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 60 di 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
NGC 3603 starburst region, 22.000 ly
nebulose
5.700 al
Nebulosa di Orione, 1.270 al
Disco protoplanetario in formazione nella nebulosa di Orione.
collasso gravitazionale
disco protoplanetario
Protostars in the H-R diagram:
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 (stelle della
sequenza principale)
Una stella si mantiene in fase stabile circa il 70% della sua vita.
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 (stella della sequenza
principale)
• Il “collasso gravitazionale” è in equilibrio con la “pressione di
radiazione” generata dalle reazioni nucleari nel nucleo della stella.
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
Gigante rossa
Gigante rossa
Vita del Sole
supergiganti rosse
supergiganti rosse
Elementi
elementi
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)
Nana Bianca (Sirio B)
Orion
Betelgeuse (supergigante rossa)
640 ly
Supernove
• 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.
• 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.
• Supernovae “storiche”:
• 1054 Nella costellazione del Toro, SN 1054,
formazione della Nebulosa del Granchio, registrata
dagli astronomi cinesi.
• 1572 Nella costellazione di Cassiopea, 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, 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 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.
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.
Elementi
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.
Stella di neutroni / Pulsar
Pulsar (stella a neutroni) della Nebulosa del Granchio
(10 km diametro, 33 millesimi di secondo di periodicità)
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.
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.
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.
Curvatura dello spaziotempo
La massa “curva” lo
spaziotempo (relatività
generale).
black hole: singolarità
black hole: singolarità
