Astronomia
Lezione 13/12/2012
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail:[email protected]
Sito web per slides lezioni: oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2012/
Libri di testo consigliati:
-
An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
-
Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H. Freeman and Company, New York
-
Astronomy: A physical perspective, Marc L. Kutner, Cambridge University Press.
-
Fundamental Astronomy, Karttunen e altri, Springer
-
Elementi di Astronomia, P. Giannone.
Fasi di pre-sequenza: tempi scala
Il tempo scala di arrivo
In sequenza principale
dipende dalla massa
della stella.
Più e’ massiva, meno tempo
ci mette.
Tempo di vita in sequenza
principale
La fase di sequenza principale
è la fase di combustione
dell’idrogeno ed è la fase più
importante nella vita di una
stella.
Quando l’idrogeno nel nucleo
è esaurito, la stella si allontana
rapidamente dalla sequenza
principale.
I tempi di vita sulla sequenza
principale dipendono da:
riserva di energia disponibile
(massa H);
tasso di perdita di energia
(Luminosità).
Evoluzione in sequenza principale
- Quando ha luogo la fusione dell’idrogeno nel nucleo e la stella si stabilizza, la stella
raggiunge la Zero Age Main Sequence (ZAMS).
- In una stella tipo Sole con nucleo radiativo la fusione si ha solo nel nucleo: cambia
la percentuale di Elio solo nel nucleo (non negli strati più esterni). La percentuale
Elio/Idrogeno in superficie e’ uguale a quella originaria. Per stelle con massa minore di 0.4
Masse solari non è cosi’ perché abbiamo stelle convettive.
- Con la fusione di 4 nuclei di idrogeno in 1 nucleo di Elio il nucleo si «contrae» e diventa
più caldo aumentando il processo di fusione. La stella diventa piu’ luminosa, gli strati
esterni si espandono, la stella diventa più grande e più calda.
Evoluzione in sequenza principale
Essenzialmente in sequenza principale le
stelle crescono di raggio. Il Sole dalla ZAMS
ad oggi e’ cresciuto del 6% in raggio
(40% in luminosità).
L’andamento a zig-zag durante la fase di
Sequenza principale è dovuto al diminuire
della quantità di idrogeno nel nucleo e
all’inizio della fusione negli strati più esterni.
Nane Rosse
Le stelle con massa inferiore alle 0.4 masse
solari (le nane rosse) sono completamente
Convettive. Si ha quindi la fusione dell’idrogeno
nel nucleo ma L’Elio prodotto viene portato
immediatamente negli strati più esterni
e rimpiazzato con altro idrogeno.
Queste stelle bruciano tutto l’idrogeno
nel loro lunghissimo ciclo vitale.
Lo stadio finale di queste stelle è quindi quello
di una palla di Elio inerte che si va raffreddando.
Al momento però ancora nessuna delle nane rosse
ha raggiunto questo stadio.
Giganti Rosse
Stelle con masse superiori invece diventano delle giganti rosse quando finisce la
fusione di idrogeno nel nucleo:
- Il nucleo si contrae e (anche se non si ha più fusione!) si riscalda. Per una stella tipo
Sole il nucleo si riduce ad un terzo delle dimensioni precedenti e la temperatura sale dai
10^7 K fino ai 10^8 K. Il riscaldamento avviene per contrazione gravitazionale (Kelvin-Helmotz)
- Gli strati piu’ esterni si riscaldano e si rarefanno. La stella diventa più grande. La temperatura
superficiale quindi diminuisce e la stella diventa di colore rosso.
- La Gigante rossa perde massa negli strati più esterni ad un tasso di 10^-7 masse solari
L’anno. (Il Sole ne perde 10^-14 l’anno al momento).
Giganti Rosse
Ad un certo punto, contraendosi, il nucleo
raggiunge la temperatura per fondere l’Elio.
L’inizio della fusione dell’Elio però fa espandere
Il nucleo, questo si raffredda facendo diminuire
Inzialmente la luminosità della stella.
Gli strati esterni si contraggono e la temperatura
aumenta.
Per le stelle con massa inferiore alle 2-3
masse solari si ha il flash dell’elio.
Nucleo degenere, alla fusione dell’elio si
ha un aumento di temperatura ma questo
non e’ bilanciato da un aumento di pressione.
Attenzione il flash c’e’ solo nell’interno della
stella da fuori non si vede anche se il nucleo
Puo’ avere una luminosità pari a 10^11 quella
del Sole attuale.
Evoluzione post-sequenza
Le stelle si espandono: la temperature diminuisce ma il raggio aumenta e la luminosità
è praticamente costante.
Risultati da una simulazione
Numerica.
Età degli ammassi stellari
Un ammasso stellare nasce dalla
stessa nube molecolare.
La formazione di stelle ha inizio allo
stesso tempo per tutte le stelle
dell’ammasso.
In figura si vedono due ammassi.
uno ha stelle molto luminose
e blu di sequenza principale ->
ammasso giovane.
Il secondo ha stelle rosse meno
luminose -> ammasso vecchio.
I modelli di evoluzione stellare ci
permettono di determinare le età
degli ammassi.
Ammassi globulari
Di particolare interesse sono gli ammassi
Globulari, sono ammassi stellari contenenti
Fino ad un milione di stelle in una regione
Di circa 100 pc.
In questi ammassi non si vedono stelle
di sequenza principale blu e quindi
sono molto antichi.
Tuttavia vi sono alcune stelle blu.
Queste formano il cosidetto ramo orizzontale.
Non sono stelle di sequenza principale.
Sono stelle di massa piccola
nelle quali e’ già avvenuto il
Flash dell’Elio e stanno bruciano l’idrogeno
negli strati piu’ esterni.
Ammassi globulari
Ammasso globulare M10
Grande circa 30 pc.
Ha una massa di 2 10^5 masse solari
Determinazione dell’età tramite misura del turn-off point.
Popolazioni stellari
Stelle di popolazione I : sono ricche (3-4 %) di metalli. Sono stelle giovani cioè
Formatesi da poco da mezzo interstellare con metalli prodotti da residui di stelle
Passate. Il Sole e’ di popolazione I. Basse latitudini galattiche (dove formazione
stellare è più intensa).
Stelle di popolazione II : sono povere di metalli. Sono stelle vecchie cioè
formatesi da molto da mezzo interstellare con pochi metalli prodotti da residui di stelle
passate. Alti latitudini galattiche. Ammassi Globulari.
Stelle di popolazione III: solo Idrogeno ed Elio ? Non si sono ancora viste in modo chiaro.
Stelle formatesi dopo il Big Bang: manca il CNO ed elementi per il PP. Possono formarsi
solo stelle estremamente massive con vita molto breve.
Evoluzione di una stella tipo Sole
Le fasi finali di una stella dipendono dalla sua massa. Le nane rosse (meno di 0.4 masse solari)
bruciano tutto l’idrogeno per convezione e diventano poi delle nane bianche di Elio.
Stelle tipo Sole hanno il nucleo radiativo quindi l’idrogeno si brucia in strati e si ha questo
Andamento. La fase finale per il sole e’ una nebulosa planetaria (il cui nucleo sarà
poi una nana bianca di Carbonio).
Stella del Ramo delle Giganti Asintotico (Asintotic Giant Branch).
Una volta che anche tutto l’Elio nel nucleo è terminato si ha che la stella si muove verso il
Ramo asintotico delle giganti. L’espansione fa si che la fusione dell’idrogeno negli strati
esterni finisca. La stella ha un nucleo inerte di Carbonio-Ossigeno, uno strato in cui si ha la
fusione dell’elio ed uno strato esterno di idrogeno inerte.
La stella ha un nucleo delle dimensioni della Terra e le dimensioni di 1 AU.
Stelle di Carbonio
Nelle stelle del ramo asintotico cominciano ad essere molto importanti i moti convettivi.
Nelle stelle tipo Sole questi moti portano gli elementi prodotti dalla fusione sulla superficie
Della Stella. Stelle con massa superiore alle 2 masse solari portano il carbonio prodotto
in superficie, diventando delle stelle di carbonio.
Il ciclo tre alfa e’ l’unico modo conosciuto per produrre carbonio.
Trasformazione da Stella AGB a nebulosa planetaria
La shell di Idrogeno esterna ad un
certo punto si contrae, innescando
nuovamente la fusione in Elio.
Ad un certo punto si raggiungono
temperature per avere il flash dell’Elio
ma questa volta nella shell esterna !
Questo provaca degli impulsi termici
che spazzano via gli strati più esterni.
La superficie del nucleo a questo
punto rimane esposta e, con una
temperatura di 100.000 K
ionizza il materiale circostante dando
luogo ad una nebulosa planetaria.
NB non hanno niente a che vedere con
i pianeti. Si chiamano planetarie per un
errore….
Nebulose Planetarie
Alcune immagini di nebulose planetarie.
Da misure spettroscopiche del gas si misura una velocita’ di espansione di circa 10-20 km/s.
Le dimensioni delle nebulose sono di circa un anno luce, quindi per avere tali dimensioni
le nebulose devono avere sui 10.000 anni. Non sono state osservate nebulose planetarie
più vecchie di 50.000 anni. Dopo questo periodo la nebulosa scompare completamenten
el mezzo interstellare.
Si stima che le nebulose forniscano circa 5 masse solari l’anno di mezzo interstellare alla
nostra galassia.
Cosa succede quando finisce l’elio nel
nucleo ?
La stella tipo-sole diventa una nebulosa planetaria. Abbiamo un nucleo di carbonio-ossigeno
e fusione di elio ed idrogeno nelle shell esterne. Questa fusione negli strati esterni provoca
Instabilita’ e venti che rimuovono gli stati piu’ esterni formando appunto una nebulosa.
Alla fine la nebulosa va nel mezzo interstellare (producendo nuove stelle) mentre il nucleo
Continua a contrarsi fino a diventare una nana bianca.
Nana Bianca
In questo corso le abbiamo gia’ incontrate, ricordiamoci il moto di Sirio, che indicava
una compagnia non visibile (sirio B) che e’ appunto una nana bianca.
Sirius B
E’ distante circa 20 U.A. da Sirius A.
Ha una massima pari a 0.8 masse solari (quindi come il Sole in pratica).
Ha un raggio pari a quello terrestre !
Ha una temperatura superficiale di T=25200 K.
Quindi nane bianche: stelle molto calde, ma molto piccole e bassa luminosita’ (3% del
Sole).
Nane Bianche: caratteristiche
• Le temperature superficiali variano tra i 5000 K e 80000
K
• Le masse sono tra 0.5 e 1.4 masse solari
• La distribuzione delle masse ha un picco intorno a 0.56
masse solari.
• Sono l’evoluzione «finale» di stelle con massa iniziale
minore di 8-9 Masse solari.
• Estremamente dense!! Un cucchiaino di materia di
nana bianca equivale a 16 tonnellate. Un pallone da
spiaggia di nana bianca pesa quanto una nave da
crociera….
Nane bianche
• Cosa limita il collasso della nana bianca ?
E’ la degenerazione elettronica cioe’ ancora una volta e’ dovuto al principio di
esclusione di Pauli che sancisce che non piu’ di
due elettroni si possono trovare
nello stesso stato energetico.
Quindi nel caso della nana bianca gli elettroni
non possono andare negli stati fondamentali
perche’ questi sono gia’ occupati da altri elettroni.
La stella e’ un gas degenere: la pressione non dipende
Dalla temperatura ma solo dalla densita’.
Questo crea una pressione che si oppone al
collasso gravitazionale della stella.
Maggiore e’ la massa della nana bianca, minore
sara’ il raggio della stella.
Se pero’ la massa supera le 1.4 masse solari
(detto limite di Chandrasekar) l’equilibrio non c’e’
piu’ e la stella implode.
