La Formazione Stellare - Osservatorio di Arcetri

La Formazione Stellare
Lezione 10
Sommario
Dove avviene la formazione stellare: le nubi molecolari
giganti.
Collasso gravitazionale: massa e lunghezza di Jeans.
Formazione stellare indotta.
Dischi protostellari e venti.
Dalla protostella alla sequenza principale.
I dischi protoplanetari e l’origine del sistema solare.
Formazione e crescita dei pianeti.
AA 2006/2007
Astronomia ! Lezione 10
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Il ciclo vitale delle stelle
Stadio finale: una
supergigante vecchia
che espelle gli strati
esterni della sua
atmosfera.
Ammassi di stelle calde
giovani; la radiazione
ionizzante ed i veloci venti
stellari hanno aperto una
cavità nel gas che le
circonda.
Protostelle ancora
nella nube in cui
sono nate, con
possibili dischi
protoplanetari.
AA 2006/2007
Globuli di Bok, nubi
dense e ricche di polvere,
probabilmente in fase di
collasso gravitazionale.
Giganteschi filamenti di
gas più denso resistono
alla foto-evaporazione
indotta dalla radiazione
UV delle stelle.
Astronomia ! Lezione 10
3
Le nubi molecolari giganti
Globuli di Thackeray in IC 2944, possibili
resti di una nube molecolare gigante;
questi nuclei densi restano dopo che le
stelle O hanno spazzato via il resto della
nube.
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Proprietà delle nubi molecolari
giganti (GMC, Giant Molecular
Clouds):
Diametro ~ 50 pc;
Massa > 105 M!;
Temperatura ~10 K.
Osservazioni radio suggeriscono
che esistano molti nuclei densi in
ciascuna nube:
Raggio ~ 0.1 pc
Massa ~ 1 M!;
Queste condensazioni sono molto
fredde e molto poco dense, se
paragonate alle stelle.
Come possono formare stelle?
Grazie al Collasso Gravitazionale
Astronomia ! Lezione 10
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GMC nella nostra galassia
Mappa dell’emissione a 2.6 mm della
molecola di CO che mostra le nubi
molecolari associate alla nebulosa di
Orione, luogo dove è in corso di
formazione stellare.
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Le osservazioni radio mostrano che
le GMC sono associate a regioni di
formazione stellare.
Sono distribuite lungo i bracci a
spirale della nostra galassia che è
dove avviene la formazione stellare.
Astronomia ! Lezione 10
5
Form. stellare nei bracci a spirale
In altre galassie c’è la chiara
evidenza che la formazione stellare
avviene nelle braccia a spirale.
Le braccia a spirale sono tracciate
da:
regioni HII
(fotoionizzate da stelle giovani)
bande di polvere
(associate alle nubi molecolari
giganti).
regioni HII
Galassia Vortice (NASA/HST)
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bande di polvere
Astronomia ! Lezione 10
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Il Collasso Gravitazionale
Per formare una stella, una nube molecolare
deve andare incontro ad un collasso
gravitazionale.
In realtà una singola nube si frammenta
prima in tanti nuclei densi, ciascuno dei
quali forma una stella.
Mentre il nucleo denso collassa, l’energia
gravitazionale del gas si trasforma in
energia termica ed il gas si riscalda.
Il gas caldo e compresso al centro del nucleo
denso forma una Proto-Stella
Alla fine, la pressione e la temperatura al centro della protostella
diventano sufficientemente alte da innescare le reazioni di fusione
nucleare " si è formata la Stella
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Astronomia ! Lezione 10
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Il Teorema del Viriale
Per comprendere il collasso
gravitazionale è necessario
ricorrere al teorema del viriale.
(comportamento dinamico medio
di un sistema legato).
Teorema del Viriale
2K + U = 0
K = energia cinetica interna
U = en. potenziale gravitazionale
Consideriamo una massa test (m)
in orbita circolare (raggio r) attorno
ad una massa più grande M.
Energia cinetica
K = 1/2mv 2
E. pot. gravitazionale U = - G M m/r
Velocità orbitale
v2 = G M /R
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Per cui l’energia cinetica è
K = 1/2m( G M /R) = 1/2| U |
in accordo col teorema del viriale.
Se la particella test va in un’orbita
con r più piccolo r-!r ! aumento
in K è 1/2 della diminuzione in U
(U <0).
Quindi, 50% dell’energia
gravitazionale rilasciata va ad
aumentare K.
In un gas, l’aumento in K
! aumento in energia termica
! aumento di T.
Astronomia ! Lezione 10
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Bilancio energetico
Nel caso di una nube molecolare,
Consideriamo una nube
l’energia cinetica interna è
molecolare sferica con densità
immagazzinata nei moti termici
uniforme (massa MC, raggio RC).
delle molecole:
alta E cinetica ! alta pressione
Energia Potenziale Gravitazionale
del gas.
3 GMC2
U ∼−
Sono possibili tre casi:
5 RC
2K > |U|
domina la pressione
Energia Cinetica Interna
! la nube si espande;
3
2K < |U|
K ∼ N kT
2
domina la gravità
! la nube si contrae;
Numero totale di particelle
2K = |U|
MC
Peso molecolare
la nube è stabile.
N=
medio "=2 per
gas di solo H2
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µ mH
Massa atomo H
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Il criterio di Jeans
Per il teorema del viriale la
condizione per il collasso è
2K <| U |
3MC kT
3 GMC2
<
µmH
5 RC
eliminiamo RC usando la densità "0
RC =
!
3MC
4πρ0
"1/3
4 3
MC = πRC ρ0
3
risolviamo per MC
MC >
!
3
4πρ0
"1/2 !
5kT
GµmH
Massa di Jeans, MJ
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Una nube la cui massa eccede la
massa di Jeans
MC > MJ
andrà incontro a collasso
gravitazionale.
Possiamo anche trovare il raggio
minimo per il quale una nube con
densità iniziale "0 collasserà
Eliminiamo MC usando "0
"3/2
risolviamo per RC
RC >
!
15kT
4πGµmH ρ0
"1/2
Lunghezza di Jeans, RJ
Astronomia ! Lezione 10
10
Stabilità e collasso
Le nubi di HI neutro possono
formare stelle?
Proprietà:
MC ~ 10 M!
T ~!100 K
nH ~ 5 "108 m-3
#0 ~!nH " mH ~ 8.35 "10-19 kg m-3
" = 1 (puro H I)
Usando la formula per la massa di
Jeans si ottiene
MJ ~!4000 M! >> MC
Le nubi HI sono stabili e non
formano stelle.
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I nuclei delle nubi molecolari
possono formare stelle?
Proprietà:
MC ~!1 M!
T ~!10 K
nH ~!5 "1012 m-3
#0 ~!nH " mH ~!1.67 "10-5 kg m-3
" = 2 (puro H2)
Usando la formula per la massa di
Jeans si ottiene
MJ ~!1 M! ~ MC
I nuclei densi delle nubi molecolari
giganti hanno massa critica, un
piccolo “disturbo” può causarne il
collasso.
Astronomia ! Lezione 10
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Formazione stellare indotta
Onda d’urto che induce formazione stellare.
La formazione stellare può essere indotta
da onde d’urto (shock): il passaggio di
un’onda d’urto comprime il gas.
Un’onda d’urto si
avvicina ad una nube di
gas interstellare.
Onde d’urto possono essere prodotte da:
L’onda d’urto passa
attraverso e comprime
la nube.
Supernovae;
risultato di formazione
stellare precedente.
Fronti di ionizzazione (regioni HII);
I moti nella nube
continuano anche dopo
che lo shock è passato.
Collisioni tra nubi molecolari giganti
Le parti più dense
della nube diventano
instabili per collasso.
Rotazione galattica (passaggio
attraverso i bracci a spirale ovvero
attraverso un’onda d’urto).
Le parti che si
contraggono danno
origine alle stelle.
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Astronomia ! Lezione 10
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L’onda d’urto di una Supernova
Le stelle massicce (M >10 M!) hanno vita breve
e la terminano con l’esplosione di una
supernova:
gli strati esterni della stella vengono sparati via
ed il gas caldo prodotto dall’esplosione si
espande producendo una forte onda d’urto
nello spazio interstellare.
Un’onda d’urto è una perturbazione nel gas che
si propaga più veloce della velocità del suono.
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Fronti di ionizzazione
Le stelle O e B producono
grosse quantità di radiazione
ionizzante.
Questa determina una bolla di
gas ionizzato nella nube
molecolare (regione HII).
Il gas ionizzato è caldo
(T~10000 K).
La regione HII si espande
provocando un’onda d’urto nel
gas freddo circostante.
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Formazione Stellare Auto-Indotta
La formazione stellare va avanti
in questa direzione
Ammasso
più vecchio
Strato di H non
ancora ionizzato
Nube
molecolare
gigante
Ammasso
vecchio
Nube di H ionizzato
(regione HII) in
espansione
Onda
d’urto che
si propaga
nella nube
Nuove stelle in
formazione
L’espansione di una regione HII attorno ad un ammasso di stelle
massicce può indurre nuove generazioni di formazione stellare.
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Formazione stellare sequenziale
Generazioni precedenti di
stelle massicce O/B hanno
scavato una bolla HII nella
nube molecolare gigante.
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Nuove stelle si formano
nei giganteschi filamenti
di gas molecolare.
Astronomia ! Lezione 10
I globuli scuri
sono fatti evaporare
dalle nuove stelle.
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Le Protostelle
I nuclei densi delle nubi molecolari collassano e si riscaldano fino a
~1000 K diventando protostelle.
Non sono ancora abbastanza densi e caldi per innescare la fusione
2H!He.
Sono racchiusi in un
involucro di gas
molecolare e polvere
e sono perciò visibili
solo in IR.
Ad un certo punto i
nuclei diventano così
caldi da spazzar via
il gas e la polvere
che li avvolgono.
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Non è proprio così semplice ...
Le nubi molecolari giganti:
ruotano;
sono avvolte dal campo
magnetico galattico.
Mentre collassano si devono
conservare:
momento angolare (~M V R);
flusso del campo magnetico
(~ B R2).
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La conservazione di queste
quantità provoca:
aumento della velocità di
rotazione
aumento dell’intensità del
campo magnetico.
Questo può arrestare il
collasso.
Le protostelle devono
dissipare momento angolare e
flusso di campo magnetico
per poter collassare
ulteriormente e diventare
stelle.
Astronomia ! Lezione 10
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I dischi protostellari
Disco di
accrescimento
circumstellare
I moti di rotazione del disco
avvolgono a elica le linne di
campo magnetico.
Protostella
Mentre il disco si
contrae, porta con
se le linee di campo
magnetico.
Linee di campo
magnetico permeano
il disco.
Problema: come fanno le
protostelle a sbarazzarsi del
momento angolare e del flusso
magnetico in eccesso?
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Del materiale in
accrescimento è
convogliato via lungo le
eliche (getti)
Soluzione: formano dischi
magnetizzati e venti bipolari.
I dischi magnetizzati confinano i
venti di gas caldo lungo l’asse di
rotazione ! getti di materiale.
I getti si portano via il momento
angolare in eccesso.
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I dischi attorno alle stelle giovani
Stella nascosta
dal disco di gas e
polvere.
Gas e polvere in
accrescimento
illuminati dalla
stella nascosta.
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Dischi protostellari e getti
I dischi ed i getti sono spesso
associati alle stelle T-Tauri.
Sono stelle di pre-sequenza di
~1 massa solare.
Getto collimato
magneticamente - nubi di
gas caldo espulse lungo
l’asse di rotazione del disco.
Quando il getto incontra il mezzo
interstellare, si formano gli oggetti
di Herbig-Haro, nebulose a
emissione compatte.
Stella di pre-sequenza
(T-Tauri) nascosta dietro
al disco di polvere.
Oggetti di Herbig-Haro
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Galleria di getti da stelle giovani
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Dalle protostelle alle stelle
Luminosità (L!)
Tracce evolutive di pre-sequenza
Sequenza principale
Fusione dell’Idrogeno
Temperatura superficiale (K)
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Inizialmente le protostelle
sono soggette ad un
collasso in “caduta libera”.
Mentre il nucleo si
riscalda, la pressione
termica rallenta la
contrazione e si ha una
stella di pre-sequenza
(principale).
Quando la temperatura
del nucleo e la pressione
sono sufficientemente
alte, si accende la fusione
H ! He e la nuova stella
si posiziona sulla
sequenza principale.
Astronomia ! Lezione 10
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Ammassi aperti
Le nubi molecolari
giganti sono grandi
abbastanza per formare
molte stelle (talvolta in
generazioni successive).
La formazione stellare si
lascia dietro:
Ammassi Aperti di
~100 stelle, tenuti
insieme dalla gravità;
L’Ammasso Aperto M7
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Associazioni di stelle
giovani che si stanno
lentamente dissolvendo.
Astronomia ! Lezione 10
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Un ammasso giovane
Luminosità (L!)
Questo ammasso è così
giovane che gran parte delle
sue stelle fredde di bassa
massa non hanno ancora
raggiunto la sequenza
principale.
Sequenza
principale
Temperatura superficiale (K)
(a) L’ammasso NGC 2264.
(b) Il diagramma H-R di NGC 2264.
Le stelle di piccola massa devono ancora raggiungere
la sequenza principale. Età probabile ~2"106 y.
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Astronomia ! Lezione 10
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Un ammasso vecchio
Luminosità (L!)
Questo ammasso è
abbastanza vecchio che tutte
le sue stelle fredde di bassa
massa sono sulla sequenza
principale: la fusione
dell’Idrogeno si è accesa nei
loro nuclei.
Sequenza principale
Temperatura superficiale (K)
(a) L’ammasso delle Pleiadi.
(b) Il diagramma H-R delle Pleiadi.
Le stelle di piccola massa sono sulla sequenza principale mentre le stelle
di grande massa la hanno già abbandonata. Età probabile ~5"107 y.
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Viaggio nella nebulosa di Orione
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La formazione del sistema solare
Sembra chiaro che la formazione di
un disco ruotante di gas e polvere è
una parte integrale della formazione
di una stella.
(a) Un nebulosa lentamente ruotante,
quasi sferica comincia a contrarsi
E’ probabile che il sole si sia
formato in tale disco (Ipotesi della
Nebulosa Solare).
Il Sole si è formato dal collasso del
nucleo della nube protostellare.
I pianeti si sono condensati nel più
freddo materiale del disco.
(b) A seguito delle contrazione e della rotazione,
si forma un disco piatto rapidamente ruotante.
La materia si concentra nel nucleo e diventa il
protosole
I Proto-pianeti restano dopo che i
resti del gas e della polvere sono
stati spazzati via.
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Pianeti extrasolari
L’ipotesi della nebulosa solare prevede che la formazione dei pianeti sia
legata a quella della stella.
I pianeti dovrebbero esistere anche attorno alle altre stelle.
I sistemi come Beta Pictoris potrebbero rappresentare dischi di residui
rimasti in seguito alla formazione dei pianeti.
Non si possono ottenere immagini dirette dei pianeti extrasolari ma negli
ultimi anni ne sono stati
scoperti circa 150 grazie
alle oscillazioni della
velocità radiale della
I grani contengono stella (centro di massa
Disco tenue di
Dimensioni dell’orbita di Plutone
ghiacci e silicati
polvere fredda
stella-pianeta...).
I pianeti trovati sono
quasi tutti di tipo
Gioviano (giganti
gassosi) a varie distanze
Disco di Beta Pictoris
dalla stella.
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Anello di polvere attorno a una stella
Collisione ad alta velocità
tra due planetesimi.
Per la conservazione
del momento angolare,
gran parte dei detriti
della collisione si
distribuisce in anelli
attorno alla stella.
NASA/JPL-Caltech
Idealizzazione di un anello di polvere attorno ad una
stella relativamente giovane. L’anello è formato dai
detriti formati a seguito della collisione tra i planetesimi.
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Formazione e crescita dei planetesimi
La formazione dei pianeti
inizia nelle nube protostellare
con la crescita dei grani di
polvere a formare i
planetesimi (oggetto solidi di
diametro ~1 km).
Ci sono due tipi di processi:
Condensazione
I grani crescono
raccogliendo atomi o
molecole individuali
Accrescimento
I grani più grandi si stabiliscono in
un disco sottile dove instabilità
gravitazionali creano addensamenti
promovendo una crescita ulteriore.
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I grani più grandi collidono e
si legano a causa delle forze
elettrostatiche.
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La crescita dei protopianeti
I Planetesimi si fondono a formare
protopianeti.
Le collisioni non sono violente perchè i
planetesimi orbitano tutti nella stessa
direzione.
I planetesimi più grandi crescono più
rapidamente e spazzano via i più piccoli.
Quando sono sufficientemente massicci
i protopianeti si riscaldano per
radioattività e contrazione
gravitazionale.
Le parti interne si fondono portando alla
differenziazione e all’espulsione dei gas.
Diversa è la formazione dei pianeti
gioviani che sono nubi dense di gas e
accrescono gas e polvere.
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(a) Nel disco attorno al protosole, i grani solidi
collidono e condensano a formare i planetesimi.
Protosole
Planetesimi
(b) I pianeti terrestri crescono per collisioni e
accrescimento di planetesimi per attrazione
gravitazionale. I pianeti gioviani crescono per
l’accrescimento di gas.
Pianeti terrestri
Planetesimi
Astronomia ! Lezione 10
Pianeti gioviani
Gas
Sole
Pianeti
Sistema solare
32
La condensazione dei solidi
I pianeti si formano dalle stesse nubi protostellare da cui si formano le
stelle. Ma se la composizione chimica è la stessa perché ci sono 2 tipi di
pianeti?
La ragione è il gradiente di
temperatura della nebulosa: la
temperatura diminuisce
all’allontanarsi dalla stella.
Gli elementi si devono condensare
in grani solidi (roccia o ghiaccio) per
poter formare i pianeti.
Nelle regioni centrali si condensano
solo i composti di metalli e silicati
(pianeti terrestri).
I ghiacci di acqua, ammoniaca e
metano (che formano i pianeti
gioviani) si condensano nelle
regioni più esterne.
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La formazione dei pianeti
Sistema solare interno: i pianeti terrestri si formano da metalli e silicati
# sono piccoli e densi.
Sistema solare esterno: i pianeti gioviani si formano dai ghiacci e dalla
cattura (accrescimento) di H e He # sono grandi e poco densi.
Anche i silicati
condensano.
Protosole
Solo i composti
metallici condensano
resce
c
s
e
d
nei grani.
ratura
e
p
m
e
T
Pianeti terrestri
I pianeti possono
crescere solo per
accrescimento di grani
metallici e silicati.
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Ghiacci di H2O,
NH3, CH4 ecc.
Pianeti gioviani
Inizialmente i pianeti crescono
rapidamente per la cattura di grani con
mantelli di ghiaccio.
Quando la massa è >15 volte quella
della Terra, catturano gas (H e He)
dalla nube protostellare.
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34
Il dissolvimento della nebulosa
Diversi processi contribuiscono a spazzar via i
resti della nube protostellare:
Radiazione UV emessa dalle stelle calde:
probabilmente il Sole si è formato in una
nube molecolare gigante insieme ad un
ammasso di altre stelle.
Pressione di radiazione dal Sole.
Vento solare.
Rimozione dei detriti solidi (p.e. asteroidi) da
parte dei pianeti appena formati.
Effetto fionda gravitazionale.
I modelli suggeriscono che il processo di
formazione del sistema solare sia durato
~ 100 milioni di anni.
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La superficie dei pianeti
rocciosi mostra evidenze di
un pesante bombardamento
di asteroidi.
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La sparizione della nebulosa
Alcuni vuoti
osservati in alcuni
dischi
protoplanetari
possono essere
stati causati dalla
formazione di
pianeti giganti
come Giove e
Saturno.
NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC/Caltech)
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Conclusioni
Le stelle su formano a seguito del collasso gravitazionale di nuclei
densi di nubi molecolari giganti (regioni che contengono massa pari a
circa la massa di Jeans).
Supernovae e ed i fronti di ionizzazione da stelle O/B sono la causa di
successive generazioni di formazione stellare.
Le protostelle espellono il momento angolare in eccesso formando
dischi e venti bipolari.
I dischi protostellari si condensano a formare i pianeti.
Durante il collasso la protostella è riscaldata dal rilascio di energia
gravitazionale;
la fase di collasso termina finché la pressione e la temperatura
nucleari non sono sufficientemente alte da accendere le reazioni di
fusione nucleare;
la protostella diviene allora una stella di sequenza principale.
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World Wide Web
Filmato su formazione stellare indotta da supernove:
http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/resources/
informal_education/videos.html
Filmato sulla formazione di “buchi” nei dischi protoplanetari:
http://www.astro.virginia.edu/VITA/papers/planet1/
Filmato sulla formazione dei pianeti:
http://cougar.jpl.nasa.gov/HR4796/anim.html
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Astronomia ! Lezione 10
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