Stelle e galassie

Stelle e galassie
Le sorgenti dei raggi cosmici
La massa dei corpi celesti
• Tappa fondamentale per la misurazione
dei corpi celesti è stata la determinazione
della massa della Terra, avvenuta alla fine
del ‘700.
• La stella più piccola sinora conosciuta è
Luyten 726-8B, con una massa 25 volte
più piccola di quella del Sole.
• Giove ha una massa mille volte più piccola
della massa solare, è un pianeta, eppure
irraggia maggiore energia di quanta ne
riceva dal Sole.
EEE-cosmic box
proff.: M.Cottino, P.Porta
Le classi spettrali delle stelle
• Verso la fine del ‘700 ci si accorse che ogni
stella ha un proprio colore e presenta un
proprio spettro luminoso: le righe nere
presenti indicano gli elementi chimici
contenuti nelle stelle.
• Il colore di una stella dipende dalla
temperatura della stella: al crescere di T la
stella passa dal rosso all’azzurro.
• Ci sono 7 classi spettrali principali: O, B,
A, F, G, K e M. La classe O annovera le
stelle azzurre e la M quelle rosse.
EEE-cosmic box
proff.: M.Cottino, P.Porta
Emissioni spettrali
Cefeo
Orione
Sirio,Vega
Procione
Sole, Capella
Arturo
Antares, Betelgeuse
EEE-cosmic box
proff.: M.Cottino, P.Porta
Il diagramma h-r
• Sull’ascissa la classe
spettrale o la
temperatura
decrescente.
• Sull’ordinata la
luminosità assoluta.
• Forma di sette
rovesciato: la gamba
rappresenta la
sequenza principale, il
tratto orizzontali il
ramo delle giganti
rosse.
• Al di sotto del ramo
principale ci sono le
EEE-cosmic box nane bianche.
proff.: M.Cottino, P.Porta
Il sole
•
•
•
•
•
•
•
•
Massa 2.1030 kg
Colore giallo
Temperatura superficiale di 6000 °C
Temperatura nel nucleo di ~ 15 milioni di °C
Classe spettrale G2
Magnitudine assoluta +4,8
Età: ~5 miliardi di anni
Composizione chimica: 72% H, 26% He e nel
restante 2% sono contenuti tutti gli altri
elementi chimici fino all’Uranio.
• Stella di seconda generazione
EEE-cosmic box
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Fasi della vita di un stella
• Formazione: da nebulosa a protostella.
• La fase stabile: la stella occupa una ben
precisa posizione all’interno della
sequenza principale.
• Una fase instabile, diversa a seconda della
massa, in cui la stella occupa posizione
esterne alla sequenza principale.
• Una fase finale di stella morta: la stella
non emette più alcun tipo di radiazione.
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proff.: M.Cottino, P.Porta
La materia all’interno di una stella
• All’interno della stella la forza gravitazionale è
talmente intensa da rompere le orbite degli
elettroni.
• Gli elettroni sono liberi di muoversi come le
molecole di un gas, formando un fluido con
volume inferiore a quello precedentemente
occupato. Essendo più vicini la loro repulsione
e.m. aumenta.
• All’interno del fluido elettronico i nuclei si
muovono liberamente, sono più vicini e possono
collidere liberamente. Gas nucleare.
• T e p alta  fusione nucleare (dp-p<1fm)
• La fusione nucleare fornisce l’energia necessaria
per contrastare la contrazione gravitazionale
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proff.: M.Cottino, P.Porta
Catena protone-protone
6 1H4He+2 1H +2e++2g +2n
p
n
e+
p
g
p
p
2H
3He
4He
3He
2H
p
p
p
n
e+
p
EEE-cosmic box
proff.: M.Cottino, P.Porta
g
Quanto consuma il Sole in un giorno?
• Il Sole libera energia sotto forma di fotoni
(onde e.m.) e energia cinetica delle
particelle (neutrini, positroni,elettroni).
• Per ogni nucleo formato si liberano 26,7
MeV di energia pari ad una perdita di
massa di circa 5.10-21kg.
• Il Sole irraggia nello spazio 1,4.1029 J al
giorno (la Terra riceve 1000 J/s/m2) pari a
una perdita di circa 1,55.1012 kg.
• Un fotone impiega 10 milioni di anni per
uscire dal Sole
Bolt ha un’energia cinetica di circa 4000J
EEE-cosmic box
. 17
se lo scomponessimo
proff.: M.Cottino, P.Porta libererebbe circa 7 10 J
La nucleosintesi stellare
• Quando l’idrogeno nel nucleo scende a
valori inferiori al 10%, il nocciolo si
contrae e aumenta la temperatura
centrale.
• Tale aumento di T provoca una espansione
delle regioni esterne che diventano più
fredde.
• Quando T>100 milioni di °C si innesca la
fusione dell’elio:
34He12C
• il processo di nucleosintesi continua sino
al ferro.
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Le giganti rosse
• Quando la stella termina l’idrogeno nel suo
nucleo e inizia a bruciare elio, il nucleo si contrae
e la stella si espande diventando una gigante
rossa.
• Il raggio di una gigante rossa varia tra 10 e oltre
1000 volte il raggio del Sole.
• Quando il Sole diventerà una gigante rossa
ingloberà le orbite di Mercurio e Venere.
• Questo stadio, dalla breve durata,
è comune a tutte le stelle e termina con
la trasformazione dell’elio
H
in carbonio e ossigeno.
He
• La fase successiva dipende
dalla massa della stella.
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Stelle con massa m<4Ms
• La T del nucleo è insufficiente per la fusione
del carbonio.
• Instabilità: il nucleo si contrae e si riscalda,
gli strati esterni vengono espulsi e formano
una nebulosa planetaria.
• Se la massa della stellina residua è minore di
1,5 Ms (limite di Chandrasekhar) la
contrazione si arresta  nana bianca
• All’interno non si hanno reazioni
nucleari e lentamente la stella si
raffredda diventando una nana
EEE-cosmic box
nera.
proff.: M.Cottino, P.Porta
Stelle con massa M>20Ms
• Le stelle delle classi spettrali O,B,A e metà
della F superano il limite di Chandrasekhar.
• Terminato l’elio si ha la fusione del carbonio
negli elementi più pesanti:Fe, Ni, Mg, Si,…
• L’energia prodotta cresce in modo violento e
provoca l’esplosione dell’intera stella
 supernova
• Vengono espulsi circa i nove
He
decimi della massa della stella
Mg,Si
• Durante l’espulsione vengono
Fe, Ni
prodotti gli elementi più pesanti
del ferro sino all’uranio.
C,O
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H
supernovae
• Le supernovae appaiono rapidamente
nell’arco di pochi giorni e scompaiono
nell’arco di alcuni mesi.
• La prima supernova è del 1054 (Annali
Cinesi) nella Nebulosa del Granchio
• La seconda, e più famosa, nel 1572 (“De
Stella Nova” di Tycho Brahe) nella
costellazione di Cassiopea.
• Una delle più recenti è del 1987 nelle Nubi
di Magellano.
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Cosa succede alla stella residua?
• Se la stella residua ha una massa
inferiore a 1,5 Ms  nana bianca
• Se la stella ha 1,5 Ms <M< 3Ms il nucleo
collassa, la T aumenta e i fotoni diventano
così energetici da disintegrare i nuclei
liberando particelle alfa (nuclei di He) e
neutroni. Il processo consuma energia e la
stella si contrae ulteriormente. La densità
è talmente elevata che i protoni e gli
elettroni si fondono in neutroni
 stella di neutroni
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• Se M > 3 Ms il collasso verso il centro del
nucleo non si ferma più. La forza di
gravità vince e comprime la materia in un
punto  buco nero
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Stelle ai neutroni - pulsar
• Le stelle ai neutroni hanno densità
elevatissime pari a 1014g/cm3.
• Ruotano velocemente con periodo inferiore
ai 4s.
• Il campo magnetico è elevatissimo.
• La stella emette elettroni dai poli
magnetici, che perdono energia
emettendo microonde.
• Nel tempo il periodo di rotazione rallenta.
• Prima pulsar osservata nel 1967 da J.Bell.
EEE-cosmic box
proff.: M.Cottino, P.Porta
EEE-cosmic box
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Buchi neri
• Non si sa come sia la materia all’interno
del buco nero.
• La gravità superficiale è talmente elevata
che neppure la luce può uscirne.
• L’orizzonte di un buco nero é la sfera di
raggio pari al raggio di Schwarzschild.
2GM
Rs  2
c
3 km per il Sole
• Sull’orizzonte il tempo si ferma, un
ipotetico osservatore vedrebbe scorrere
l’intera eternità dell’Universo.
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proff.: M.Cottino, P.Porta
Come si osserva un buco nero?
• Sistemi binari:
a) un stella che ruota attorno al nulla.
b) un buco nero che ruota attorno a una
stella rubandole massa con emissione
di raggi X.
• Fenomeni di lente gravitazionale
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quasar
• Quasi stellar object. Scoperti nei primi
anni ’60.
• Sono gli oggetti più lontani, e quindi
antichi, che si conoscano (2 miliardi di
anni dopo il Big Bang).
• Emettono un’energia un migliaio di volte
maggiore di quella emessa da una
galassia.
• Al centro si trova un buco nero di massa
pari a 100 milioni di masse solari che
inghiotte la materia circostante al ritmo di
una massa solare all’anno.
EEE-cosmic box
proff.: M.Cottino, P.Porta
• Nel 1995 il telescopio spaziale Hubble ha
scoperto otto quasar privi di galassia.
• Forse il buco nero centrale si forma prima
delle stelle della galassia.
• Forse il materiale di piccole galassie vicine
al buco nero massiccio è precipitato
all’interno del buco nero attivando il
quasar.
EEE-cosmic box
proff.: M.Cottino, P.Porta
agn
• Nuclei di galassie attive.
• Tutte traggono la loro energia dalla caduta
di materia nel buco nero centrale.
• L’energia gravitazionale viene liberata e
convertita in radiazione e.m., raggi X e
luce in due getti ai lati della galassia.
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