Astronomia
Lezione 16/12/2011
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail:[email protected]
Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/
Libri di testo:
- An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A.
Ostlie, Addison Wesley
- The Physical Universe, an introduction to Astronomy F. Zhou,
University Science Books
- Elementi di Astronomia, P. Giannone.
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).
Fasi seguenti alla sequenza
principale
Le stelle passano gran parte della loro
vita nella sequenza principale.
P.e. l’80% per il Sole.
La sequenza principale è la parte del
diagramma H-R più densamente
popolata.
Dopo che la combustione dell’H nel
nucleo cessa, le stelle si allontanano dalla
sequenza principale e diventano giganti.
La massa iniziale determina:
la forma precisa della traccia evolutiva
post-sequenza principale;
il destino finale della stella.
L’evoluzione dopo la sequenza principale è
guidata dalla fusione di elementi sempre più
pesanti.
Gigante Rossa
La fusione termina nel nucleo
quando H è esaurito.
Non c’è convezione nel nucleo ➫non c’è
combustibile “fresco”.
TC non è ancora sufficientemente
alta da far bruciare He.
L’idrogeno continua a bruciare in
uno strato più esterno attorno al
nucleo.
Il nucleo si contrae e riscalda lo
strato di combustione dell’H ➫ il
tasso di produzione di energia
aumenta.
La stella riassesta la sua struttura: gli strati
esterni si espandono e si
raffreddano.
La stella è diventata una gigante rossa
Il Sole come Gigante Rossa
Il Sole si trova circa a metà
della sua vita sulla sequenza
principale.
La durata della fase di
combustione di H è
~10 miliardi di anni.
L’età stimata del Sole è
~4.5 miliardi di anni.
Quando H nel nucleo sarà
esaurito, il Sole diventerà
una gigante rossa.
Raggio ~ 100 R☉ ≈ 0.5 AU
Luminosità ~1000 L☉
Nuclei Degeneri
I nuclei inerti di He nelle giganti rosse
non sono in equilibrio idrostatico.
Non generano abbastanza pressione
termica per bilanciare la gravità.
Il gas viene compresso dalla gravità
finché non assume un nuovo stato
quello di gas di elettroni degeneri.
Il suo comportamento è governato dalla
meccanica quantistica ed in particolare
dal Principio di Esclusione di Pauli.
“Solo due elettroni con spin diverso
possono occupare lo stesso livello
energetico”
In un gas di elettroni degenere la pressione
dipende solo dalla densita’ e non dalla
temperatura.
Evoluzione della Gigante Rossa
Il nucleo di He continua a contrarsi
e a riscaldarsi.
Quando TC raggiunge ~10^8K,
comincia la fusione di He.
Nucleo He ha 2 protoni → più
alta barriera coulombiana →
maggiore temperatura per
fusione.
Nelle stelle con un nucleo
degenere questo
avviene in modo esplosivo “Flash
dell’Elio”.
Le stelle con massa > 2.25 M☉
innescano la fusione di He prima che i loro
nuclei diventino degeneri.
Nelle stelle con massa ≤ 0.5 M☉ il nucleo non
diventa mai caldo abbastanza per innescare la
fusione dell’He (nane rosse).
Ciclo tre-alfa
Produciamo Carbonio a partire da Elio:
Dipendenza enorme
dalla temperatura !!
Flash dell’Elio
Il flash dell'elio è una fase dell'evoluzione stellare che
si verifica al termine della permanenza nel ramo delle
giganti rosse per masse superiori alle 0,5 masse solari
ed inferiori alle 2,25 masse solari, e che porta
la stella nella fase di ramo orizzontale.
Nelle stelle di massa simile a quella solare, una volta
innescata la combustione di He, il calore si diffonde
rapidamente per conduzione nel nucleo degenere e la
fusione si innesca rapidamente in tutto il nucleo.
Il nucleo degenere non può inizialmente espandersi
per raffreddarsi poiché la pressione non dipende
dalla temperatura
ma solo dalla densita’.
Si innesca una reazione a catena: La combustione di
He aumenta T, che intensifica il bruciamento di He. Ad
un certo punto l’energia liberata è tale che il nucleo si
espande e si ritorna all’equilibrio idrostatico.
La combustione di He procede “tranquillamente”.
Durante la permanenza di una stella sul ramo delle
giganti rosse, la combustione di idrogeno in shell
produce elio, che va ad accrescere il nucleo
degenere. Quando esso raggiunge circa 0,5 masse
solari, le temperature sono sufficientemente alte
(circa 108 K) per innescare la 3α.
L'instaurarsi della combustione in ambiente
parzialmente degenere è un processo reazionato
positivamente: infatti la pressione degli elettroni
degeneri, che domina sulla pressione termica del gas,
dipende esclusivamente dalla densità, quindi la
struttura non reagisce all'aumento della temperatura
espandendosi. Di conseguenza si ha un aumento
dell'efficienza della 3α e una vertiginosa crescita
della temperatura, finché la pressione dovuta al
contenuto termico del gas non diventa confrontabile
con quella degli elettroni degeneri e la
degenerazione del nucleo inizia ad essere rimossa. La
stella può quindi espandere e portarsi sul ramo
orizzontale (indicato con HB, dall'inglese Horizontal
Branch) in cui brucia elio al centro e idrogeno in una
shell.
Evoluzione del Sole
Produzione di energia:
Pre-sequenza: collasso
gravitazionale.
Sequenza principale: fusione
di H nel nucleo (catena pp).
Post-sequenza: fusione di H
in strato esterno (catena pp).
Dopo il flash dell’He:
fusione di H in strato esterno
(catena pp) + fusione dell’He
nel nucleo (3α).
Fasi finali stella tipo Sole
Quando anche l'elio si esaurisce, si forma un nucleo
di carbonio e ossigeno degenere. L'evoluzione
è molto simile a quella precedente: il nucleo si contrae,
mentre due strati concentrici, uno di He ed uno di H,
continuano a dare energia. L'inviluppo si dilata e la
stella evolve circa a L costante, fino a raggiungere la zona
di Hayashi, dove la stella diventa molto luminosa
a T circa costante. Questa fase si chiama di gigante
asintotica.
In stelle di massa solare il carbonio non arriva ad
accendersi, mentre la combustione dell'elio nello strato
diventa instabile (pur senza degenerazione!) e dà origine ai
cosiddetti pulsi termici. Alla sommità del braccio
asintotico la stella, una supergigante rossa, a causa dei
pulsi termici comincia a perdere massa in modo notevole,
fino a perdere tutto
l'inviluppo in una nebulosa planetaria.
Resta solo il nucleo, molto caldo e degenere,
di carbonio e ossigeno (nana bianca)
Evoluzione di gigante rossa (5M☉)
Evoluzione della Gigante Rossa
Il processo di fusione dell’He è il
“triplo alfa” (3α)
I prodotti finali sono Carbonio e
ossigeno.
Quando il nucleo di Elio è
esaurito:
il nucleo si contrae e si riscalda;
si forma uno strato esterno
dove si brucia He;
l’atmosfera si espande.
Nelle stelle con massa ~M☉ il
nucleo non diventa mai caldo
abbastanza per passare allo
stadio successivo,
la fusione di C.
Fusione Nuclei Pesanti
Se una stella è sufficientemente massiccia il nucleo C/O si contrarrà e si riscalderà finché
non inizia la fusione del C Temperatura > 6×10^8 K Massa ≥ 4M☉
Una complessa catena di reazioni nucleari produce gli
elementi più pesanti (Ne, Na, Mg, O). Quando il Carbonio è esaurito, ricomincia il collasso
gravitazionale.
Una stella molto massiccia (M ≥ 8M☉) può andare incontro a diversi cicli di
fusione seguiti dalla contrazione del nucleo.
La fase di combustione diventa sempre più rapida.
La fusione si ferma al 56 Fe
Nucleosintesi Stellare
Gli elementi chimici fino al Ferro sono prodotti dalle reazioni nucleari nelle stelle.
Le stelle massicce sono le più importanti perchè riescono a produrre i metalli più
pesanti.
Il gas arricchito chimicamente è reimmesso nel mezzo interstellare attraverso
venti ed espulsioni di massa stellari, esplosioni di supernove, etc
Schema di Evoluzione Post-Sequenza
Formazione del
nucleo di Ferro
Nane Rosse
In queste stelle
La fusione dell’Elio
Non inizia mai.
Schema in sequenza principale
Sulla sequenza principale l’energia è generata dalla reazione di fusione H→He.
Stelle di massa solare: catena pp;
Stelle massicce: ciclo CNO.
L’energia prodotta stabilizza la stella contro il collasso gravitazionale che quindi si trova sulla
sequenza principale in equilibrio idrostatico.
La durata della fase di sequenza principale dipende dalla massa.
Le stelle massicce hanno vita breve (sul milione di anni)
Le stelle di piccola massa hanno vita lunga (circa dieci miliardi di anni)
Quando la combustione di H termina nel nucleo, la stella evolve nel ramo delle giganti.
Le stelle con massa > 0.5 M☉ innescano la reazione 3α (He→C).
Le stelle con massa > 4 M☉ arrivano a bruciare C.
Le stelle con massa > 8 M☉ bruciano tutti gli elementi fino al Ferro.
Gli elementi chimici al di sotto del ferro sono creati all’interno delle stelle (nucleosintesi)
