Caratteristiche delle stelle ed
evoluzione stellare
stelle
Corpi celesti di grande massa, che producono
al loro interno energia mediante fusione
nucleare, e la emettono sotto forma di
radiazioni elettromagnetiche.
unità di misura astronomiche
Unità astronomica (UA): distanza media TerraSole: 1 UA = 150.000.000 km
Anno luce (a.l.): distanza percorsa in un anno
dalla luce nel vuoto: 1 a.l. = 9,5 x 1015 m
Parsec (pc): distanza dalla Terra di una stella
che ha una parallasse di 1 secondo d'arco:
1 pc = 3,26 a.l.
Stelle: principali caratteristiche
• Dimensioni (raggio / volume) il raggio delle stelle
può variare da centinaia di volte minore a migliaia di volte
maggiore il raggio solare R⊙ (R⊙ circa 700.000 Km)
• Massa la massa delle stelle può variare da 1/10 a più di 120
volte la massa solare M⊙ (M⊙ = 2 x 1030 Kg)
• Temperatura superficiale (varia da 3.000 K a
60.000 K)
• Luminosità e Magnitudine (apparente e
assoluta)
• Analisi spettrale / Classificazione
distanza (a.l.)
m. app. m. ass. lum/sole temp. K
massa S
raggio S
tipo
classe costellazione
proxima centauri
4,2
11
15,4
2700
0,1
0,1
nana rossa
m
centauro
alfa centauri
4,3
-0,01
4,4
5700
1,1
1,2
nana gialla
g
centauro
sirio alfa
8,6
-1,4
1,4
10000
2,4
1,6
gigante bianca
a
cane maggiore
sirio beta
8,6
8,5
11,54
8000
1
procione
11,3
6500
1,7
2,3
gigante bianca
altair
17
8500
1,8
1,6
gigante bianca
vega
26
10000
3,7
23
gigante bianca
2000
7800
18
100
gigante bianca
spica
260
20000
8
10
gigante azzurra
vergine
rigel
800
0,14
-6,8
12000
20
60
gigante azzurra
orione
1467
1,26
-7,2
9700
25
1000
gigante azzurra
a
cigno
40
gigante rossa
k
toro
40
2600
(iper)gigante rossa
cane maggiore
epsilon aurigae
deneb
aldebaran
VY canis majoris
22
41000
65
3500
5000
nana bianca
cane maggiore
f
f
arcturus
37
4300
0,75
25
gigante rossa
boote
polluce
34
4800
1,8
8
gigante rossa
gemelli
antares
489
0,98
-4,25
3200
600
supergigante rossa
scorpione
betelgeuse
643
0,4
-5,5
3050
700
supergigante rossa
orione
1500
Supergigante rossa
m
cepheus
Gigante gialla
f
Orsa minore
R136a1
V354 cephei
Polaris A
165000
10000
9000
11
433
2
-7,6
400000
14
265-320
3600
745
dimensioni
luminosità
Misurabile (in watt) tramite fotometro.
Luminosità assoluta: energia totale irradiata
dalla stella nell’unità di tempo. Dipende sia
dalla temperatura superficiale sia dalle
dimensioni della superficie.
Luminosità apparente: ovvero la luminosità
osservabile dalla Terra, dipende dalla sua
luminosità assoluta e dalla distanza.
magnitudine
La scala di magnitudine assoluta misura la
luminosità che un corpo celeste possiede,
indipendentemente dalla distanza
dall’osservatore.
La scala di magnitudine apparente, ideata da
Ipparco nel II secolo a.C., misura la luminosità
così come ci appare sulla sfera celeste,
confrontandola con la luminosità della Stella
Polare, luminosità che dipende sia dalla
luminosità del corpo celeste sia dalla sua
distanza.
Magnitudine apparente e assoluta
32,6 ly = 10 pc
magnitudine
La magnitudine è una scala inversa, maggiore
il suo valore minore la luminosità.
analisi spettrale
spettro di assorbimento del Sole
spettri di emissione/assorbimento
atomici
analisi spettrale
Analizzando la posizione
delle righe degli spettri di
assorbimento, nonché
l’intensità delle righe di
emissione (particelle
ionizzate) è possibile
della superficie di una
stella comprendere la
composizione chimica e
la temperatura.
classificazione delle stelle: le sette
classi spettrali (obafgkm)
diagramma HR
Hertzsprung-Russell
Stelle della sequenza principale
Stelle particolari (fuori sequenza)
• Giganti e Supergiganti Rosse
• Nane Bianche
• Stelle di Neutroni (non incluse nel diagramma HR)
(i Buchi Neri Stellari non andrebbero classificati
come stelle, ma sono una delle possibili ultime fasi
evolutive)
Evoluzione stellare
Evoluzione stellare
1: Nascita delle stelle
2: Fase stabile (sequenza principale)
3: Fase instabile
4: Fase terminale
1: nascita delle stelle
1 nascita delle stelle
• Le stelle nascono dalle nebulose formate di
polvere e gas freddi, grazie alla Forza di
Gravità.
All’interno delle nebulose loro si possono
formare “grumi” di materia che si accrescono
attirando una quantità di materia sempre
maggiore. Questo processo prendi il nome di
“collasso gravitazionale”.
NGC 3603 starburst region, 22.000 ly
nebulose
5.700 al
Nebulosa di Orione, 1.270 al
disco protoplanetario
Disco protoplanetario in formazione nella nebulosa di Orione.
collasso gravitazionale
Con il proseguire dell'addensamento e della
contrazione, l'energia gravitazionale aumenta e
aumenta anche la temperatura del corpo
gassoso, che si trasforma in una protostella. Se il
nucleo dela protostella raggiunge la temperatura
di 10 milioni di gradi si genera una stella.
How long does it take a protostar to "reach" the main-sequence, i.e. start
nuclear fusion? It depends on its mass:
2 fase stabile (sequenza principale)
Dopo la nascita una stella entra in una fase
stabile che dura circa il 70% della vita della
stella.
Durante questa fase la stella nel suo nucleo
consuma Idrogeno trasformandolo in Elio ed
energia.
L’energia prodotta genera una “pressione di
radiazione” che si oppone al “collasso
gravitazionale”, quindi la stella in questa fase
non si contrae.
fase stabile
Nel nucleo della stella avviene la reazione di fusione nucleare:
1H
4He
e+ +
4 →
+2
2 neutrini + 2 γ
Difetto di massa dello 0,7% e=mc2
Il Sole trasforma in
energia ogni secondo 5
miliardi di kg di massa.
fase stabile
• Il “collasso gravitazionale” è in equilibrio con la “pressione di
radiazione” generata dalle reazioni nucleari nel nucleo della stella.
Durante la fase stabile una stella è classificata
come una stella della sequenza principale
(come osservabile nel diagramma HR). Quindi
il suo volume, colore e temperatura
superficiale dipenderà dalla sua massa (e non
varierà durante l’intera fase stabile).
3: fase Instabile / 4: fase Terminale
Stelle con massa circa 0,5
volte inferiore al Sole
Stelle con massa superiore
compresa tra 0,5 e 2 volte il
Sole
Stelle con massa compresa
tra 2 e 8 volte il Sole.
Nane Bianche
Gigante rossa
Nana Bianca
Nana Bianca
Supergigante Rossa
Stelle con massa superiore
a 8 volte il Sole
Supergigante Rossa
Supernova >
Stella di Neutroni
o Buco nero
• La storia di una stella dipende dalla sua Massa
stelle con M⊙ inferiore a 0,5
In queste stelle, quando l’idrogeno nel nucleo
è esaurito, terminano le reazioni nucleari,
termina quindi anche la “pressione di
radiazione”, riprende il “collasso
gravitazionale” e la stella si contrae in una
piccola “nana bianca”.
stelle con M⊙ compresa tra 0,5 e 2
In queste stelle, quando l’Idrogeno nel nucleo
è esaurito, riprende il “collasso gravitazionale”,
e, data la massa della stella, la contrazione
porta il nucleo a temperature di 100 milioni di
gradi. A queste temperature avviene una
fusione nucleare che trasforma atomi di Elio in
Carbonio, liberando una quantità di energia
capace di generare una “pressione di
radiazione” tale da fare espandere la stella in
una Gigante Rossa.
Gigante rossa
La fusione nucleare di Elio in Carbonio libera una
quantità di energia capace di generare una
“pressione di radiazione” tale da fare espandere la
stella in una Gigante Rossa.
Gigante rossa
Storia evolutiva
del Sole
Anche le Giganti Rosse, quando finisce l’Elio e
riprende il “collasso gravitazionale”,la stella si
contrae in una piccola “nana bianca”.
stelle con M⊙ superiore a 2
In queste stelle si osservano fasi instabili
molto complesse, e nel nucleo si possono
raggiungere temperature talmente elevate da
permettere fusioni nucleari che producono
atomi con numero atomico più elevato del
Carbonio (Z=6), ma comunque mai maggiore
del Ferro (Z=26). Si osserva una “pressione di
radiazione” tale da fare espandere queste
stelle in enormi Supergiganti Rosse.
supergiganti rosse
supergiganti rosse
Elementi
elementi
stelle con M⊙ compresa tra 2 e 8
In queste stelle, quando tutte le possibili
reazioni nucleari nel nucleo terminano,
riprende il “collasso gravitazionale” e la stella
si contrae in una piccola “nana bianca”.
Durante le fasi terminali queste stelle possono
produrre delle “nebulose planetarie”.
nebulosa planetaria
Involucro incandescente di gas ionizzato in espansione,
espulso durante la fase terminale da alcuni tipi di giganti e
supergiganti rosse.
Il termine assegnato a questa classe di oggetti, che non è molto appropriato, ebbe origine negli anni 1780
con l'astronomo William Herschel al quale questi oggetti, dopo averli osservati attraverso il suo telescopio,
sembrarono dei sistemi planetari in fase di formazione
Ncg 2392 eskimo nebulosa planetaria, 3000 a.l.
NGC 6543, la Nebulosa planetaria Occhio di Gatto, 3.300 a.l.
nane bianche
• Fase finale dell’evoluzione stellare di stelle con
massa minore a 8 M⊙
• Oggetti piccoli (della dimensione di un un
pianeta come la Terra), molto densi (1.000
kg/cm3 ) e caldi (decine di migliaia di Kelvin)
• La materia si trova in stato degenere
• Disperdendo calore si trasformeranno in
“nane nere”.
star cluster NGC 6791 13,300 ly (white dwarfs)
Sirio A e Sirio B (Nana Bianca)
stelle con M⊙ superiore a 8
Una Supergigante Rossa che ha origine da una
stella con una massa superiore a 8 volte quella
del Sole, quando nel suo nucleo terminano le
reazioni nucleari, collassa con tale violenza da
generare una esplosione detta Supernova.
Supernove
• Una Supernova emette in un solo minuto
tanta energia quanta ne emette il Sole in
duecento anni. Essa ha uno splendore pari a
quello di 100 miliardi di stelle.
Nebula Crab , Nebulosa del Granchio SN 1054, resti di una supernova, 6.500 anni luce di distanza.
Orange: hydrogen gas, Blue: neutral oxygen, Green: sulfur, Red: doubly-ionized oxygen.
• Supernovae “storiche”:
• 1054 Nella costellazione del Toro, SN 1054,
formazione della Nebulosa del Granchio (6.500 ly),
registrata dagli astronomi cinesi.
• 1572 Nella costellazione di Cassiopea, SN 1572
(9.000 ly) supernova osservata da Tycho Brahe, il cui
libro De Nova Stella dette origine al nome "nova" per
queste stelle.
• 1604 Supernova nell'Ofiuco, SN 1604 (20.000 ly),
osservata da Galileo e da Keplero. L'ultima supernova
osservata nella Via Lattea.
• 1987 SN 1987, esplosa circa 168.000 anni fa e
risultata visibile dalla Terra (non a occhio nudo) il 23
febbraio nella Grande Nube di Magellano, una
galassia satellite della Via Lattea.
• Nel marzo del 1994 il telescopio Hubble fotografa, nei pressi
della galassia NGC 4526, 60 milioni di anni luce (Mly) di
distanza, l’esplosione di una supernova.
Orion
Betelgeuse (supergigante rossa)
640 ly
Elementi
Supernove
• Durante l’esplosione l’enorme energia liberata
permette la costruzione di tutti gli elementi
chimici con numero atomico maggiore di
quello del Ferro (Z=26), che, insieme agli
elementi prodotti nelle fasi precedenti,
vengono dispersi nello spazio formando
nebulose di elementi ricche.
• Il nostro sistema solare nasce da una di queste
nebulose.
limite di Chandrasekhar
E’ il limite superiore che può raggiungere la massa di corpo
costituito da materia degenere, un denso stato della materia
che consiste di nuclei atomici immersi in un gas di elettroni,
caratteristico di una nana bianca.
Le stelle a neutroni hanno una massa compresa tra 1,44 e 3
masse solari.
stelle di neutroni
Le stelle di neutroni derivano dal nucleo di
stella esplosa come supernova, se la massa del
residuo non è inferiore a limite di
Chandrasekhar, e non supera tre volte la
massa solare.
Sono gli oggetti più densi dell’universo, un
cucchiaino di stella a neutroni pesa 100
miliardi di kg. Sono formate da un fluido di
neutroni.
Pulsar
Scoperte per la prima volta nel
1967 grazie ai radiotelescopi,
sono stelle a neutroni dotate di
un campo elettromagnetico, che
ruotano ad elevata velocità
(migliaia di volte al secondo),
con emissione di energia dai poli
magnetici.
Stella di neutroni / Pulsar
Pulsar (stella a neutroni) della Nebulosa del Granchio
(10 km diametro, 33 millesimi di secondo di periodicità)
buchi neri stellari
Si formano da residui del nucleo di stelle
esplose come supernove che presentino
masse superiori a 3 masse solari.
Questi oggetti sono talmente densi da
“bucare” lo spaziotempo.
spaziotempo
• La Teoria della Relatività combina le dimensioni
non più da considerare distinte di spazio e
di tempo in un solo costrutto unico e omogeneo,
lo spaziotempo (in 4D).
• Nella matrice spaziotemporale è possibile
mappare tutti gli “eventi” (coordinate x, y, z, t).
• All’interno dello spaziotempo “ogni oggetto
viaggia alla velocità della luce” nelle quattro
dimensioni.
La massa “curva” lo
spaziotempo (relatività
generale).
black hole: singolarità
Una singolarità è un punto dello spaziotempo dove
la forza gravitazionale causa una densità infinita in
un volume nullo, quindi un punto la cui natura fisica
non è descrivibile secondo le equazioni della
relatività generale.
Un buco nero è una regione che genera un campo
gravitazionale così intenso che nulla che cada al suo interno
(ovvero che superi la superficie dell’Orizzonte degli Eventi)
può sfuggire all'esterno, dato che l’ipotetica velocità di fuga
necessaria dovrebbe superare quella della luce.
Buco nero stellare: Cygnus X-1
Cygnus X-1 (8.100 al) è una sorgente di raggi X posta nella costellazione del Cigno, ed è
considerata come una delle più probabili candidate ad ospitare un buco nero stellare.
V404 Cygni (7.800 al), sorgente simile, potrebbe ospitare il buco nero più vicino al
pianeta Terra attualmente conosciuto.
