Istituto Nazionale di Astrofisica
Osservatorio astronomico di Brera
Universo in fiore
Evoluzione stellare
Fabio Pizzolato
[email protected]
INAF-Osservatorio Astronomico di Brera
1
21.12.2011
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Sommario
Il sole e l’altre stelle: nascita dell’astrofisica moderna
Il diagramma di Hertzsprung-Russell e la sequenza
principale
Nascita di una stella
Il cuore pulsante di una stella: la fornace
termonucleare
Sulla sequenza principale
Dopo la sequenza principale: stelle giganti
Le fasi finali: nebulose planetarie e supernovae
Oltre la fine: nane bianche, stelle di neutroni e buchi
neri
E su tutto il dio collocò
l’etere limpido e
imponderabile, che nulla ha
della feccia terrena.
Ovidio, Metamorfosi
...tutto scorre... (Eraclito di Efeso)
Il Sole
• Distanza dalla Terra: 149.6 milioni di km
• Diametro: 1.3 milioni di km (109 volte la
Terra)
• Massa:
30
2x10
della Terra)
kg (330.000 volte quella
Il Sole
• Su un metro quadro sulla Terra
“piovono” 1360 Watt
• Dalla distanza Sole-Terra trovo la
luminosita’ totale: 3.8x1026 Watt (!)
• Dalla luminosita` calcoliamo la
temperatura superficiale di circa 5700 K
Cosa vediamo
• Luminosita` apparente (luminosita’
“vera”, o “assoluta” + distanza)
• Colore
• Spettri
Le magnitudini
• Tolomeo (90-168 d.C.) classifica le stelle
secondo la loro luminosita’ apparente
• 6 classi (“magnitudini”): 1 brillanti → 6
appena visibili ad occhio nudo
• Sistema perfezionato (Pogson, 1856)
• Sistema corrente basato sulla fotometria,
non piu’ limitato a 6 magnitudini: gli oggetti
piu’ brillanti hanno magnitudini negative
(es. Sirio -1.4)
I colori
• Esiste anche un metodo per classificare
le stelle sulla base del loro colore
(indice UBV)
• confronto magnitudine ultravioletto (U),
blu(B) e luce visibile (V)
Radiazione di corpo
nero
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Radiazione di corpo
nero
• L’emissione di radiazione
elettromagnetica (“luce”)
per molti oggetti dipende solo dalla loro temperatura
(!), e non ad es. dalla composizione chimica, stato,
ecc.
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La luminosita’ aumenta con la temperatura (legge di
Stefan-Boltzmann)
Il colore vira dal rosso, all’arancione, al giallo.... man
mano che la temperatura aumenta (legge di Wien)
Il Sole e le stelle si comportano in buona
approssimazione come un corpo nero (!), quindi dal
loro colore e dalla loro luminosita’ possiamo dedurre
la temperatura superficiale
Di cosa e’ fatto il
Sole?
Lo spettro
Spettroscopio
Spettro solare
Classificazione
spettrale
• A seconda del tipo e dell’intensita’ delle
loro righe spettrali le stelle sono
classificate in sette classi principali
(con dieci sottoclassi ciascuna)
chiamate O, B, A, F, G, K, M (O Be A
Fine Girl Kiss Me)
Spettri stellari
Il diagramma di
Hertzsprung-Russell
(ca. 1910)
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Sequenza principale
Nane bianche
Giganti rosse
Equilibrio idrostatico
Equilibrio idrostatico
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Il concetto di equilibrio idrostatico vale per
tutte le stelle come il Sole!
Le stelle molto massicce esercitano un peso
enorme sulle loro regioni centrali
Per bilanciare questo peso occorre una
pressione enorme, ossia una temperatura
enorme
Quindi le stelle piu’ massicce (in equilibrio)
sono anche le piu’ calde (sequenza principale)
Nascita delle stelle
La Nebulosa di Orione
Instabilita’ di Jeans e collasso delle nubi molecolari
R
2
R
Pressione ~
Gravita` ~ R3
se R≳10 a.l. : la gravita’ prevale
e la nube collassa
Le Pleiadi (stelle
giovani)
ciclo
protone-protone
(stelle piccole)
Energia
nucleare
ciclo CNO
(stelle massicce)
• massa di 4 atomi di H 6.690 x 10 g
• massa di 1 atomo di He 6.643 x 10 g
• differenza: He - 4 H = 0.047 x 10 g
-24
-24
-24
energia liberata dalla fusione di 1 g di H
6.30 x 1011 Joule,
~106 volte superiore a una reazione chimica
Perche’ una stella non esplode
come una bomba atomica?
• Il ritmo a cui avvegono le reazioni
nucleari dipende molto dalla
temperatura
• Esiste un “termostato” per regolare
questo processo?
• Legge dei gas ideali !!
Pressione ~ Temperatura
Trasporto di energia
nucleo radiativo
involucro convettivo
(M~ M☉)
convettiva
(M< M☉)
Nucleo convettivo
Involucro radiativo
(M> M☉)
Quanto vive una
stella?
Diagramma HR di un ammasso
aperto
Le stelle massicce
vivono meno
Messier 67
Equilibrio stellare
massa-volume
equilibrio idrostatico
luminosita’ di corpo nero
Relazioni di scala
(approssimate)
in equilibrio
luminosita’-temperatura:
stelle calde/brillanti
luminosita’-massa:
stelle massicce/brillanti
tempo di vita-massa:
stelle massicce/poco longeve
Alcuni tempi
di vita
Dopo la sequenza
principale
• Una volta esaurito l’idrogeno nel
nocciolo, le reazioni nucleari si
arrestano
• La temperatura centrale crolla, e con
essa la pressione idrostatica: la stella si
contrae
• Il destino della stella dipende dalla sua
massa
Stelle di piccola massa
(M<0.5 M⊙)
• Sono stelle del tutto convettive, quindi
l’idrogeno e’ esaurito in tutta la stella
• Lo spegnimento delle reazioni nucleari
fa contrarre la stella: al suo centro la
pressione e la temperatura aumentano,
ma mai abbastanza per la fusione
nucleare di elementi piu’ pesanti
• La stella si raffredda su tempi di ~10
miliardi di anni
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•
•
•
Stelle di massa intermedia
(0.5 M⊙ <M<10 M⊙)
Hanno un nocciolo radiativo, hanno subito poco
rimescolamento, e c’e’ ancora idrogeno disponibile
Le reazioni nucleari si spostano verso l’esterno,
dove c’e’ ancora idrogeno
La fusione nucleare avviene in un sottile guscio
attorno al nucleo di elio (inerte)
La ripresa delle reazioni aumenta la pressione,
che espande la stella (gigante) e i suoi strati
esterni, molto lontani dal nucleo, si raffreddano
(colore rosso)
Gigante Rossa
Il sole e l’altre stelle:
il diagramma di HertzsprungRussell
E poi?
• Col tempo si accumula elio nel nucleo
• L’idrogeno disponibile per la fusione si
esaurisce, e la stella si contrae di
nuovo, e il nocciolo si riscalda
• La stella usa l’elio per la fusione
nucleare, trasformandolo in carbonio
La materia degenere
• Data l’enorme densita’ nel nocciolo di
3
cm )
elio, (quitali/tonnellate per
la
materia e’ in condizioni nuove
• Principio di esclusioni di Pauli: la
degenerazione degli elettroni genera
una pressione che domina quella
ordinaria
• P e T sono adesso indipendenti: il
termostato di gas ideali non funziona
piu`...
Fusione in ambiente
8
• La fusione dell’elio
(T~ 3x10 K)
degenere
immette energia che riscalda il nocciolo,
che pero’ non si espande (termostato
rotto!)
• T alta aumenta il ritmo delle reazioni,
che aumentano T (ciclo instabile!!)
• L~10
11
L⊙ per pochi secondi (quanto
una galassia intera)!!
• Il “flash dell’elio” aumenta T,
e il
termostato si riaccende: la
combustione procede in ambiente non
Fasi finali di stelle come il Sole:
nebulose planetarie
• Instabilita’ dovute alla fusione dell’elio
(ε~T40)
• L’involucro esterno e’ soggetto a una
serie di pulsazioni, che
progressivamente lo staccano dal
nocciolo
• Si forma una nebulosa planetaria
Abell 39
Caldwell 39
Nane bianche
• Esaurito il combustibile (He), il nocciolo
della stella si contrae
• M~M
km
• Sostenuto dalla pressione di
⊙
4
R~10
degenerazione degli elettroni
• ....sopporta fino a M~1.4 M
Chandrasekhar)
⊙!
(limite di
Stelle massicce
(M ≳10 M⊙)
• Hanno massa sufficiente per
comprimere il nocciolo e riscaldarlo fino
a T~108-109 K
• Fusione di elementi pesanti!!
• Limite del Ferro!!
L’energia liberata e’ sempre piu’ piccola
man mano che si fondono elementi pesanti
Per elementi piu’ pesanti del ferro, la fusione
non da’ piu’ energia!
Cicli successivi
Fusione
nucleare
Riscaldamento
del nocciolo
Esaurimento
combustibile
Contrazione
del nocciolo
Struttura interna
di una stella massiccia
Evoluzione di stelle molto massicce
Supernova 1994 D
nella galassia NGC 4526
Relitto della SN di Keplero (1604)
Nebulosa del Granchio
(SN 1054 d.C.)
73
Stelle di neutroni
• La stella non va totalmente distrutta
nell’esplosione
• “Neutronizzazione” della materia
• Supportate dalla pressione di
degenerazione dei neutroni
• M ≳1.4 M R~10 km
• Densita` ~10 g/cm
⊙
14
3
Buchi neri
Buchi neri
• La pressione di degenerazione dei
neutroni regge fino a ca. 4 M⊙ (limite di
Tolman-Oppenheimer-Volkoff)
• Niente puo’ fermare il collasso di una
stella piu’ pesante!
• Buco nero
V. Van Gogh, Notte Stellata
Per saperne di piu’
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•
P. Maffei, I Mostri del Cielo, Mondadori (1978)
(*) V. Castellani, Astrofisica Stellare, Zanichelli (1985)
(*) D. D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis
(1965)
(**) R. Kippenhahn, A. Weigert, Stellar Structure and Evolution,
Springer (1994)
