Prima del novecento Si deve ai popoli dell’antichita` (babilonesi, caldei, egizi, sumeri, fenici, ecc..) la nascita della nostra civilta`. Il mondo ellenistico fece una sintesi delle loro conoscenze e diede origine alla scienza classica. La Fisica di Aristotele: gli elementi fondamentali della natura (terra, acqua, aria, fuoco) e le forze che agiscono tra loro. La teoria atomistica: Democrito, Pitagora, Lucrezio. Astronomia e cosmologia degli antichi greci: Tolomeo e Ipparco. Le nuove idee: Bruno e Campanella. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 1 La prima rivoluzione scientifica: Copernico, Galileo, Keplero, Cartesio, Newton, Boyle, Laplace. La seconda rivoluzione scientifica e la nascita della scienza moderna. Teorie, esperimenti e osservazioni. Einstein e la relativita`. Planck e la meccanica quantistica. L’atomo di Bohr e la nascita della fisica atomica. La fisica nucleare, la radioattivita`, fissione e fusione nucleare. •Particelle elementari: quark e leptoni. •Astrofisica e cosmologia moderne. Il Big Bang. •Radiazione cosmica e la Fisica astroparticellare. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 2 LO SPETTRO ELETTROMAGNETICO P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 3 Trasparenza dell’atmosfera alla radiazione elettromagnetica P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 4 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 5 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 6 Gli strumenti P.Galeotti Beppo-SAX XMM INTEGRAL Chandra Evoluzione stellare - maggio 2004 7 Osservazioni a diverse lunghezze d’onda rivelano dettagli invisibili in ottico Infrarosso UV Betelgeuse Mappa della regione di Orione Visibile P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 8 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 9 Le dimensioni in gioco P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 10 LVD ai LNGS P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 11 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 12 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 13 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 14 Le stelle sono classificate per il loro spettro come tipi spettrali O, B, A, F, G, K, M P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 15 All Types of Stars Annie J Cannon (1863-1941) P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 16 Le pleiadi P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 17 HST P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 Stellar Nursery 18 Le stelle si formano da nubi Le nubi forniscono la polvere e il gas da cui le stelle si formano. Granelli irregolari di carbonio e di silicio sono i semi per la formazione delle stelle. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 19 Le stelle neonate non sono tranquille Espulsione di gas da una giovane stella binaria P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 20 Il Sole visto dallo Skylab P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 21 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 22 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 23 Tempi evolutivi solari Il Sole deve avere un'eta` almeno pari a quella della Terra (4,5·109 anni) e non deve aver avuto variazioni troppo grandi di luminosita`. Cio` vuol dire che, nel complesso, deve aver prodotto l'energia. E = Lτ = 4 ⋅1026 ⋅ 4.5 ⋅109 ⋅ 3.1⋅107 ≈ 6 ⋅1043 J corrispondente a ε ~ 3·1013 J/kg. L'ossidazione del carbonio fornisce solo ε ~ 9·106 J/kg, mentre la contrazione gravitazionale puo` aver R prodotto, in tutto l'energia: 4 3 G 2 Le reazioni di fusione di H in He sono invece in grado di produrre ε ~ 6·1014 J/kg e di garantire l'esistenza del Sole per oltre 1010 anni. P.Galeotti E P = − ∫ ( πr ρ )(4πr ρdr ) = 3 r 0 R 1 3 GM 2 2 4 = − (4πρ ) G ∫ r dr = − = 2 ⋅10 41 J 3 5 R 0 Evoluzione stellare - maggio 2004 24 Fusione nucleare • A circa 15 milioni di gradi avviene la fusione al centro di una stella • 4 (1H) ? 4He + 2 e + + 2 neutrini + energia • Ma da dove proviene l'energia ? • Dal fatto che la massa di 4 1H e' maggiore della massa di 1 4He E = mc2 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 25 Quanta energia viene liberata? • 4 (1H) ? 4He + 2 e + + 2 neutrini + energia • L'energia liberata e` ~ 25 MeV • = 4 x 10 -12 Joule • = 1 x 10 -15 Calorie • Ma il Sole libera questa energia 1038 volte al secondo • E ha 1056 atomi di H da bruciare P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 26 Le condizioni di equilibrio • L'energia rilasciata nel processo di fusione nucleare bilancia le forze gravitazionali Durante tutta la vita di una stella queste due forze determinano le condizioni di equilibrio e gli stadi evolutivi P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 27 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 28 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 29 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 30 REAZIONE pp pep 7Be 8B 13N 15O 17F totale misurato P.Galeotti 37Cl 71Ga catture (SNU) 0,0 0,0 0,23 0,21 1,12 0,99 6,15 4,06 0,10 0,10 0,34 0,37 0,003 catture (SNU) 70,8 71,1 3,01 2,99 34,4 30,9 14,1 10,77 3,77 2,36 6,03 3,66 0,06 7,9 5,8 2,6+0,16+0,14 (Homestake) 132 122,5 70+8 (Gallex) 72+10 (Sage) Evoluzione stellare - maggio 2004 31 Ancora fusione • A 100 milioni di gradi si fonde l'elio • 3 (4He) ? 12C + energia • il Be, molto instabile, viene prodotto in uno stadio intermedio • Si liberano solo 7.3 MeV di energia • Ma questa energia e` in grado di far espandere gli strati esterni della stella • La stella evolve verso lo stadio di gigante rossa P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 32 Fasi finali dell'evoluzione di stelle di tipo solare Finito il bruciamento dell'elio, gli strati esterni della stella vengono espulsi e si formano le nebulose planetarie P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 33 la nebulosa anulare della Lyra P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 34 Helix nebula P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 35 L'inizio della fine: le supergiganti Quando l'idrogeno si e` esaurito nelle parti centrali della stella (core) • la gravita` non e` piu` bilanciata. • la contrazione e il riscaldamento continuano • inizia il bruciamento di elementi piu` pesanti • il core collassa • L'energia cinetica del collasso viene convertita in calore e gli strati esterni si espandono. • La stella puo` esplodere come supernova P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 36 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 37 Betelgeuse: una stella gigante rossa α Orionis P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 38 Evoluzione finale di una stella di grande massa Una stella massiva brucia elementi sempre piu' pesanti, ma si deve fermare al gruppo del ferro perche` questo e` l'elemento piu` stabile in natura P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 39 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 40 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 41 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 42 Le supernove interagiscono con il mezzo interstellare Il gas interstellare viene compresso dall'onda generata nell'esplosione della supernova, favorendo la nascita di nuove stelle. Queste stelle si formano in un mezzo arricchito di elementi chimici pesanti P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 43 Composition of the Universe Actually, this is just the solar system. Composition varies from place to place in universe, and between different objects. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 44 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 45 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 46 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 47 Equazione di Drake N = R∗ FP N T FV Fi FC L N e’ il numero di civilta` con cui si potrebbe comunicare, R* e` il ritmo di formazione di stelle adatte, FP la frazione di queste stelle con pianeti, NT e` il numero di “Terre” per sistema planetario, FV la frazione in cui si e` sviluppata la vita, FI e` la frazione in cui la vita e’ divenuta “intelligente”, FC e` la frazione di esse in cui si e` sviluppata la tecnologia delle comunicazioni e L e` la durata della vita intelligente. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 48