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LA NASCITA, LA VITA E LA
MORTE DELLE STELLE
E LA FORMAZIONE DEGLI
ELEMENTI CHIMICI
Paola Andreani
INAF- Osservatorio Astronomico di Trieste
SCHEMA DELLA LEZIONE
• Quadro Osservativo:
•
dove si formano le stelle
•
che tipo di stelle osserviamo
•
classificazione delle stelle
• Quadro teorico:
•
evoluzione delle stelle di piccola massa (Sole)
•
evoluzione delle stelle massicce
•
Chimica degli elementi
Le stelle nascono
dalla contrazione
di gas, di solito una
nube forma stelle di
tutte le masse
La nebulosa di
Orione è proprio un
sito in cui possiamo
osservare stelle in
formazione,
riconosciamo le
stelle blu giovani a
occhio nudo, ma ce ne sono anche di rosse di pari età
globuli di
Bok
“bozzoli
stellari”
IC 2948
La maggior
parte delle 
appartiene ad
ammassi o
associazioni
Nel piano della
Galassia sono
presenti
ammassi
aperti di forma
irregolare di
 giovani e
associaz. O/T,
gruppi di 
associate a
nebulosita`
diffuse.
AMMASSI GLOBULARI:
agglomerati di stelle legate gravitazionalmente,
di forma sferoidale, tutte della stessa età.
M80 con HST
47 Tuc con l'AAT e con HST
DIAGRAMMA H-R
(Hertzsprung-Russel)
osservato:
Y: Magnitudine assoluta
X: indice di colore B-V
le zone più popolate sono
quelle dove la stella trascorre
molto tempo. I tratti che
vengono percorsi
rapidamente sono
sottopopopolati
(Lacuna di Hertzsprung)
il # di  in una determinata fase evolutiva e` proporzionale alla sua durata
Diagramma H-R di un ammasso globulare
Equivale a prendere un'istantanea:la curva dove
giacciono le stelle è una ISOCRONA
TO
47 Tuc
DIAGRAMMI H-R
di ammassi di stelle aperti
• Ammassi aperti e globulari : diagrammi H-R
profondamente diversi.
• Ammassi aperti: sviluppata S.P. altre regioni spopolate,
 + brillanti primi tipi spettrali (+ blu), disco della
Galassia,  giovani
• l'evoluzione di una stella dipende quasi unicamente dalla
sua massa:
• S.P.: sequenza uniparametrica, un solo parametro
(massa) varia in maniera indipendente influenzando
sensibilmente la posizione nel diagramma H-R
• Stelle di massa maggiore: piu` luminose e piu` calde e si
collocano in alto a sinistra nel piano L-T.
DIAGRAMMA H-R
di ammassi globulari di stelle
• Ammassi globulari: la S.P. quasi vuota, solo  poco
luminose, massicce sono gia` morte e le + brillanti le
supergiganti rosse, ramo orizzontale molto popolato,
alone della Galassia,  vecchie
• importantissimi serbatoi di informazioni per la teoria di
evoluzione stellare: l'origine comune e simile
composizione chimica.
•  formate dalla stessa nube gassosa in un intervallo di
tempo << eta` dell'ammasso: istantanea ad un certo t
di un insieme di  di massa diversa
Intuitivamente è chiaro che le stelle più massicce
avranno bisogno di una temperatura più alta
per mantenere l'equilibrio e saranno quindi più
luminose
L ≈ M
(3-4)
stelle di massa maggiore irradiano energia ad un tasso piu` elevato
In prima approssimazione
possiamo dire che la vita
di sequenza principale di
una stella è inversamente
proporzionale al cubo della
sua massa
Sole ~ 1010 anni
10Msole ~ 107 anni
N.B. è una relazione
approssimata !!!!!!
righe di assorbimento: la composizione chimica della materia originaria
Quindi lungo la sequenza principale le
stelle più calde sono più luminose e più massicce
O: 3.3 104K 20-60M⊙
9-15R⊙ 0.9-8 105L⊙
B: 1.5-3 104K 3-18M⊙
3-8 R⊙ 0.1-52104L⊙
A: 0.8-1104K 2-3M⊙
2-3R⊙ 8-55L⊙
F: 6-7103K 1-1.6M⊙
1-1.6R⊙ 2-7L⊙
G:5.5-6103K 0.9-1M⊙
0.9-1R⊙ 0.7-1.5L⊙
K:4-5103K 0.6-0.8M⊙
0.7-0.8R⊙ 0.1-0.4L⊙
M:2.6-3.8103K
0.1-0.5M⊙ 0.1-0.6R⊙
0.001-0.008L⊙
R,N,S,L:1.3-2.5103K
0.08M⊙
T:<1.3103K <0.08M⊙
Aspettative di vita di alcune stelle vicine
FASE DI PRESEQUENZA
Le stelle si formano in
nubi molecolari dense
e fredde per contrazione
gravitazionale
(collisioni, onde di shock,
instabilita’ magnetiche)
Si rilascia energia gravitaz
che scalda la nube e meta’
viene irraggiata
termicamente
Gravita’ e’ piu’ forte
al centro che collassa e
diventa piu’ caldo prima
Il collasso iniziale e’
veloce
La pressione PV = NRT
contrasta la contrazione
(equilibrio idrostatico)
FASE DI PROTOSTELLA
• EG = mH M G/r energia gravitazionale di un atomo di H
• ET = k T energia di agitazione termica delle particelle del gas
• Se EG > ET gas contrae → protostella (tempi scala
dinamici tdyn  2 R/g 103 s per il ⊙)
• la massa deve superare un certo valore: massa
critica
Mc > 1023 T3/2 ρ -1/2
(grammi)
• (ρ: densita` della materia in g cm-3)
• Collasso isotermico fino a ionizzazione del mezzo
• equilibrio idrostatico: 2EK+EG=0 (tempi scala
termodinamici tK =-Ω/L  9.35 106 M2/L R anni)
FASE DI PRESEQUENZA
Si stabilisce un quasi
equilibrio: contrazione
e irraggiamento
dettato dal teorema
del viriale: EK=-EG/2
La  contrae per far
fronte alla richesta di
L fino a che la T
nel core raggiunge
valori tali da innescare
le fusioni nucleari.
Durante questa fase
la  giace sopra la SP
Tali  sono osservate
come T-Tauri in fase
di forte attivita’
Materiale cade verso la
 ma viene anche
espulso sottoforma di
vento o jet.
Tempi scala termodinamici per protostelle di diversa massa
Contrazione
gravitazionale
gontrastata
da 2 processi
f(ρ,T):
1.pressione degli
e- degeneri
2. reazioni di
fusione nucleare
tnuc=10-3c2M/L
1010 anni
M/L
tK/tnuc 10-4 M/R
Per R piccolo
tKtnuc  piccole
non riescono ad
innescare le
Linea di Hayashi Li
H
m
co
co
om
+
fa
f=
un
di
a
no
so
Pe
so
1
T
L
EQUAZIONI
DELL’EQUILIBRIO STELLARE
• dP/dr = - G M(r) ρ(r)/r2 equilibrio idrostatico
• dM/dr = 4 π r2 ρ(r) conservazione della massa
• dT/dr = - 3 χ(ρ,T) ρ(r) L(r)/(4 a c T3 4π r2)
equazione del trasporto di energia
• dL(r)/dr = 4 π r2 ρ(r) ε(ρ,T) bilancio energetico
• P = P(ρ,T) equazione di stato della materia
• χ(ρ,T) opacita` della materia
• ε(ρ,T) generazione di energia
p-p chain: 4p →4He
SEQUENZA PRINCIPALE A ETA’ ZERO
• RN nel core → la  nuovo equilibrio in  106
anni
• Le RN dipendono fortemente da T, la catena p –
p concentrata nel nucleo: τreac ~ T4
• Fase SP : la + lunga nella vita di una (109 anni
per una  come il sole), H → He e’ la reazione di
gran lunga piu’ efficace
• (nel H-R la SP no linea ma fascia: la  inizia al
bordo piu’ basso (zero age MS)
• All’inizio SP la  ha 27 106 anni, Tcore  15 106 K
Tatm  6000K.
STABILITA` DELL’EQUILIBRIO
Per capire la stabilita` dell’equilibrio:
Supponiamo di allontanarci dall’equilibrio inizialmente
sottoproducendo energia nucleare.
Nel core quindi non c’e` energia necessaria per contrastare
quella irraggiata dalla superficie.
La  perde energia che puo` essere rifornita solo da quella
gravitazionale e la stella si contrae un poco
la pressione cresce e quindi si innalza la temperatura e la
produzione di energia nucleare aumenta di nuovo.
Se invece la  produce un eccesso di energia nel core l’aumento
della pressione contrasta la gravita` e il core si espande e
quindi si raffredda.
La produzione di energia nucleare diminuisce fino a ristabilire
l’equilibrio.
le reazioni di fusione nucleare forniscono l'energia
necessaria a mantenere l'equilibrio idrostatico.
La luminosita` di una  e` L ~ R2T4 e determina la quantita` di energia
in uscita. Quindi fissa la richiesta di produzione di energia nucleare.
La spinta verso il basso della gravita`
viene bilanciata dalla
pressione
che in questa fase e` legata
alle altre grandezze fisiche
dalla legge dei gas perfetti:
PV=NRT.
Stelle di Piccola Massa
Esaurito l'idrogeno nel nocciolo (core) che ormai è
interamente composto di elio le reazioni nucleari
proseguono in un guscio sferico più esterno (shell)
come conseguenza la fotosfera si espande e il raggio
della stella aumenta
La stella diventa quindi più
luminosa ma anche più
fredda.
Nel diagramma HR la stella
si sposta a destra e verso
l'alto. Si arrampica quasi
verticalmente lungo un
luogo che viene chiamato
ramo delle giganti.
Tcore troppo bassa per fusione He
Ma la contrazione del core libera energia
ed aumenta la T nel core di He e nella shell di H
(aumentano le reazioni nella shell). Questa extra
energia spinge l’envelope verso l’esterno e
l’atmosfera esterna cresce di un fattore 200
Il colore del TO dell'ammasso permette di misurarne
l'età: è il tempo necessario affinchè stelle di quel
colore (massa) esauriscano l'idrogeno nel nocciolo
e comincino ad arrampicarsi lungo il ramo delle
giganti.
M67 è un vecchio
ammasso aperto
Il suo TO avviene
a temperature molto
più alte che nei
globulari
Il nocciolo di elio inerte, continua a contrarsi e ad
aumentare di massa perchè la shell di H vi deposita
sopra le scorie nucleari (elio) fino a quando....
La stella ha adesso
due sorgenti di energia:
He che brucia nel
nocciolo e H che brucia
in una shell esterna
La contrazione del core causa
l’aumento delle T e ρ.
Ma nel momento in cui la T e`
tale da far si` che i nuclei di He
superino la barriera coulombiana
repulsiva per formare il C,
il core della  e` in uno stato
degenere
Degenerazione Elettronica
In un gas degenere la pressione è determinata dal principio di esclusione
di Pauli (che proibisce agli e- di occupare stati energetici identici).
Il core di una gigante rossa e` cosi` denso che tutti gli stati energetici
sono riempiti e sono disponibili solo quelli ad alta energia. Il nucleo
resiste alla compressione e la pressione degli e- e` significativamente
diversa da quella di un gas perfetto: e` independente dalla T. Cio`
elimina un elemento chiave nel controllo della stabilita` di una 
Un gas degenere è “freddo”
Il gas di elettroni in un metallo
a temperatura ambiente (~300 K)
è un gas degenere
Il core di una nebulosa planetaria
è degenere anche se a
temperatura ~ 105 K
Più si raffredda e più
diventa degenere
Nel diagramma HR la stella si sposta in basso
e a sinistra disponendosi lungo una sequenza
orizzontale chiamata appunto ramo orizzontale
HORIZONTAL BRANCH (HB) che costituisce la
Sequenza principale della combustione dell’He.
HB
La fase di HB
è relativemente
lunga e dura
qualche milione
di anni
Il core della  si
riassesta su una nuova
configurazione.
L’energia viene fornita
dalla fusione dell’He
(3C) che rilascia
solo il 20% dell’energia
rispetto a quella dell’H
e la vita della  e` solo
di 2 miliardi di anni.
C e He si fondono e formano O: 12C + 4He --> 16O
Il core finale quindi sara` ricco di C/O.
He nel nocciolo si
esaurisce
e in una  di piccola M
nessun’altra reazione e`
possibile, di conseguenza
il bruciamento si sposta
in un guscio esterno
(stella a doppia shell)
ma solo per un breve
periodo: la vita
della  e`terminata
La stella diventa più luminosa e si sposta di
nuovo verso il ramo delle giganti lungo una
curva detta ramo asintotico delle giganti
ASYMPTOTIC GIANT BRANCH AGB
AGB
La stella sale
lungo l'AGB
e puo' diventare
più luminosa
di quanto era
sull'RGB
Quando l’He e` esaurito
il core C-O contrae di
nuovo ma le T centrali
non raggiungeranno
mai i valori necessari
alla fusione del C e O
e l’He e l’H continuano
a bruciare nelle shells
per un po’.
Il raggio diventa enorme, Betelgeuse ha un raggio
più grande dell'orbita di Giove...qualsiasi pianeta
fosse esistito all'interno dell'attuale raggio è stato
sublimato...succederà anche alla Terra.
Le stelle più luminose del'AGB possono attraversare
delle fasi di instabilità nelle quali le shell si muovono
avvicinandosi e allontanandosi tra di loro, la shell
di H quando viene a contatto con quella di He si
spegne.... PULSI TERMICI (TP)
Mira Ceti ??????
variabili semi-regolari ???
si sovrappongono molti fenomeni
e la realtà è complessa
Dal punto di vista della nucleosintesi le stelle AGB
sono interessanti perchè sede di catture neutroniche
13C(,n)16O
è la sorgente
di neutroni
Le catture cominciano
con elementi del picco
del ferro e proseguono
fino al Pb
Valle di stabilita` per
decadimento β
linee punteggiate
corrispondono
ai numeri magici
Z o N=2,8,10,20
28,50,82
β+ (p → n+e++ν)
β– (n → p+e-+νanti)
Nuclei rossi:stabili
Nuclei verdi: instabili
Ad alti A nuclei + stabili con
maggior # di n
Il risultato è che in alcune di queste stelle si vedono
i prodotti delle catture neutroniche, incluso il
tecnezio (Tc) che ha un emivita di ~105 anni
NGC 3242
Una perde massa
durante la sua intera
vita attraverso il vento
stellare (come il vento
solare). Durante la fase
finale questa perdita di
massa e` molto piu`
consistente: gli impulsi
termici che si stabiliscono
durante la combustione
dell’He nella shell
producono
un gigantesco ‘starnuto’
che fa perdere alla 
circa il 10% della sua M
(il suo intero envelope)
mettendo in luce le regioni
interne molto calde
(>100000K)
M 57
M 27
NGC 6543
La nebulosa
planetaria
e` il risultato
dell’interazion
del guscio
appena
gettato con
il materiale
emesso dalla

precedentemen
e la luce UV
del nucleo
che scalda il
gas e causa
la fluorescenza
CLOWN NEBULA --- NGC 2392
La fase di PN è breve (tipicamente <105 anni)
Essendo così
deboli le nane
bianche sono difficili
da scoprire, se fanno
parte di
un sistema binario
vediamo il moto orbitale
SIRIO,
una delle stelle
più brillanti in cielo
ha una compagna
nana bianca
Nel caso di Sirio
riusciamo
anche a distinguere
visualmente la nana
bianca
nella maggior parte
dei casi
vediamo solo il moto
orbitale della compagn
STELLE MASSICCE
FASE TERMINALE
DI UNA  MASSICCIA
• Configurazione "a cipolla" con la presenza di strati di
elementi sempre piu` pesanti muovendosi verso le regioni
centrali.
• La fase quasi statica della  termina fatalmente quando
nelle zone centrali si forma un nucleo di Fe giunto ai limiti
della fusione nucleare (T  5 109 K).
• La fusione del Fe e` endotermica (richiede energia) e
sottrae energia. La  non + sorretta dalla fusione interna
→ processo reazionato positivamente : tempi scala di
nuovo dinamici
• La contrazione e` accelerata, la T centrale aumenta e
quindi l'efficienza delle reazioni stesse → collasso della
stella.
Particelle
cariche
percorrono
spirali nel
campo H
la luce di
sincrotrone
esce in un
cono allineato
lungo l'asse
magnetico --una specie di
FARO
PULSAR
ORIGINE DEGLI ELEMENTI
• spettri stellari → abbondanza degli elementi chimici
• 98 % della materia H e He, ovunque presenti tracce di
elementi pesanti con abbondanza 10/100 inferiore per  di
alone rispetto a quelle di disco.
• oggetti + vecchi hanno una sottoabbondanza di elementi
pesanti → composizione della materia non immutabile
• La sintesi degli elementi richiede una grande quantita` di
energia: l'interno delle  attraverso processi di fusione
nucleare.
• La composizione chimica e` correlata con l'eta` della 
• Evoluzione delle  → evoluzione nucleare nell'universo.
• L’universo primordiale non ha avuto tempo per
sintetizzare gli elementi piu` pesanti del 7Li.
CONCLUSIONI
• Osservazioni + teoria (+computers!): ricostruire
l’evoluzione delle  e degli elementi chimici
nell’Universo
• Le  si formano in nubi di gas e polveri per
instabilita` gravitazionale
• Le  di piccola M vivono miliardi di anni (>
eta` dell’Universo) e terminano la loro vita
come nane bianche
• Le  massicce esplodono come supernove e
immettono nel mezzo IS nuovo materiale ricco
di elementi chimici piu` pesanti dell’He dal
quale si formano nuove 