Evoluzione
cosmica - stellare
Colore e luminosità delle stelle
evoluzione delle stelle
sequenza principale
origine elementi nelle stelle
origine elementi universo iniziale
Schermo completo- cliccare quando serve…
Luminosità in funzione
di superficie emittente e temperatura :
L = s T^4 * S = 4 pi*R^2 *s T^4
Contraendosi aumenta la temperatura e diminuisce
la superficie emittente:varia la luminosità
Espandendosi diminuisce la temperatura e
aumenta la superficie emittente:varia la luminosità
La luminosità di una stella (nebulosa…) dipende fondamentalmente dalla
ampiezza della superficie emittente ,dalla sua temperatura, dalla massa:
il colore (spettro) dipende dalla temperatura superficiale
(valori solo esemplificativi)
Nana rossa, poco luminosa, 3000°
Gigante rossa, molto luminosa, 3000°
Gigante azzurra, molto luminosa, 20000°
Nana azzurra,poco luminosa,20000°
Evoluzione stellare
Inizia con il collasso di una nebulosa,
massa gassosa (idrogeno-elio) con
tracce di elementi sintetizzati in stelle
più antiche:bassa temperatura e bassa
luminosità:diventa più densa, calda,
luminosa:compare una protostella avvolta
da residuo gassoso
Evoluzione stellare
Stella rossa
stella
protostella
Gigante rossa
Nebulosa in fase di contrazione
Nebulosa planetaria
Nana bianca
Supergigante rossa
Nana nera
Stella neutronica
Buco nero
Nebulosa gassosa
supernova
Evoluzione stellare
Stella rossa
stella
protostella
Gigante rossa
Nebulosa in fase di contrazione
Nebulosa planetaria
Nana bianca
Supergigante rossa
Nana nera
Stella neutronica
Buco nero
Nebulosa gassosa
supernova
Inizio evoluzione da nebulosa a stella:da sistema stabile a instabile
Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi
derivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta
rotazione:
inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa
Inizio fusione nucleare
Proseguendo la contrazione anche la
temperatura e la luminosità aumentano:
quando al centro della stella si raggiunge
una temperatura di circa 10 milioni di gradi
inizia la fusione che trasforma idrogeno
in elio liberando energia:la stella mantiene
un raggio più o meno costante:entra nella
sequenza principale ove rimane per la
maggior parte della sua esistenza
Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi
derivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta
rotazione:
inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa
Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole
Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce
una stella
inizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio:
la stella entra nella
sequenza principale, zona di stabilità
Sequenza principale
Quando termina la fusione dell’idrogeno
del centro, riprende la contrazione al
centro con espansione della parte
periferica:la stella si espande e riduce la
temperatura:diventa rossa ed esce dalla
sequenza principale
Evoluzione: stella esce da sequenza principale
Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente
nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando
una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi ,
uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa
La stella rossa diventa un gigante rossa:
questa , in funzione della massa residua,
si trasforma in una nebulosa planetaria,
con nana bianca al centro, che può
continuare a perdere energia e diventare
una nana nera e scomparire
Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera
Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stella
rossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca
circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria):
la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera
La gigante rossa può invece, se possiede
una grande massa, diventare una
supergigante rossa e poi trasformarsi in
una supernova che esplodendo può
trasformarsi in una stella a neutroni o in
un buco nero
La supergigante si trasforma in supernova:
continua sintesi di elementi chimici:
questa esplode originando
una stella neutronica o un buco nero
nucleosintesi
Nelle stelle della sequenza principale
viene trasformato idrogeno in elio
Nelle stelle più massicce, con temperature
molto più elevate, possono venire
sintetizzati anche elementi più pesanti che
poi verranno immessi nello spazio quando
la stella esplode
Evoluzione stellare
Stella rossa
stella
protostella
Gigante rossa
Nebulosa in fase di contrazione
Nebulosa planetaria
Nana bianca
Supergigante rossa
Nana nera
Stella neutronica
Buco nero
Nebulosa gassosa
supernova
Evoluzione stellare
Stella rossa
stella
protostella
Gigante rossa
Nebulosa in fase di contrazione
Nebulosa planetaria
Nana bianca
Supergigante rossa
Nana nera
Stella neutronica
Buco nero
Nebulosa gassosa
supernova
Inizio evoluzione da nebulosa a stella:da sistema stabile a instabile
Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi
derivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta
rotazione:
inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa
Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementi
derivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta
rotazione:
inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa
Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole
Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce
una stella
inizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio:
la stella entra nella
sequenza principale, zona di stabilità
Evoluzione: stella esce da sequenza principale
Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente
nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando
una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi ,
uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa
Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera
Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stella
rossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca
circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria):
la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera
Se la massa della gigante rossa è molto grande, riprende un ciclo di
espansione e contrazione : gigante rossa
riprende la sintesi si elementi chimici
La supergigante si trasforma in supernova:
continua sintesi di elementi chimici:
questa esplode originando
una stella neutronica o un buco nero
La posizione nella sequenza principale
ove si inserisce la stella dipende dalla sua
massa:masse iniziali molto grandi
contraendosi raggiungono rapidamente
al centro temperature che permettono
la nucleosintesi e si inseriscono nella
sezione con elevata luminosità:permangono poco tempo
perché consumano molto velocemente l’idrogeno
centrale ed escono dalla sequenza:
masse più ridotte impiegano più tempo per
entrare nella sequenza principale, in zone con
minor temperatura :permangono più a lungo
consumando lentamente l’idrogeno centrale:
alla fine escono dalla sequenza e continuano
la loro evoluzione
Evoluzione stellare per masse simil
a quella solare
Stella rossa
stella
protostella
Gigante rossa
Nebulosa in fase di contrazione
Nebulosa planetaria
Nana bianca
Nana nera
Nebulosa gassosa
Evoluzione stellare:per masse
maggiori di 2-3 masse solari
Stella rossa
stella
protostella
Gigante rossa
Nebulosa in fase di contrazione
Supergigante rossa
Stella neutronica
Buco nero
Nebulosa gassosa
supernova
Diagramma di Hertzsprung-Russel :pone in relazione la magnitudo(luminosità)
con la temperatura(spettro,colore)
Sequenza principale, ove avviene la trasformazione
magnitudo
dell’idrogeno (del centro) in elio con emissione di energia
20000°
azzurro
6000°
giallo
3000°
temperatura
rosso
Evoluzione di stella simile al sole
magnitudo
Sequenza principale, ove avviene la trasformazione
dell’idrogeno (del centro) in elio con emissione di energia
20000°
azzurro
6000°
giallo
3000°
temperatura
rosso
Evoluzione di stella con massa superiore a 3-4 masse solari
magnitudo
20000°
azzurro
6000°
giallo
3000°
temperatura
rosso
Mancano stelle
giovani,calde,azzurre:
galassia evoluta, antica
Mancano stelle giganti rosse,
presenti stelle
calde,azzurre,giovani:
galassia recente
Presenza di stelle di varie età:
stelle ancora in evoluzione a
partire da gas residuo:
galassia matura
Valutazione della età di una galassia osservando il suo spettro stellare
Origine degli elementi
costituenti le nebulose
le galassie
le stelle
L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang ,presenta
una elevata temperatura (10 miliardi di K°)
elevato contenuto energetico
una elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle)
derivati dalla trasformazione di energia in materia,antimateria,
e annichilazione in equilibrio
Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansione
dell’universo e abbassamento della temperatura si rende
possibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da
idrogeno (protone),neutroni
Nei milioni di anni seguenti continuando espansione e
raffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi di
idrogeno (protone+elettrone)
Si verifica disaccopiamento tra radiazione ed elettroni
inizia comparsa della radiazione fossile oggi osservata : 3°K
Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione di
galassie e la nascita di stelle entro le quali avviene la
sintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementi
mediante successive fusioni in stelle più massicce
L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang ,presenta
una elevata temperatura (10 miliardi di K°)
elevato contenuto energetico
una elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle)
derivati dalla trasformazione di energia in materia,antimateria,
e annichilazione in equilibrio
protoni
antiprotoni
neutroni
antineutroni
elettroni
positroni
Avviene la annichilazione materia e antimateria:
permane un residuo di sola materia
protoni, neutroni, elettroni
protoni
neutroni
elettroni
Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansione
dell’universo e abbassamento della temperatura si rende
possibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da
idrogeno (protone),neutroni
protoni
neutroni
elettroni
deuterio
elio
Disaccoppiamento radiazione e materia_
espansione dell’universo
radiazione iniziale a 3000°K subisce redshift cosmologico :
oggi presenta una temperatura di 3°K :radiazione fossile
temperatura
3000°K
3°K
espansione
Nei milioni di anni seguenti continuando espansione e
raffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la
sintesi di atomi di
idrogeno (protone+elettrone)
Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione di
galassie e la nascita di stelle entro le quali avviene la
sintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementi
mediante successive fusioni in stelle più massicce
La sintesi degli elementi chimici avviene fondamentalmente nelle stelle
quando la temperatura interna permette la fusione di nuclei più leggeri
in nuclei più pesanti (fino al ferro…):
tale temperatura raggiunge valori
diversi in funzione della massa della stella
in fase di collasso gravitazionale:
stelle con la massa simile a quella solare
possono raggiungere al loro centro
temperature che permettono solo la trasformazione di idrogeno in elio:
stelle più massicce possono attraverso fasi alterne di compressione ed
espansione raggiungere temperature che permettono la sintesi di nuclei
fino al ferro:
oltre tale elemento la stella eventualmente esplode come
supernova immettendo nello spazio gli elementi sintetizzati
(altri elementi più pesanti possono essere prodotti mediante processi di
neutronizzazione…)
Popolazioni stellari:
stelle molto antiche sono povere di elementi pesanti
perché apparse quando il gas delle nebulose non era ancora
inquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose
stelle più recenti sono più ricche di elementi pesanti
perché generate a partire da nebulose arricchite in
elementi immessi dopo esplosione di supernove
Popolazioni stellari:
stelle molto antiche sono povere di elementi pesanti
perché apparse quando il gas delle nebulose non era ancora
inquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose
Non “ metalliche”
popolazione II
stelle più recenti sono più ricche di elementi pesanti
perché generate a partire da nebulose arricchite in
elementi immessi dopo esplosione di supernove
“metalliche”
popolazione I
Mentre la massa gassosa collassa, la temperatura verso l’interno aumenta
fino a raggiungere valori (10.000.000 °…) che permettono l’inizio della
fusione nucleare:l’energia irradiata permette di equilibrare la forza
responsabile del collasso:la stella si mantiene costante come volume
Idrogeno >>> elio + energia
Terminata la fusione dell’idrogeno centrale, riprende il collasso della
massa gassosa:
mentre la parte centrale collassa e si riscalda,
la parte periferica si espande rapidamente per effetto della
radiazione proveniente dall’interno:
la temperatura diminuisce e il colore passa verso il rosso:nasce una
gigante rossa che poi disperderà lentamente energia e massa senza
più permettere ulteriori fusioni:
si evolverà verso la fase di nana bianca, nana nera…
Sintesi di elementi in stelle più massicce del sole
mediante fasi alterne di compressione ed espansione si possono ottenere
temperature sempre più elevate che permettono la sintesi di elementi
fino al ferro (oltre avviene il collasso ed esplosione della stella, con
immissione degli elementi sintetizzati nello spazio circostante)
