Evoluzione stellare:
dalle stelle alle galassie
Stefano Covino
(Osservatorio Astronomico di Brera)
Documento a cura di: Tomaso Belloni, Stefano Covino ed Ilaria Parolini
Vimercate, 8 Aprile 2002
Cosa è una galassia?
NGC 2997
Componenti principali:
• Stelle
• Gas
La nostra Galassia
(Via Lattea):
• forma a spirale
• rotazione
100 miliardi di stelle!
Tipi di galassie
Ellittica
Spirale
Irregolare
Peculiare
Gruppi di galassie
Cosa è una stella?
Vista da fuori:
una palla di gas
Guardiamoci dentro
Guardiamola da fuori
Il sole
X/UV
Come si forma una stella?
Orione
Partiamo da una
nube di gas
La nebulosa di
Orione
La nebulosa di Orione
Una nube di gas
E STELLE!
Un altro esempio
M16
Si forma una stella
Sequenza principale
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Comincia la vita della stella
• Brucia Idrogeno (H) e lo trasforma in Elio (He) tramite
una reazione nucleare
• Finchè dura l’idrogeno non succede gran che
• Ma quanto dura l’idrogeno?
• Una stella più grande contiene più idrogeno…
• … vivrà più a lungo?
NO!
Più una stella è massiccia (e quindi grande), più velocemente
brucia idrogeno e prima lo finisce!
Non solo: anche i cicli di vita di una stella dipendono dalla
sua massa
Possibilità per la nostra stella
SOLE
Seguiamo due stelle!
Il Sole
z Puppis
Stella nana
Molto comune
Massa: 1
Luminosità: 1
Raggio: 1
Temperatura: 6000°
Vita: 8 miliardi di anni
Stella supergigante
Molto rara
Massa: 50
Luminosità: 60000
Raggio: 20
Temperatura: 42000 °
Vita: 10 milioni di anni
1000000
Sole
Luminosità
10000
100
1
z Pup
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Partiamo!
Per nove milioni di anni non succede niente
………….
Poi z Puppis finisce l’idrogeno e passa all’elio
Ma l’elio dura pochissimo (1 milione di anni), la stella
produce e brucia elementi sempre più pesanti, sempre
più in fretta!
Alla fine (dopo altri 300 anni!) arriva al ferro, con cui la
fusione nucleare non funziona più!
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
z Puppis si spegne
Ma la stella era sostenuta dalle reazioni nucleari…
Quindi adesso la gravità prende il sopravvento.
La parte più interna della stella collassa…
… e la parte più esterna viene espulsa
Vediamola meglio
Resti di supernova
Supernova 1987a
Febbraio 1987: una supernova esplode nella Grande
Nube di Magellano, una galassia molto vicina!
SN 1987a
Grande Nube di Magellano
Piccola Nube di Magellano
Supernova 1987a
Prima
Dopo
Supernova 1987a
Supernova 1987a
Supernove in galassie lontane
Rimane qualcosa?
La parte più interna della stella è collassata e può formare
a) una STELLA DI NEUTRONI
Raggio: 10 km
Massa: 1.4 volte quella del sole
Alta densità (materia neutronica):
1 cucchiaino ==> 100 miliardi di kg!
Stella di neutroni
Se ruota la vediamo come un faro: una PULSAR!
Rimane qualcosa?
Oppure potrebbe rimanere il più strano oggetto nella galassia
a) un BUCO NERO!
Tutta la massa in un punto!
Lo possiamo vedere solo
attraverso il gas che cattura,
magari da una stella
compagna)
Buco nero in un sistema binario
Il buco nero strappa gas alla
sua stella compagna
E a volte lo sputa anche
fuori!
Torniamo al nostro sole
Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finisce
l’Idrogeno
Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e si
espande fino a 400 volte il suo diametro attuale
(inglobando l’orbita della terra!)
Sub-gigante rossa
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Torniamo al nostro sole
Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finisce
l’Idrogeno
Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e si
espande fino a 400 volte il suo diametro attuale
(inglobando l’orbita della terra!)
Sub-gigante rossa
A un certo punto si accende il nucleo di elio (flash di elio)
e la stella scende sul “braccio orizzontale”
Sequenza principale dell’elio
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Torniamo al nostro sole
A un certo punto si accende il nucleo di elio (flash di elio)
e la stella scende sul “braccio orizzontale”
Sequenza principale dell’elio
Finito anche l’elio, due “shell”: una di idrogeno e una di elio
Si risale e si diventa una
Supergigante rossa
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Torniamo al nostro sole
Finito anche l’elio, due “shell”: una di idrogeno e una di elio
Si risale e si diventa una
Supergigante rossa
Alla fine le cose diventano complicate, ma in sostanza si
forma una
Nebulosa planetaria
che lascia una
Nana bianca
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
NANA BIANCA
Raggio: 10000 km (circa come la terra)
Massa: 0.7 volte quella del sole
Alta densità:
1 cucchiaino ==> 1 tonnellata!
Alta temperatura: 100000 gradi
Fatta di idrogeno e/o elio
Sirio A
Sirio B (nana bianca)
La materia espulsa dove va?
NEBULOSA
PLANETARIA
Nebulose planetarie:
FORMICA
Nebulose planetarie:
ESKIMO
Nebulose planetarie:
BOLLA
Nebulose planetarie:
CLESSIDRA
E poi?
E poi niente… il sole continuerà a raffreddarsi fino
a diventare una stella freddissima (morte termica),
sempre nana ma non più bianca.
Abbiamo seguito due stelle
Ma se non fossero da sole? Nascono in gruppi (ammassi),
alcune riescono a sfuggire, ma le altre?
AMMASSI APERTI
Un migliaio di stelle
AMMASSI GLOBULARI
Un milione di stelle!
Utili per studiare la evoluzione delle stelle
Ammassi aperti
h e c Persei
Visibili anche
a occhio nudo!
Ammassi aperti
Pleiadi
Visibili anche
a occhio nudo!
Ammassi globulari
NGC 1850
Ammassi globulari
M 10
Simulazione di un ammasso
S.F. Portegies Zwart
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
GIOVANE
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
VECCHIO
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
VECCHISSIMO
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
FINE DEL NOSTRO VIAGGIO
