Sole e Stelle

Il Sole e le stelle
R. Poggiani
Dipartimento di Fisica, Università di Pisa
Viterbo, 14/4/2009
L’astrofisica come scienza osservativa
• L’astrofisica è una scienza osservativa:
– Gli oggetti misurati sono inaccessibili e deboli
– Le condizioni di osservazione non sono controllabili
– Gli eventi interessanti non sono programmati
– Occorre combinare molti tipi di osservazione a diverse lunghezze d’onda
Radiazione elettromagnetica
Le osservabili stellari: temperatura e luminosità
• Luminosità: energia totale emessa per unità di tempo
• In realtà la quantità misurata è un flusso, cioè l’energia per unità di
tempo e di superficie. Quindi occorre conoscere la distanza
Temperatura e colore delle stelle
Temperatura e colore delle stelle
• Le stelle sono sistemi termodinamici all’equilibrio tra materia e
radiazione: il colore di una stella è collegato alla sua temperatura
• La distribuzione in energia dei fotoni è la distribuzione di corpo nero,
quella di un oggetto teorico che assorbe il 100% della energia
incidente su di esso, senza riflessione, quindi appare nero.
Assorbendo energia si riscalda e riemette radiazione
• Esempio di corpo nero (approssimativamente): filamento delle
lampade ad incandescenza
Radiazione di corpo nero
• Per temperature di migliaia di gradi, il picco dello spettro di corpo nero
cade entro la regione della luce visibile, ma la distribuzione di energia
copre anche le regioni infrarossa e ultravioletta
• Oggetti più caldi emettono più energia ad ogni lunghezza d’onda
• Oggetti più caldi hanno un picco a lunghezza d’onda minori
Equilibrio idrostatico
• Le misure di luminosità e di temperatura sono costanti su tempi di
centinaia di anni e oltre, cioè le stelle sono in equilibrio
• Equilibrio idrostatico: le stelle sono sistemi gassosi all’equilibrio tra la
pressione del gas e la forza gravitazionale
Equilibrio termico
• Considerando una stella come un insieme di gusci, la quantità di
energia che esce da ogni guscio verso l’esterno è uguale a quella che
vi entra, proveniente dalle regioni più interne, più quella eventualmente
prodotta all’interno del guscio stesso
• Le stelle perdono energia per emissione di fotoni dagli strati superficiali
• All’equilibrio termico l’atmosfera riceve continuamente energia dagli
strati sottostanti
Nascita delle stelle
• Le stelle nascono dalla accumulazione di gas e polveri
• La contrazione causa un aumento di temperatura e pressione
• La stella si contrae e si scalda finchè la pressione del gas caldo non
eguaglia la forza di gravità
• Più la stella è massiccia, più dovrà riscaldarsi per restare in
equilibrio idrostatico: le stelle massicce sono più calde e luminose
• Ma le stelle calde irraggiano e quindi si raffreddano....
• La stella resta in equilibrio per un tempo dell’ordine di quello
occorrente ai fotoni prodotti al centro per uscire dalla stella
Random walk
t ≈ 107 anni
• Il tempo scala termodinamico del Sole è il tempo di Kelvin-Helmoltz,
cioè il tempo impiegato per irraggiare l’energia acquistata
contraendosi (energia potenziale gravitazionale), circa 107 anni
• Questo tempo è molto minore della età del Sole, circa 4.5 miliardi di
anni
• Le reazioni di fusione nucleare hanno fornito l’energia al Sole per
irraggiare per un periodo così lungo
Reazioni nucleari
• Fondendo due o più nuclei leggeri in un nucleo più pesante si
produce energia
Reazioni nucleari
•
La prima reazione nucleare che si innesca è la fusione di idrogeno in elio
•
La reazione produce energia a causa della piccola differenza di massa tra i
4 atomi di idrogeno e un atomo di elio
Struttura interna del Sole
•
•
•
Nocciolo (core): zona di produzione dell’energia. Ogni secondo 700 milioni di
tonnellate di idrogeno si trasformano in elio
Zona radiativa: zona di trasporto radiativo dell’energia
Zona convettiva: zona di trasporto convettivo dell’energia
Macchie solari
Macchie solari
Macchie solari
• Zone “fredde” nella fotosfera
• Ombra (centrale): circa 2200 0C
• Penombra: circa 3500 0C
Macchie solari
• Il numero di macchie solari varia con un ciclo di 11 anni
Minimo
Massimo
Diagramma di Hertzsprung-Russell
• Grafico della luminosità in funzione della temperatura
• Le stelle sono in equilibrio: la pressione del gas compensa la forza
di gravità, mentre l’energia per irraggiare è fornita dalle reazioni
nucleari
• Man mano che le fusioni nucleari procedono, la quantità di
combustibile diminuisce: la stella si evolve secondo i tempi scala
nucleari
• Le stelle massicce sono piu’ calde e luminose e consumano più
velocemente il combustibile nucleare, cioè hanno vite più brevi
• Il Sole impiegherà 10 miliardi di anni ad esaurire l’idrogeno al centro
• Una stella di 10 masse solari impiegherà solo 10 milioni di anni
Along the main
sequence, more
massive stars are
brighter and
hotter but have
shorter lifetimes
Vita delle stelle
•
•
•
•
Una volta esaurito l’idrogeno nel nocciolo, le reazioni nucleari rallentano per
mancanza di combustibile
Il nocciolo inizia a contrarsi e quindi la sua temperatura aumenta, come quella
di della zona circostante
Quindi le reazioni nucleari proseguono in un guscio più esterno. Gli strati
esterni si espandono e si raffreddano: la stella diventa una gigante rossa
Il raggio della stella può diventare 1000 volte più grande di quello iniziale,
quindi la stella diventa molto più brillante
Vita delle stelle
• Il nucleo continua a contrarsi, riscaldandosi fino a 100 milioni di gradi
• Gli atomi di elio si urtano producendo nuclei di carbonio
• A questo punto la stella ha trovato una nuova sorgente di combustibile
e ritorna all’equilibrio
• La superficie si riscalda e si contrae, la luminosità diminuisce
• La evoluzione successiva è diversa per stelle di piccola massa (fino a
due masse solari) e stelle di grande massa (da due a cento masse
solari)
Stelle di piccola massa
•
Quando l’elio si esaurisce, la densità della zona centrale è così elevata da
inibire le reazioni nucleari
•
Il nucleo si contrae, mentre l’esterno si espande e si raffredda
•
Gli strati esterni vengono espulsi, scoprendo il nucleo della stella: abbiamo una
nebulosa planetaria
•
Il gas espulso forma una nube, mentre al centro resta una nana bianca,
oggetto compatto molto calso con le dimensioni di un pianeta
•
La stella immette materiale nello spazio parte del materiale che la compone,
ma parte dell’idrogeno iniziale è stata trasformata in elio e carbonio
•
Questo sarà il destino del Sole: terminato l’idrogeno, diventerà una gigante
rossa, poi una nebulosa planetaria e una nana bianca
Stelle di grande massa
•
•
•
Le stelle più pesanti consumano il combustibile più velocemente delle stelle più
leggere
Dopo la fase di gigante rossa la stelle inizia a bruciare elio nel nucleo ed
idrogeno in un guscio esterno; finito l’elio, la stella usa combustibili sempre più
pesanti, ma ogni volta la temperatura richiesta è più elevata
Alla fine la stella collassa. Gli strati esterni cadono sul nucleo, riscaldandosi e
innescando reazioni che lanciano il materiale nello spazio: abbiamo una
supernova
Spettroscopia
• Lo spettro della luce contiene molte informazioni sulle caratteristiche
dei corpi celesti studiati: temperatura, composizione….
• Spettro = distribuzione della radiazione in funzione dell’energia o
lunghezza d’onda
• In genere gli spettri astronomici contengono una parte che varia
lentamente in funzione della lunghezza d’onda o spettro continuo e
varie righe spettrali in emissione o assorbimento
Storia
• 1666: Newton scompone la luce solare con prismi
• 1815: Fraunhofer osserva le righe degli spettri di Sole e stelle
• 1858: Kirchoff separa le righe di origine stellare da quelle di origine
terrestre; identificazione sodio
• 1868: prima identificazione dell’elio nello spettro solare
Ogni sostanza ha uno spettro caratteristico
Righe spettrali
•
Le righe spettrali di assorbimento ed emissione nascono dalla interazione
tra gli elettroni degli atomi e la radiazione
•
•
Fotoni: E = h f
Un elettrone in orbita stabile attorno ad un nucleo può saltare ad un livello
più alto assorbendo un fotone o scendere ad un livello più basso emettendo
un fotone
Tecniche di spettroscopia
•
Dispersione della luce per rifrazione: prismi
•
Dispersione della luce per diffrazione: reticoli, formati da migliaia di incisioni
Tecniche di spettroscopia
• Gli spettri astronomici sono misurati con una CCD
Spettri stellari
Spettri stellari
• L’energia prodotta entro la stella viene trasportata in superficie e
attraversa la fotosfera
• Lo spettro di una stella è la sovrapposizione dello spettro di un
corpo nero e dello spettro di assorbimento della fotosfera stellare
Classificazione spettrale delle stelle
• Le stelle sono classificate in vari tipi spettrali definiti da lettere:
• OBAFGKM
• Ogni tipo è suddiviso in 10 sottotipi da 0 a 9
• Aiuto per la memorizzazione:
• Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me
Classificazione spettrale delle stelle
Classe spettrale
Temperatura (K)
Righe spettrali
O
28,000 - 50,000
He II
B
10,000 - 28,000
He I
A
7,500 - 10,000
HI
F
6,000 - 7,500
H I, Ca II
G
4,900 - 6,000
Ca II
K
3,500 - 4,900
Ca I
M
2,000 - 3,500
TiO
Spettro del Sole
Riga
Origine
l(Å)
A
Ossigeno (atmosfera)
7594
B
Ossigeno (atmosfera)
6870
C
Idrogeno
6563
D1
Sodio
5896
D2
Sodio
5890
E
Ferro
5269
F
Idrogeno
4861
G
Ferro, calcio
4308
H
Calcio
4102
Misure di temperatura
• Legge di Wien: λmax(m) = 2.898 x 10-3/T(K)
Effetto Doppler
• Spostamento della lunghezza d’onda (frequenza) di una onda in
presenza di moto relativo tra sorgente ed osservatore
(λ' - λ)/ λ = v/c
• Esempio: passaggio di una ambulanza
• Allontanamento: spostamento verso il rosso
• Avvicinamento: spostamento verso il blu
Binarie spettroscopiche
• I sistemi binari e multipli sono molto comuni
Pianeti extrasolari
• Rivelazione attraverso la misura dello spostamento Doppler di righe
spettrali
Espansione Crab
Rotazione galassie
Materia oscura
Quasar
• Oggetti extragalattici
Espansione dell’Universo
• L’osservazione di galassie lontane ha permesso di misurare uno
spostamento delle righe verso il rosso che aumentava con la
distanza