo II
Simulazioni: evento di Supernova di Tipo II
Simulazioni: il collasso del nucleo
Contrazione gravitazionale non più compensata
Collasso del nucleo in 8,1 secondi
La pressione degenere dei neutroni blocca collasso…
sn 1987a
… si genera l’onda d’urto in 34,8ms
Esplosione di Su pern ova
di tipo II
in 0,1-10 secondi
Le supe rnovae rappresentano il principale meccanismo di arricchimento chimico
delle galassie.
La supe rnova rilascia una eno rme q uantità di energia che rende possibile la
form azione di nuclei più pesanti del fe rro entro pochi secondi dall'es plosione.
c obalto, uranio, niche l, p iombo, iodio, tungsteno, oro e argento.
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Supernovae di Tipo II
Nel 1993 una supernova (SN1993J) è esplosa nella galassia M81
Fenomeno studiato a tutte le frequenze dello spettro elettromagnetico
con grande dettaglio.
M81 a lunghezze d'onda radio sovrapposta all'immagine ottica,
Espansione di SN1993J in falsi colori
M1
Nebulosa Gran chio
1054 D.C.
(Credit: Cortesia di Bartel, Bietenholz, Rupen et al.)
Supernova Eta Carinae
Cassiopeia A Supernova
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NGC 27 7 0, fabbrica di supernovae
Supernova SN1987A
23 Feb 1987 – Grande Nube di Magellano(LMC)
Distanza: ~50 kpc (∼163.000 A.L.)
Stella progenitore: Sanduleak-69° 202a (Sk-69 202), supergigante blu, M ∼18Msole
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Betelgeuse, Alpha Orionis
Candidata a divenire una Supernova
Supergigante rossa variabile pulsante semiregolare. Dista dal Sole 600-640 A.L.
Raggio medio 990-1000 Rsole, massa 15-20 M sole, età stimata 8,5 × 10 6 anni
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Metodi d’indagine: esempio
Elementi prodotti ed espulsi
L’oblio di una stella
Parti della stel la espulse
Isotopo
Possibile struttur a dDiverso
i un a stella
pa ri
20 masse
solar
i nnumero
ella faseatomico
d i su pern ova
numero
dianeutroni
a parit
à di
(NA = numero di protoni contenuti in un nucleo).
ρ = 1g/cm3 Stesso
70%comport
H, 28%
He,chimico
2% CNO
amento
107 K
esterno
Il nucleo c ollassa sotto l a pr opria spinta gr avitazi onale
For ma un oggetto estremamente denso e c ompatto…
Comportamenti
3
4 fisici differenti (uno8più pesante dell'altro)
ρ = 100g/cm
ρ = 105g/cm3
ρ = 106g/cm3
ρ = 107g/cm3
12C,
He,
N
16O,
22Ne
5 x 10 K
Si, S, Cl, Ar, K, Ca
Mnuc leo < 3,2 Msolar i
2 x 109 K
Limite d i Volkoff-Oppenhmaier
I nuclei si fondon o con g li elett roni
Stella compatta e densissima di neutr oni
3 x 10 9 K
Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni
> 5 x 109 K
interno
ρ = 107g/cm3 1010 K
Nucl eo residuo: stella di neutro ni
Mnuc leo > Lim ite di Volk off-Oppenhm aier
Collasso ina rre stabile e irreversibile.
Buco Nero
Siamo tutti figli delle stelle
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Il buco nero
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Il buco nero: cuore delle galassie
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Pulsar
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Stelle doppie – Sistemi binari
~ 50% delle stelle è c ostituito da c oppie di stelle doppi e
Stelle doppie
stelle legate tra loro da lla f orza di grav ità.
stelle t riple e stelle multip le.
Tendono unirsi a c oppie
Le triadi e quilatere n on durano
L’eterno girotondo cosmico
Pr oblema dei tre c orpi
Orbite caotiche, insta bili e imp revedibili
Variazioni orbitali conf igurazione st abile
Centro di ma ssa
Stelle multiple sta bili e siston o come c oppie gera rchiche
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7
Doppie ottiche: prospettiche o visuali
Stelle doppie – orbite
AB : BC = m2 : m1
C
Lo spostamento sulle righe di
assorbimento dei loro spettri ci rivelerà
il moto orbitale delle due componenti
attorno al baricentro del sistema
m2
B
m1
A
B = baricentro
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Doppie fisiche
m = massa
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B1
A
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B2
Sistemi multipli
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L'Ammasso Globulare di Ercole
M13 o NGC 6205
Ammassi Globulari
Ammasso chiuso o ammasso di alone
Gli insiemi di stelle
Insie me sferoida le di stelle che orbita come un sate llite
intorn o al centro di una g ala ssia.
– dal latino globus, che significa "globo", "sfera"
Ammassi Globulari
e Ammassi Aperti
Sorretti a l loro intern o da una forte grav ità
Densità d i ste lle m olt o elevata
Centinaia di m igliaia di ste lle vecchie conf inate in pochi
parsec cubici
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Ammassi aperti
Le Pleiadi – M45 – Tau
Detti anche Ammass i Galattic i
si trovan o solo all'intern o del disco ga lattico
Stelle nate i nsieme da una nube molec olare gigante
Stella età e comp osizione chimica, ma ssa d ifferente
Unite dalla recip roca attrazione grav itazion ale
Sono oggetti gi ovani
Contengon o qu indi m olte stelle ca lde e lum inose
Visibili da g randi distanze, con p iccoli strum enti.
La nub e molec olare genitore è a v olte anc ora associata
all 'ammasso, che ne illumina alcune parti che diventano
visibili c ome una o più nebul ose
NGC 2264
Nebulosa Pelliccia di Volpe
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Le st elle… Solo puntini immobili?
Studio dei f enomeni transitori:
- Novae
- Supernovae
Studio delle Stelle Variabili – A.A.V.S.O.
Gr azi e
Vi invito alle
Osservazioni Astronomiche
gr atui te
Infor mazi oni e dat e su:
http: //astrono mia.co mze.co m/
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