Concetti preliminari
CARATTERISTICHE FISICHE DELLE
STELLE
1. La luminosità
a. apparente
b. assoluta
La luminosità apparente è quella che percepiamo noi, quella assoluta è la luminosità che la stella
avrebbe se fosse posta ad una distanza di 10 parsec.
PARSEC = distanza dalla quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’ orbita terrestre
sotto l’ angolo di 1” di grado.
In base alla luminosità assoluta classifichiamo:
Stelle nane
Sole
Stelle giganti
Vega, Antares
2. Il colore e la temperatura
La luce visibile è una parte dello spettro
elettromagnetico che mette insieme tutte le onde
elettromagnetiche classificandole in base all’
energia trasportata, alla lunghezza d’ onda e alla
frequenza.
Il colore di una stella dipende dalla sua
temperatura superficiale (si veda la legge di
Wien)
Le onde in generale sono trasmissioni di
energia, le onde meccaniche necessitano di un
mezzo di trasporto, quelle elettromagnetiche, al
contrario, si propagano anche nel vuoto.
LUNGHEZZA D’ ONDA =>
Y = distanza tra due creste
FREQUENZA = >
m = numero creste/ tempo
L’ energia trasportata dall’ onda è direttamente proporzionale alla frequenza e inversamente
proporzionale alla lunghezza d’ onda.
E= hc = hm/ Y
(LauraCondorelli 2015)
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Legge di Wien
Riguarda l’emissione
del corpo nero (ogni
corpo, se riscaldato, è
in grado di emettere
radiazioni).
Il numero massimo di
radiazione emmesse è
chiamato
lambda
max.
Se la temperatura
aumenta la relazione
della
lunghezza
d’onda diminuisce.
T= 3x 107/ λ max
Spettro elettromagnetico
E’ l’insieme delle radiazioni elettromagnetiche, suddivise per lunghezza d’onda λ, energia e
freqenza
•
------------------ λ aumenta
•
-------------------- μ aumenta
•
------------------------- E aumenta
γ = Raggi gamma. Onde con più energia in assoluto. Sono molto penetranti e causano mutazioni a
livello del DNA
x= Raggi x, sono quelle delle radiografie, penetrano nei tessuti molli e cedono energia alle nostre
cellule
uv= Raggi ultra violetti, si fermano a livello del derma, dove causano un aumento della velocità di
produzione di melanina, ma possono anche causare il melanoma
l vis= luce visibile. Bianco-azzurro, verde, giallo, rosso (da quelle con minor lunghezza d’onda a
quelle con maggior lunghezza d’onda)
ir = infrarossi, riscaldano l’ambiente, aumentando l’energia cinetica delle particelle
mo= micro onde. Sono onde radio a bassa lunghezza d’onda
Onde radio
oc= onde corte. om= onde medie. ol= onde lunghe
(LauraCondorelli 2015)
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Le unità di misura in astromia
1.Unità astronomica
Questa unità è valida per stelle e pianeti
più vicini a noi.
Corrisponde alla distanza media TerraSole
149600000 Km (149,6 x 106 km)
2.Anno luce
Distanza percorsa dalla
luce in un anno.
La luce si muove a
300000 Km/s per
60 s/min per
60 min/h per
24 h/dì per
365 dì/anno =
9460000000000
circa
(9. 460 x 109 km )
3.Parsec
Distanza alla quale
un
osservatore
vedrebbe
il
semiasse maggiore
dell’orbita terrestre
sotto l’angolo di 1”
di grado.
1
parsec
corrisponde a 3,26
anni luce (30.900 x
109 km).
(LauraCondorelli 2015)
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DIAGRAMMA HR
Herztsprung e Russell sono due scienziati che hanno classificato le stelle in base:
luminosità assoluta
temperatura superficiale (colore)
il diagramma è in funzione della temperatura superficiale (decrescente), da cui come si è già visto,
dipende anche il colore e della magnitudine assoluta, ovvero la luminosità assoluta. In ascissa si
trova anche la classe spettrale, ovvero gli elementi presenti su di essa.
H-R si sono accorti che la maggior parte delle stelle non è distribuita a caso, ma esse si allineano
lungo una sequenza principale, entro la quale stelle molto luminose sono anche le più calde e
viceversa. Diversamente le giganti rosse sono fredde in superficie, ma molto luminose, le nane
bianche, pur essendo caldissime, sono poco luminose
molto luminose
luminosità assoluta
poco luminose
Sequenza principale = linea di età 0. Le stelle si distribuisco su di essa
(LauraCondorelli 2015)
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EVOLUZIONE DELLE STELLE
Andromeda
Stella di neutroni
PREREQUISITI
La forza gravitazionale
Date 2 particelle di massa rispettivamente M1 e M2
poste a una distanza r, si manifesta una forza di
attrazione diretta verso il centro (baricentro).
Essa è direttamente proporzionale al prodotto delle due
masse e inversamente proporzionale al quadrato della
distanza:
In un ammasso vi sono concentrate più particelle.
Se aumenta la massa la forza di gravità aumenta ancora
di più perché è proporzionale al prodotto.
Se si riduce la distanza aumenta la forza gravitazionale
in proporzione quadratica.
(LauraCondorelli 2015)
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In un ammasso vi sono concentrate più particelle
Una stella si forma per collasso gravitazionale (le
particelle si dirigono verso il centro per effetto della
forza di gravità).
Quando le particelle, per effetto della forza di
gravità cadono l’una sull’altra, scontrandosi, si
libera calore per energia cinetica di caduta
(l’energia si trasforma quindi in calore).
Si forma così una protostella: emette luce rossa
liberando l’energia cinetica di caduta, ma ancora
non produce calore con reazioni nucleari.
Affinché essa si trasformi in stella, la
temperatura del suo nucleo deve raggiungere
10.000.000°
(temperatura
di
fusione
dell’idrogeno,usato come combustibile per
produrre energia).
PROTOSTELLE
E' grande e rossa, ma non è ancora stella perchè
la temperatura del nucleo deve raggiungere 10
milioni di gradi, necessari per fondere
l'idrogeno. Solo successivamente, quando la
stella raggiunge la temperatura d’innesco della
reazione di fusione dell’idrogeno, essa si
accende , entra nella sequenza principale e
produce calore.
(LauraCondorelli 2015)
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EVOLUZIONE SUCCESSIVA, STELLA
DELLA SEQUENZA PRINCIPALE
LA MASSA DELLE STELLE
La velocità di fusione e così il
calore prodotto, così come la
temperatura superficiale e il
colore, dipenderanno dalla
massa iniziale della stella.
Maggiore la massa iniziale,
maggiore la velocità di fusione
dell’idrogeno e la temperatura
superficiale (stella gigante
azzurra)
M= 0,5 MASSE SOLARI:
Stelle con massa pari a 0,5
masse solari diventano nane
rosse
M= 20 MASSE SOLARI:
Stelle con massa pari a 20
masse solari diventano giganti
azzurre
VETTORI (più piccoli sono i vettori, meno intensa è la forza,
verso l’interno è mostrata la forza di gravità, verso l’esterno è
invece la pressione dei gas prodotta dal calore)
il disegno indica come, in seguito ad una maggiore massa iniziale e
conseguente maggiore attrazione gravitazionale, la stella debba
opporre anche una maggiore pressione dei gas, e quindi bruciare
idrogeno più velocemente
LA MASSA E IL CALORE
Se una stella ha massa grande produce più calore rispetto ad una stella di massa piccola.
Infatti essa deve controbilanciare la forza di gravità. Quindi questa stella sarà più calda rispetto ad
una più piccola e vivrà di meno
Una stella di massa piccola produce meno calore rispetto ad una stella più grande, poiché,al
contrario,deve controbilanciare una forza di gravità minore. Resterà pertanto più a lungo nella
sequenza principale.
(LauraCondorelli 2015)
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LA STELLA COLLASSA
Ad un certo punto la stella ha un nucleo costituito da He, e
un involucro del nucleo costituito da H.
Non possono più avvenire reazioni nucleari.
La stella resta soggetta alla sola forza di gravità e collassa,
la materia cade verso il centro, di nuovo l’energia cinetica
di caduta produce calore e si raggiunge così nel nucleo la
temperatura di fusione dell’elemento successivo, l’elio,
che necessita di una maggiore temperatura . He fonde
trasformandosi in Li e Be.
Ogni reazione di fusione successiva fonde a temperatura
maggiore.
A questo punto la stella produce molto più calore di prima
e gli strati esterni si espandono, diventa cioè una gigante
rossa.
GIGANTI ROSSE E STELLE PULSANTI ROSSE
Quando aumenta la pressione dei gas la stella si
espande. Nel nucleo la temperatura è più elevata
di una stella della sequenza principale. La stella
esce dalla sequenza principale e si porta nel
gruppo delle giganti rosse, molto luminose
perché giganti, ma fredde in superficie, perché
espanse
-
L’evoluzione successiva dipende dalla massa:
Se la stella ha massa grande si possono formare
stelle a gusci concentrici, sempre più densi
verso il nucleo, perché ogni volta che la stella
collassa permette al nucleo di raggiungere la
temperatura d’innesco della reazione successiva.
(LauraCondorelli 2015)
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-
Ogni volta la stella passa da una contrazione
(collasso), ad una successiva espansione e
sembra pulsare la stella collassa e innesca la
reazione di fusione successiva: nel nucleo C, N
e nel primo involucro Li, Be nel secondo
involucro He
Quando anche i combustibili terminano, la stella
collassa, si innesca la reazione successiva: nel
nucleo O, F nel primo involucro C, N nel
secondo Li, Be e nel terzo He
La stella è formata da strati concentrici sempre
più pesanti dalla periferia al nucleo.
Con le altre fasi vengono prodotti tutti gli
elementi della tavola periodica fino al FERRO
(n atomico 26) SOLO NELLE STELLE CON
MASSA GRANDE
Se la stella è di massa piccola nel nucleo ci sarà
Li, Be e nell’involucro He .
Il Sole diventerà una gigante rossa tra 4,6 miliardi di anni, ingloberà Mercurio e Venere (perche’
sono i pianeti più vicini)
Le stelle che passano per varie fasi di pulsazione si chiamano STELLE PULSANTI ROSSE
CADAVERI STELLARI
Si formano dopo lo stadio delle giganti
rosse quando la stella non riesce piu’ a
raggiungere la temperatura d’innesco della
reazione successiva
Sono oggetti collassati.
Ci sono tre tipi a seconda della massa
iniziale della stella:
Se la massa e’ inferiore a 3,5 masse solari il
collasso si ferma allo stadio di NANA
BIANCA.
Se la massa e’ superiore a 3,5 masse solari
la Stella esplode (esplosione super nova, la
più famosa è la nebulosa del granchio,
esplosa nel 1054).
Quello che resta dopo l’esplosione di
supernova puo’ essere:
STELLA DI NEUTRONI
(LauraCondorelli 2015)
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STELLA DI NEUTRONI
BUCO NERO
BUCO NERO
Nana bianca
Nella nana bianca lo stato della materia si
chiama: STATO DEGENERATO
La forza gravitazionale viene controbilanciata
da una pressione esercitata dagli elettroni:
PRESSIONE DI DEGENERAZIONE, gli atomi
vengono schiacciati ma gli elettroni con la
stessa
carica
oppongono
resistenza,
respingendosi l’un l’altro
Quando la nana bianca si raffredda diventa nana
nera.
Stelle di neutroni
Se la massa è maggiore anche la forza di gravità
è maggiore, di conseguenza gli elettroni non
riescono a resistere e cadono sul nucleo e,
venendo attratti dai protoni, si uniscono ad essi
formando una particella con carica 0 e massa 1
cioè un neutrone. Si forma una stella di neutroni
La forza forza di gravità sarà controbilanciata
dalla pressione dei neutroni stessi.
La stella di neutroni, come ogni oggetto
collassato, ruota su se stessa con una frequenza
di 30 rotazioni al secondo, per conservare il
momento angolare che aveva all’epoca del
collasso, così come fa una pattinatrice sul
ghiaccio che, richiudendo a sé le braccia, ruota
più rapidamente
(LauraCondorelli 2015)
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Scoperta delle Stelle di Neutroni
Un oggetto che si contrae ruota
sempre più velocemente perché
conserva la sua quantità di moto.
Più la stella si comprime, più la
velocità aumenta.
Si chiama velocità di fuga, la
velocità minima che serve per
allontanarsi da un corpo che
esercita attrazione gravitazionale,
nel disegno si osserva che man
mano che procede il collasso, il
vettore che rappresenta la velocità
di fuga aumenta
Le stelle di neutroni hanno una
velocità di fuga pari a 200.000
km/s cioè 2/3 della velocità della
luce.
Avviene uno stiramento dell’onda
per effetti gravitazionali; I Raggi
gamma (γ) diventano onde radio.
Per questo la luce perde energia e
non è più osservabile.
Un oggetto in contrazione aumenta progressivamente la velocità di
fuga
Il disegno indica un ipotetico passaggio da stella di neutroni a buco
nero
PULSAR (pulsating star)
Scoperte nel 1967 dalla studentessa Jocelyn Bell.
Frequentava la sezione di Fisica all’Università di
Cambridge; è qui che, insieme al suo professore Antony
Hewish, scoprì le prime PULSAR.
All’inizio questo fenomeno era chiamato LGM = Little
Green Men. Fu chiamato cosi poiché si pensava fosse un
segnale degli “alieni”.
La scoperta delle stelle di neutroni è legata al fatto che
esse possiedono, oltre all’ ASSE di ROTAZIONE , anche
un ASSE MAGNETICO. Dall’asse magnetico vengono
emesse pulsazioni radio con frequenze elevatissime,
spiegate con meccanismo di sincrotrone. Si suppone che
negli strati esterni della stella vi siano ancora elettroni
liberi, capaci di evadere solo dai poli magnetici e
subendone un’accelerazione.
Le onde radio vengono emesse dai POLI MAGNETICI.
L’asse magnetico passa dalla nostra visuale (linea che
congiunge l’osservatore, cioè noi, alla stella) ogni
33millisecondi e noi percepiamo una pulsazione a
rotazione.
(LauraCondorelli 2015)
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MECCANISMO DI
SINCROTONE: Acceleratore di
particelle, ha un forma circolare.
Intorno vi sono gli elettroni, i
quali vengono accelerati dai
campi magnetici, da cui ricavano
energia che infine emettono come
onde radio
(LauraCondorelli 2015)
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Buchi Neri
Vengono
anche
chiamati
SINGOLARITA’, poiché le leggi
della fisica non valgono.
Quando la velocità di fuga
dell’oggetto che si sta contraendo
diventa uguale a C (velocità della
luce) si parla di BUCO NERO.
Il buco nero è un oggetto dal volume
pari a zero, dal quale non esce
nemmeno la luce e di conseguenza
non può uscire nulla. Si forma
quando la forza di gravità, che
dipende dalla massa iniziale, riesce a
rompere pure i neutroni. A quel
punto secondo la teoria della
relatività, nulla è in grado di opporsi
alla forza gravitazionale e il collasso
procede fino all’infinito, cioè al
volume di un punto (pari a 0). In
realtà per un oggetto di massa M, si
considera che diventi un buco nero
quando il raggio è pari a 2GM/C2. Il
raggio del buco nero si chiama
raggio di Schwarzschild .
Il perimetro del buco nero si chiama
Orizzonte degli eventi
La materia che cade nel buco nero è
accelerata perché la forza di gravità
è molto intensa, quindi si scalda
emanando raggi x. Si suppone che
le sorgenti di raggi x siano buchi
neri.
Il primo buco nero scoperto è una
sorgente
di raggi X
nella
costellazione del Cigno ( Cygnus
X-1 )
Credits: Giulia Barberio, Michaela Costisanu, classe 1E, Alice Florenzano, classe 1I liceo Besta
Milano (A.S. 2014-15)
(LauraCondorelli 2015)
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