Energia_dalle_stelle_Stangalini
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Energia delle stelle, energia dalle stelle Il ciclo energetico, meccanismo fondamentale nell'evoluzione delle stelle Marco Stangalini INAF-OAR Istituto Nazionale di Astrofisica Qual è il processo più efficiente per produrre (convertire massa in) energia? Energia di legame Fissione Fusione La catena p-p La catena p-p è il canale principale della fusione nelle stelle come il Sole Ad alte temperature due o più nuclei leggeri possono arrivare in contatto, fondendosi e rilasciando parte dell’energia di legame data dalla differenza delle masse quelle dei prodotti E=mc2 iniziali e Le reazioni nucleari nelle stelle hanno un duplice ruolo: 1. 2. forniscono l’energia determinano l’evoluzione chimica Se non fosse così non saremmo qui! H Il Big Bang ha sintetizzato prevalentemente , He, Li e Be Tutto il resto lo hanno sintetizzato le stelle Solamente una piccolissima percentuale di nuclei nel Sole sono alla giusta distanza di interazione per potersi fondere Alle temperature tipiche degli interni stellari l’energia delle particelle è inferiore a quella necessaria per oltrepassare la barriera di repulsione coulombiana Barriera coulombiana Fisica classica Barriera coulombiana Fisica quantistica piccolissima probabilità di oltrepassare la barriera per effetto tunnel (particelle energetiche) L’energia del Sole è quindi figlia del grandissimo numero di particelle e della temperatura che impartisce loro la giusta velocità per “scontrarsi” Il Sole converte 600 milioni di tonnellate di H al secondo! Credits: Nasa/SDO Formazione stellare: collasso gravitazionale Zone sovradense in nubi di gas e polveri interstellari collassano attirando sempre più materiale Credits: HST Non appena la temperatura raggiunge i 5-6 milioni di gradi la reazione p-p diviene efficiente l’energia prodotta bilancia la Fasi di formazione stellare riprese dal telescopio spaziale Spitzer (NASA) gravità e blocca il collasso Pressione Gravità Tutta la vita di una stella è segnata dalla competizione tra gravità e pressione interna che sorregge la struttura Credits: Nasa/SDO Ma cosa succede quando nel nucleo della stella tutto l’idrogeno è stato convertito in elio? Bruciamento H in shell elio inerte Ad un certo punto, mancando le reazioni nel nucleo, manca il sostegno della pressione e il nucleo collassa leggermente fino ad innescare il bruciamento di He Bruciamento H in shell Bruciamento in shell concentriche che si spostano verso l’esterno Bruciamento He Al termine del combustibile nucleare il materiale pesante precedentemente sintetizzato viene bruciato non appena la gravità crea le condizioni di temperatura necessarie Bruciamento combustibili nucleari H He CO 0.1 - 3 M Sun SI DEGENERE NO 3 - 8 M Sun SI SI NO 8 - 11 M Sun SI SI DEGENERE >11 M Sun SI SI SI ? Stelle di grande massa possono innescare il bruciamento CNO sintetizzando ferro. Quando il CNO si sposta in shell la stella prova ad accendere il Fe Ma cosa succede ora? Il passaggio dell’onda d’urto nell’interno stellare realizza le condizioni per la sintesi di tutti gli elementi più pesanti del ferro Il bruciamento del ferro è endotermico. Il nucleo si raffredda accelerando il collasso. La stella in pochi minuti collassa creando un’onda d’urto che rimbalza sul nucleo ed eietta nello spazio circostante l’atmosfera stellare Credits: NASA/Chandra Trasferimento di energia verso l’esterno Abbiamo visto come anche nelle più semplici combustioni nucleari si creino neutrini e raggi gamma I neutrini non interagiscono facilmente con la materia e la “attraversano” senza problemi giungendo fino a noi indisturbati. Essi sono dei messaggeri molto efficaci delle condizioni del nucleo I fotoni gamma Sono altamente energetici e ionizzanti Fortunatamente per noi, però, essi prima di emergere sulla superficie del Sole interagiscono molte volte con la materia cedendo a poco a poco la loro energia. Trasporto di energia nel Sole dal nucleo alla eliosfera zona radiativa zona convettiva Per stelle più massive del Sole l’efficienza nucleare è maggiore e nella parte interna della stella si innesca la convezione Il Sole come motore del sistema solare Image courtesy NASA/ESA A Terra riceviamo il flusso di fotoni prodotti dalle reazioni nucleari (dopo aver perso energia con gli urti), i neutrini, e l’energia sprigionata da fenomeni impulsivi e vento solare che si originano dal “riprocessamento” dell’energia rimasta imprigionata nel Sole Moti turbolenti del plasma e dinamo globale Nell’interfaccia tra zona radiativa e convettiva i moti del plasma sono tali da innescare un effetto dinamo Amplificazione di campo magnetico Credit: B. Brown, N. Nelson, and J. Toomre, U. Colorado; S. Cutchin, SDSC/UCSD; Vapor Group, NCAR. Effetto dinamo: amplificazione ed emersione di campo magnetico Il campo magnetico viene amplificato fino a raggiungere un livello tale da poter “galleggiare” nel plasma, ed emergere in fotosfera Credits: Swedish Solar Telescope Tema Fenomeni di rilascio impulsivo dell’energia I campi magnetici vengono “attorcigliati” dai moti del plasma accumulando energia come degli elastici Courtesy NASA/SDO Space weather Le tempeste solari possono causare molti problemi alle reti di telecomunicazione, GPS, reti elettriche,… Il loro impatto socioeconomico è altissimo in una società tecnologica come la nostra Dinamo locale e campi magnetici su piccola scala (100 km) Oltre ai campi magnetici su grande scala (macchie) esistono una miriade di campi magnetici diffusi sul Sole con un duplice ruolo: - Credits: Swedish Solar Telescope Tema Modulazione output radiativo Trasporto di energia verso gli strati più esterni della stella (es. onde MHD) Ciclo di attività solare La comparsa di campi magnetici sul Sole segue un ciclo con un periodo di circa 11 anni. Inoltre ci sono numerose variazioni anche su scale temporali più lunghe (>100 anni) Credits NASA/ESA SOHO
