Caratteristiche delle stelle ed evoluzione stellare

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1 Caratteristiche delle stelle ed evoluzione stellare

2 stelle Corpi celesti di grande massa, che producono al loro interno energia mediante fusione nucleare, e la emettono sotto forma di radiazioni elettromagnetiche.

3 unità di misura astronomiche Unità astronomica (UA): distanza media Terra- Sole: 1 UA = km Anno luce (a.l.): distanza percorsa in un anno dalla luce nel vuoto: 1 a.l. = 9,5 x m Parsec (pc): distanza dalla Terra di una stella che ha una parallasse di 1 secondo d'arco: 1 pc = 3,26 a.l.

4 Stelle: principali caratteristiche Dimensioni (raggio / volume) il raggio delle stelle può variare da centinaia di volte minore a migliaia di volte maggiore il raggio solare R (R circa Km) Massa la massa delle stelle può variare da 1/10 a più di 120 volte la massa solare M (M = 2 x Kg) Temperatura superficiale (varia da K a K) Luminosità e Magnitudine (apparente e assoluta) Analisi spettrale / Classificazione

5 distanza (a.l.) m. app. m. ass. lum/sole temp. K massa S raggio S tipo classe costellazione proxima centauri 4, , ,1 0,1 nana rossa m centauro alfa centauri 4,3-0,01 4, ,1 1,2 nana gialla g centauro sirio alfa 8,6-1,4 1, ,4 1,6 gigante bianca a cane maggiore sirio beta 8,6 8,5 11, nana bianca cane maggiore procione 11, ,7 2,3 gigante bianca f altair ,8 1,6 gigante bianca vega ,7 23 gigante bianca epsilon aurigae gigante bianca f spica gigante azzurra vergine rigel 800 0,14-6, gigante azzurra orione deneb ,26-7, gigante azzurra a cigno aldebaran gigante rossa k toro VY canis majoris (iper)gigante rossa cane maggiore arcturus ,75 25 gigante rossa boote polluce ,8 8 gigante rossa gemelli antares 489 0,98-4, supergigante rossa scorpione betelgeuse 643 0,4-5, supergigante rossa orione R136a V354 cephei , Supergigante rossa m cepheus Polaris A Gigante gialla f Orsa minore

6 dimensioni

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12 luminosità Misurabile (in watt) tramite fotometro. Luminosità assoluta: energia totale irradiata dalla stella nell unità di tempo. Dipende sia dalla temperatura superficiale sia dalle dimensioni della superficie. Luminosità apparente: ovvero la luminosità osservabile dalla Terra, dipende dalla sua luminosità assoluta e dalla distanza.

13 magnitudine La scala di magnitudine assoluta misura la luminosità che un corpo celeste possiede, indipendentemente dalla distanza dall osservatore. La scala di magnitudine apparente, ideata da Ipparco nel II secolo a.c., misura la luminosità così come ci appare sulla sfera celeste, confrontandola con la luminosità della Stella Polare, luminosità che dipende sia dalla luminosità del corpo celeste sia dalla sua distanza.

14 Magnitudine apparente e assoluta 32,6 ly = 10 pc

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16 magnitudine La magnitudine è una scala inversa, maggiore il suo valore minore la luminosità.

17 spettro di assorbimento del Sole analisi spettrale

18 spettri di emissione/assorbimento atomici

19 analisi spettrale Analizzando la posizione delle righe degli spettri di assorbimento, nonché l intensità delle righe di emissione (particelle ionizzate) è possibile della superficie di una stella comprendere la composizione chimica e la temperatura.

20 classificazione delle stelle: le sette classi spettrali (obafgkm)

21 diagramma HR Hertzsprung-Russell

22 Stelle della sequenza principale

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25 Stelle particolari (fuori sequenza) Giganti e Supergiganti Rosse Nane Bianche Stelle di Neutroni (non incluse nel diagramma HR) (i Buchi Neri Stellari non andrebbero classificati come stelle, ma sono una delle possibili ultime fasi evolutive)

26 Evoluzione stellare

27 Evoluzione stellare 1: Nascita delle stelle 2: Fase stabile (sequenza principale) 3: Fase instabile 4: Fase terminale

28 1: nascita delle stelle

29 1 nascita delle stelle Le stelle nascono dalle nebulose formate di polvere e gas freddi, grazie alla Forza di Gravità. All interno delle nebulose loro si possono formare grumi di materia che si accrescono attirando una quantità di materia sempre maggiore. Questo processo prendi il nome di collasso gravitazionale.

30 NGC 3603 starburst region, ly

31 nebulose al

32 Nebulosa di Orione, al

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34 disco protoplanetario Disco protoplanetario in formazione nella nebulosa di Orione.

35 collasso gravitazionale Con il proseguire dell'addensamento e della contrazione, l'energia gravitazionale aumenta e aumenta anche la temperatura del corpo gassoso, che si trasforma in una protostella. Se il nucleo dela protostella raggiunge la temperatura di 10 milioni di gradi si genera una stella.

36 How long does it take a protostar to "reach" the main-sequence, i.e. start nuclear fusion? It depends on its mass:

37 2 fase stabile (sequenza principale) Dopo la nascita una stella entra in una fase stabile che dura circa il 70% della vita della stella. Durante questa fase la stella nel suo nucleo consuma Idrogeno trasformandolo in Elio ed energia. L energia prodotta genera una pressione di radiazione che si oppone al collasso gravitazionale, quindi la stella in questa fase non si contrae.

38 fase stabile Nel nucleo della stella avviene la reazione di fusione nucleare: 4 1 H 4 He + 2 e neutrini + 2 γ Difetto di massa dello 0,7% e=mc 2 Il Sole trasforma in energia ogni secondo 5 miliardi di kg di massa.

39 fase stabile Il collasso gravitazionale è in equilibrio con la pressione di radiazione generata dalle reazioni nucleari nel nucleo della stella.

40 Durante la fase stabile una stella è classificata come una stella della sequenza principale (come osservabile nel diagramma HR). Quindi il suo volume, colore e temperatura superficiale dipenderà dalla sua massa (e non varierà durante l intera fase stabile).

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42 3: fase Instabile / 4: fase Terminale Stelle con massa circa 0,5 volte inferiore al Sole Nane Bianche Stelle con massa superiore compresa tra 0,5 e 2 volte il Sole Stelle con massa compresa tra 2 e 8 volte il Sole. Gigante rossa Supergigante Rossa Nana Bianca Nana Bianca Stelle con massa superiore a 8 volte il Sole Supergigante Rossa Supernova > Stella di Neutroni o Buco nero La storia di una stella dipende dalla sua Massa

43 stelle con M inferiore a 0,5 In queste stelle, quando l idrogeno nel nucleo è esaurito, terminano le reazioni nucleari, termina quindi anche la pressione di radiazione, riprende il collasso gravitazionale e la stella si contrae in una piccola nana bianca.

44 stelle con M compresa tra 0,5 e 2 In queste stelle, quando l Idrogeno nel nucleo è esaurito, riprende il collasso gravitazionale, e, data la massa della stella, la contrazione porta il nucleo a temperature di 100 milioni di gradi. A queste temperature avviene una fusione nucleare che trasforma atomi di Elio in Carbonio, liberando una quantità di energia capace di generare una pressione di radiazione tale da fare espandere la stella in una Gigante Rossa.

45 Gigante rossa La fusione nucleare di Elio in Carbonio libera una quantità di energia capace di generare una pressione di radiazione tale da fare espandere la stella in una Gigante Rossa.

46 Gigante rossa

47 Storia evolutiva del Sole

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49 Anche le Giganti Rosse, quando finisce l Elio e riprende il collasso gravitazionale,la stella si contrae in una piccola nana bianca.

50 stelle con M superiore a 2 In queste stelle si osservano fasi instabili molto complesse, e nel nucleo si possono raggiungere temperature talmente elevate da permettere fusioni nucleari che producono atomi con numero atomico più elevato del Carbonio (Z=6), ma comunque mai maggiore del Ferro (Z=26). Si osserva una pressione di radiazione tale da fare espandere queste stelle in enormi Supergiganti Rosse.

51 supergiganti rosse

52 supergiganti rosse

53 Elementi

54 elementi

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56 stelle con M compresa tra 2 e 8 In queste stelle, quando tutte le possibili reazioni nucleari nel nucleo terminano, riprende il collasso gravitazionale e la stella si contrae in una piccola nana bianca. Durante le fasi terminali queste stelle possono produrre delle nebulose planetarie.

57 nebulosa planetaria Involucro incandescente di gas ionizzato in espansione, espulso durante la fase terminale da alcuni tipi di giganti e supergiganti rosse. Il termine assegnato a questa classe di oggetti, che non è molto appropriato, ebbe origine negli anni 1780 con l'astronomo William Herschel al quale questi oggetti, dopo averli osservati attraverso il suo telescopio, sembrarono dei sistemi planetari in fase di formazione Ncg 2392 eskimo nebulosa planetaria, 3000 a.l.

58 NGC 6543, la Nebulosa planetaria Occhio di Gatto, a.l.

59 nane bianche Fase finale dell evoluzione stellare di stelle con massa minore a 8 M Oggetti piccoli (della dimensione di un un pianeta come la Terra), molto densi (1.000 kg/cm 3 ) e caldi (decine di migliaia di Kelvin) La materia si trova in stato degenere Disperdendo calore si trasformeranno in nane nere.

60 star cluster NGC ,300 ly (white dwarfs)

61 Sirio A e Sirio B (Nana Bianca)

62 stelle con M superiore a 8 Una Supergigante Rossa che ha origine da una stella con una massa superiore a 8 volte quella del Sole, quando nel suo nucleo terminano le reazioni nucleari, collassa con tale violenza da generare una esplosione detta Supernova.

63 Supernove Una Supernova emette in un solo minuto tanta energia quanta ne emette il Sole in duecento anni. Essa ha uno splendore pari a quello di 100 miliardi di stelle.

64 Nebula Crab, Nebulosa del Granchio SN 1054, resti di una supernova, anni luce di distanza. Orange: hydrogen gas, Blue: neutral oxygen, Green: sulfur, Red: doubly-ionized oxygen.

65 Supernovae storiche : 1054 Nella costellazione del Toro, SN 1054, formazione della Nebulosa del Granchio (6.500 ly), registrata dagli astronomi cinesi Nella costellazione di Cassiopea, SN 1572 (9.000 ly) supernova osservata da Tycho Brahe, il cui libro De Nova Stella dette origine al nome "nova" per queste stelle Supernova nell'ofiuco, SN 1604 ( ly), osservata da Galileo e da Keplero. L'ultima supernova osservata nella Via Lattea SN 1987, esplosa circa anni fa e risultata visibile dalla Terra (non a occhio nudo) il 23 febbraio nella Grande Nube di Magellano, una galassia satellite della Via Lattea.

66 Nel marzo del 1994 il telescopio Hubble fotografa, nei pressi della galassia NGC 4526, 60 milioni di anni luce (Mly) di distanza, l esplosione di una supernova.

67 Orion

68 640 ly Betelgeuse (supergigante rossa)

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71 Elementi

72 Supernove Durante l esplosione l enorme energia liberata permette la costruzione di tutti gli elementi chimici con numero atomico maggiore di quello del Ferro (Z=26), che, insieme agli elementi prodotti nelle fasi precedenti, vengono dispersi nello spazio formando nebulose di elementi ricche. Il nostro sistema solare nasce da una di queste nebulose.

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74 limite di Chandrasekhar E il limite superiore che può raggiungere la massa di corpo costituito da materia degenere, un denso stato della materia che consiste di nuclei atomici immersi in un gas di elettroni, caratteristico di una nana bianca. Le stelle a neutroni hanno una massa compresa tra 1,44 e 3 masse solari.

75 stelle di neutroni Le stelle di neutroni derivano dal nucleo di stella esplosa come supernova, se la massa del residuo non è inferiore a limite di Chandrasekhar, e non supera tre volte la massa solare. Sono gli oggetti più densi dell universo, un cucchiaino di stella a neutroni pesa 100 miliardi di kg. Sono formate da un fluido di neutroni.

76 Pulsar Scoperte per la prima volta nel 1967 grazie ai radiotelescopi, sono stelle a neutroni dotate di un campo elettromagnetico, che ruotano ad elevata velocità (migliaia di volte al secondo), con emissione di energia dai poli magnetici.

77 Stella di neutroni / Pulsar Pulsar (stella a neutroni) della Nebulosa del Granchio (10 km diametro, 33 millesimi di secondo di periodicità)

78 buchi neri stellari Si formano da residui del nucleo di stelle esplose come supernove che presentino masse superiori a 3 masse solari. Questi oggetti sono talmente densi da bucare lo spaziotempo.

79 spaziotempo La Teoria della Relatività combina le dimensioni non più da considerare distinte di spazio e di tempo in un solo costrutto unico e omogeneo, lo spaziotempo (in 4D). Nella matrice spaziotemporale è possibile mappare tutti gli eventi (coordinate x, y, z, t). All interno dello spaziotempo ogni oggetto viaggia alla velocità della luce nelle quattro dimensioni.

80 La massa curva lo spaziotempo (relatività generale).

81 black hole: singolarità Una singolarità è un punto dello spaziotempo dove la forza gravitazionale causa una densità infinita in un volume nullo, quindi un punto la cui natura fisica non è descrivibile secondo le equazioni della relatività generale.

82 Un buco nero è una regione che genera un campo gravitazionale così intenso che nulla che cada al suo interno (ovvero che superi la superficie dell Orizzonte degli Eventi) può sfuggire all'esterno, dato che l ipotetica velocità di fuga necessaria dovrebbe superare quella della luce.

83 Buco nero stellare: Cygnus X-1 Cygnus X-1 (8.100 al) è una sorgente di raggi X posta nella costellazione del Cigno, ed è considerata come una delle più probabili candidate ad ospitare un buco nero stellare. V404 Cygni (7.800 al), sorgente simile, potrebbe ospitare il buco nero più vicino al pianeta Terra attualmente conosciuto.