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
