MORTE DELLE STELLE DI MASSA MEDIO-PICCOLA MORTE DELLE STELLE DI GRANDE MASSA

Transcript

1 MORTE DELLE STELLE DI MASSA MEDIO-PICCOLA MORTE DELLE STELLE DI GRANDE MASSA

2 Abbiamo visto, parlando di nascita ed evoluzione, quanto sia importante la massa per le stelle. Siamo partiti da una nebulosa di gas e polveri che per ragioni probabilmente esterne è collassata in vari punti dando vita a protostelle. Se la massa di queste protostelle è sufficiente ad innescare la fusione dell idrogeno nascono le stelle. La durata delle stelle in sequenza principale dipende dalla massa e, una volta usciti dalla fase di quiete, abbiamo visto le fusioni di idrogeno periferico e di elio per far brillare le giganti rosse. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 2

3 Gli spostamenti dalla protostella alle giganti rosse sono stati seguiti su un diagramma elaborato da Hertzsprung e Russell, chiamato DIAGRAMMA HR e che mostra la relazione tra temperatura e luminosità di una stella. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 3

4 Abbiamo anche detto che l interruzione della produzione di energia dall interno fa vincere la contrazione gravitazionale, quindi la stella collassa su sé stessa. La prima volta il meccanismo si è ripreso a 100 milioni Kelvin con la fusione dell elio. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 4

5 Le stelle di piccola massa sono destinate ad esaurire il proprio combustibile ed a divenire nane bianche dopo aver espulso gli strati più esterni a formare una nebulosa planetaria. Le stelle di grande massa sono destinate ad una fine catastrofica esplodendo come supernova e dando vita a tipologie compatte di stelle quali stelle di neutroni e buchi neri, oltre che a resti di supernova. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 5

6 Abbiamo lasciato le stelle nella fase in cui bruciano elio nel nucleo e idrogeno negli strati esterni. In tali condizioni la stella vede calare sensibilmente la propria temperatura mentre la luminosità cala inizialmente fino ad assestarsi su valori più o meno stabili. La stella si muove verso sinistra sul diagramma HR, quasi in orizzontale, e per questo si parla di Horizontal Branch. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 6

7 Le stelle ricche di elio, raggiunta la temperatura di 100 milioni di gradi Kelvin, iniziano la catena di fusioni che dall elio porta al carbonio più un isotopo dell ossigeno, il che avviene in due step. PRODUZIONE CARBONIO: due atomi di elio si fondono a formare un atomo di berillio e assorbendo energia. Il berillio si lega poi a un altra particella alfa (elio) dando vita al carbonio rilasciando energia gamma. Statisticamente il processo è improbabile visto che il berillio è altamente instabile e decade velocemente in due atomi di elio, ma temperatura e pressione all interno delle stelle riescono a tenerlo in vita il tempo che basta a trovare un altro atomo di elio per dar vita al carbonio. Nel Big Bang il carbonio non ha fatto in tempo a prodursi perché la temperatura è calata troppo velocemente ed il berillio è decaduto subito in elio. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 7

8 ISOTOPO DELL OSSIGENO: in seguito, è probabile che un nucleo di carbonio si fonda con un altro nucleo di elio, producendo un isotopo stabile dell'ossigeno e liberando energia sottoforma di raggi gamma. Rarissimo ma non impossibile che anche l isotopo dell ossigeno riesca a legarsi con un altra particella alpha dando vita a elementi diversificati tra i quali il neon. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 8

9 Terminata la scorta di elio, alla stella viene a mancare nuovamente la spinta dall interno in grado di far fronte al collasso gravitazionale quindi si verifica di nuovo una contrazione degli strati gassosi, un ridimensionamento della stella. Come nel caso di esaurimento di idrogeno, anche stavolta abbiamo un nucleo formato da carbonio e ossigeno mentre negli strati limitrofi abbiamo un gas di elio che viene compresso fino ad accendersi. Si parla di Helium-Burning-Shell ad indicare proprio la fusione di elio negli strati che circondano il nucleo. Ancora più esterno, uno strato ricco di elio a temperatura ancora bassa e ancora più fuori uno strato ancora ricco di idrogeno. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 9

10 Stelle di questo tipo, che bruciano elio negli strati adiacenti al nucleo, aumentano notevolmente la propria dimensione quindi diventano notevolmente più luminose a fronte di una temperatura che crolla, visto che la stella è molto più grande e il calore si dissipa nel tragitto verso la superficie. Sul diagramma HR, quindi, le stelle si proiettano di nuovo in alto e a destra lungo un ramo chiamato Asymptotic Giant Branch, e per questo si parla di stelle AGB. Il nucleo della stella ha una dimensione paragonabile a quella del pianeta Terra mentre tutti gli strati esterni sono immensi, raggiungendo a volte il raggio dell'orbita terrestre. La luminosità della stella è immensa: una stella AGB di massa pari ad una massa solare può brillare come SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 10

11 La stella Omicron Ceti, meglio nota come Mira Ceti, è una stella AGB pulsante. Sta espellendo materiale, visibile in colore verde. Fa parte di un sistema binario insieme alla più piccola Mira B. Le sue dimensioni sono incredibili, e basta confrontarle con l orbita di Saturno. Il raggio della stella è di circa 400 raggi solari. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 11

12 Convezione termica si ha quando un fluido entra in contatto con un corpo la cui temperatura è maggiore di quella del fluido stesso. Aumentando di temperatura, il fluido a contatto con l'oggetto si espande e diminuisce di densità, e a causa della spinta di Archimede sale essendo meno denso del fluido che lo circonda che è più freddo, generando così moti convettivi. Gli elementi pesanti, detti metalli, possono quindi essere trasportati in superficie dalla convezione. Questo processo è noto come dredge-up. Durante la fase AGB c'è un dredge-up ma soltanto se la massa stellare è ancora maggiore di due masse solari: in tal caso una grande quantità di carbonio viene trasportata per convezione verso la superficie della stella. Lo spettro di una stella di questo tipo esibisce decise righe di assorbimento degli elementi ricchi di carbonio come C2, CH e CN. Queste stelle vengono dette stelle al carbonio. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 12

13 La stella AGB ha un nucleo piccolo e molto denso formato da carbonio e ossigeno a pressione elevetissima, allo stato degenere. In tali condizioni, basta poco per disperdere il gas più esterno, meno legato gravitazionalmente al nucleo stellare. Le stelle AGB, non si sa ancora bene il perché, sviluppano inoltra un intensissimo vento stellare e proprio questo fa perdere massa ad un ritmo incredibile, superiore di dieci miliardi di volte della massa espulsa dal nostro Sole in un anno. Gli strati più esterni si allontanano a velocità che toccano i 10 km/s e raffreddandosi velocemente. Le particelle di polveri possono ora formarsi nel più freddo gas circostante, formato dalle molecole di carbonio espulse. Gli strati esterni sono invece sempre più rarefatti fino a dimensioni che possono arrivare a 500 U.A. compresa la nube di polveri. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 13

14 U Camelopardalis (Immagine Hubble luglio 2012) un esempio di stella al carbonio che espelle la propria massa. In alcuni casi, la nube di polveri è così densa da oscurare del tutto la stella, assorbendone tutta la radiazione. La polvere poi si riscalda e ri-emette energia, ma stavolta nell'infrarosso, proprio per questo molte stelle AGB sono state scoperte soltanto negli ultimi anni pur essendo luminosissime. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 14

15 La stella AGB continua a crescere in dimensione e luminosità ma continua anche a perdere massa. Nessuna stella può continuare in eterno in questo modo. Se la stella ha una massa inferiore alle otto masse solari, il suo vento stellare strapperà via gli strati esterni fino al cuore di materiale degenere. La perdita degli strati esterni pone fine alla fase di AGB. Della stella AGB resterà una nana bianca avvolta in una nebulosa planetaria. Se la stella ha una massa superiore alle otto masse solari, invece, la fine della stella giunge in un modo molto più spettacolare, noto come supernova. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 15

16 LA FINE DELL ELIO E LE STELLE AGB NEBULOSE PLANETARIE NANE BIANCHE

17 Il nucleo della stella AGB, man mano che il materiale viene espulso dal vento stellare, diventa a poco a poco visibile. Si tratta di un nucleo degenere, caratterizzato da una pressione elevatissima la cui composizione dipende dalla massa della stella. MASSA < 0,5 masse solari NANA He 0,5 < MASSA < 8 masse solari NANA C-O 8 < MASSA < 9,5 masse solari NANA O-Ne-Mg Le nane bianche sono il nucleo di materiale degenere che si oppone al collasso gravitazionale. Stelle di temperatura relativamente elevata ( K) e di luminosità molto debole (un millesimo della luminosità solare), con un raggio molto piccolo (raggio terrestre per stelle di massa solare), rappresentante lo stadio finale dell'evoluzione di stelle poco massive. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 17

18 Il diagramma HR pone la zona delle nane bianche in basso a sinistra, il che vuol dire che hanno una temperatura molto alta, un colore bianco azzurrino e una luminosità molto bassa. RELAZIONE MASSA - DIMENSIONE Le nane bianche più massicce sono le più piccole e questo è dovuto alla struttura degli elettroni di cui si compongono: la pressione delle nane bianche è prodotta dagli elettroni degeneri. Questa pressione supporta la stella. Un incremento della densità comunque porta ad un incremento della gravità maggiore, per le nane bianche, dell'incremento della pressione e questo determina la contrazione della stella. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 18

19 RELAZIONE MASSA - DIMENSIONE Le nane bianche più massicce sono le più piccole e questo è dovuto alla struttura degli elettroni di cui si compongono: la pressione delle nane bianche è prodotta dagli elettroni degeneri. Questa pressione supporta la stella. Un incremento della densità comunque porta ad un incremento della gravità maggiore, per le nane bianche, dell'incremento della pressione e questo determina la contrazione della stella. Il grafico mostra come per masse superiori a 1,4 il raggio della stella dovrebbe andare a zero! SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 19

20 I dati dicono che non può esistere una nana bianca la cui massa sia superiore a quella di 1,4 masse solari. Questo limite è detto LIMITE DI CHANDRASEKHAR. Nessuna stella di massa superiore a 1,4 masse solari riesce a far fronte, con la pressione del suo nucleo di elettroni degenerati, alla gravità che porta al collasso stellare. Una stella di classe O oppure B, la cui massa è molto grande, deve perdere molta massa, durante la fase AGB, per poter diventare nana bianca. Se le stelle hanno masse superiori, il loro destino è diverso. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 20

21 Il passare del tempo porta al graduale raffreddamento della stella ed alla dispersione nello spazio del calore. La stella diventa sempre più debole. Più una stella è calda e più tempo impiega, ovviamente, a raffreddarsi sostandosi verso il basso e verso destra nel diagramma HR: più sono massicce e più sono piccole e deboli. Si noti che una nana bianca può avere la stessa temperatura di una di sequenza principale, ma la sua dimensione è talmente ridotta che sarà comunque molto meno luminosa. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 21

22 Stelle di questo tipo possono bruciare idrogeno nella fase di sequenza principale, ma già al momento di dar vita alla fusione dell elio non hanno una massa tale da portare la temperatura a 100 milioni di Kelvin. Resta quindi un nucleo di elio circondato da un guscio di idrogeno ancora da bruciare. La durata in sequenza principale di queste stelle tuttavia è ben più lunga dell età dell universo quindi ad oggi è impossibile poter osservare stelle nane bianche ad elio. Eppure esistono astri con le stesse caratteristiche. La spiegazione? Dovrebbe trattarsi di sistemi binari di un oggetto compatto e di una stella appena uscita dalla sequenza principale. Nel momento in cui questa esce raggiunge il diametro limite, il suo materiale viene risucchiato dalla stella compatta e lo strato di idrogeno che viene eliminato lascia scoperto il nucleo di elio. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 22

23 Alcune stelle la cui massa si trova tra quella di una stella di massa media (nana al carbonio) e quella di una stella massiccia (stella di neutroni, buco nero), possono riuscire a fondere il carbonio in neon anche se la loro massa non risulta sufficiente a fondere la totalità di quest'ultimo in ossigeno e magnesio. Se questo si verifica, il nucleo non riesce a superare la massa di Chandrasekhar e il suo collasso dà luogo, anziché ad una stella di neutroni, ad una rarissima nana bianca all'ossigeno-neon-magnesio (O- Ne-Mg) SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 23

24 Abbiamo visto come nella morte di una stella di massa media venga espulso molto materiale attraverso vento stellare molto forte, durante la fase AGB. La stella va incontro ad esplosioni di luminosità e durante ciascuna di esse espelle materiale che riversa nello spazio interstellare. La stella inizia a muoversi rapidamente verso la sinistra del diagramma HR con una luminosità approssimativamente costante ma con una temperatura in rialzo. Poche migliaia di anni consentiranno alla superficie stellare di raggiungere i K (alcune stelle raggiungono addirittura i K). A queste alte temperature, il nucleo stellare - ormai esposto - emette sempre più a lunghezze d'onda ultraviolette che eccitano e ionizzano il gas in espansione intorno al nucleo stellare stesso. L'area di gas ionizzato e riscaldato inizia a crescere ed a produrre ciò che viene chiamato nebulosa planetaria. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 24

25 La nebulosa plenataria è una nebulosità a forma di conchiglia che circonda una stella molto calda, il cui irraggiamento ultravioletto ionizza ed eccita il gas espulso dagli strati superficiali della stella centrale stessa nel corso delle fasi avanzate della sua evoluzione. Da cosa sono dati questi cerchi concentrici? Dalle pulsazioni alle quali va incontro la nana bianca, ancora formata da vari strati di idrogeno, elio e carbonio. Il nucleo non si accende più, ma contrazioni possono far accendere ancora le scorte di idrogeno che così facendo espellono ancora altro materiale in un processo chiamato thermal pulse, consistente alla fine in espulsioni concentriche di massa stellare. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 25

26 Le spettacolari forme che assumono questi oggetti sono dovute anche ai forti venti stellari ed ai campi magnetici della stella. Questi spettacoli sono temporanei: dopo decine di migliaia di anni, infatti, il loro destino è quello di dissiparsi nello spazio interstellare: questo ci rende certi del fatto che le nebulose planetarie che oggi osserviamo non sono più anziane di anni. Si tratta però di eventi comuni, se è vero che nella nostra Galassia se ne contano più di Vorontsoz-Vellyaminov Classification System: 1. Puntiforme 2. Piccolo disco a. centro brillante b. brillantezza uniforme c. possibile struttura ad anelli 3. Disco irregolare a. brillantezza distribuita irregolarmente b. possibile struttura ad anelli 4. Struttura ad anelli definita 5. Forma irregolare 6. Forma non classificata (possibile combinazione delle precedenti) SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 26

27 SUPERGIGANTI SUPERNOVAE, RESTI, STELLE DI NEUTRONI BUCHI NERI

28 Abbiamo detto che se la stella ha una massa inferiore alle otto masse solari non riesce a raggiungere una temperatura in grado di fondere il carbonio. Se la massa della stella è superiore, invece, il nucleo raggiunge i 600 milioni di Kelvin necessari alla fusione del carbonio. La fusione del carbonio può durare soltanto pochi secoli, ma se la stella ha una massa maggiore di otto masse solari possono avvenire anche altre reazioni. A 1 miliardo Kelvin inizia la fusione del neon prodotto dalla precedente fusione del carbonio, ma al tempo stesso aumenta nel nucleo stellare la presenza percentuale di ossigeno e magnesio. La fusione del neon dura circa un anno soltanto. A 1,5 miliardi Kelvin inizia la fusione dell'ossigeno (sei mesi) con produzione di zolfo. A 2,7 miliardi K di temperatura inizia la fusione del silicio (un giorno) che crea nuclei di zolfo e ferro. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 28

29 Ad ogni fase, un nuovo guscio si forma intorno al nucleo stellare e giunti alle fasi reattive più avanzate la struttura di una stella di grande massa somiglia molto ad una cipolla, come evidenziato nell'immagine, le reazioni nucleari avvengono ciascuna in un guscio differente, caratterizzato da temperature differenti. L'energia rilasciata è talmente elevata che gli strati esterni della stella possono raggiungere dimensioni enormi, tanto da parlare di supergigante. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 29

30 L ultima fusione ha lasciato ferro nel nucleo della supergigante: la produzione di energia si arresta alla fusione del silicio in ferro ed il risultato finale è un nucleo stellare di ferro privo di reazioni nucleari. Intorno a questo nucleo, ovviamente, ci saranno altri gusci nei quali avvengono reazioni nucleari di elementi più leggeri, ma anche queste prima o poi avranno termine. Per masse superiori a quella prevista dal Limite di Chandrasekhar il peso della stella diviene troppo grande per essere retto dal cuore di elettroni degenerati e la stella collassa sul nucleo. NEUTRONIZZAZIONE: la pressione esercitata sul nucleo costringe gli elettroni a «entrare» nel nucleo atomico azzerando la propria carica fondendosi con il nucleo positivo. Il nucleo diventa di neutroni, senza carica elettrica. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 30

31 Ogni reazione di neutronizzazione dà vita anche ad un neutrino. Sempre più reazioni di neutronizzazione avvengono, e restano sempre meno elettroni degenerati a supportare la resistenza del nucleo: il risultato è una velocizzazione della contrazione che porta al collasso del nucleo stellare. Basta un solo secondo al nucleo stellare per passare da un raggio di migliaia di chilometri ad un raggio di una cinquantina di chilometri, e bastano altri pochi secondi per giungere ad un raggio di circa 5 L'energia gravitazionale rilasciata dal collasso è pari alla luminosità che il Sole riesce a fornire in diversi miliardi di anni. Gran parte dell'energia è in forma di neutrino, ma anche di raggi gamma. Il nucleo di neutroni diventa degenere e riesce a questo punto a fronteggiare il collasso facendo rimbalzare il materiale in caduta (CORE BOUNCE). SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 31

32 Circa il 96% della massa stellare viene espulsa arricchimento del mezzo interstellare Prima di lasciare la stella, tuttavia, questo materiale viene compresso fino a raggiungere temperature tali da innescare nuove reazioni nucleari: titanio, zinco, oro, mercurio, piombo e uranio, ecc. L'onda d'urto determina un tremendo aumento delle dimensioni stellari ed è per questo che la luminosità della stella aumenta in maniera evidentissima. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 32

33 Materiale in caduta e materiale che rimbalza generano strutture di gas intorno alla stella morente. Il fronte d urto maggiore è quello del materiale che rimbalza, guidato dai neutrini. La giovane età è accertata dal fatto che dopo un certo numero di anni la nebulosa interagisce troppo con il mezzo interstellare e non è più visibile. Si deduce che non sono più vecchie di qualche decina di migliaia di anni. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 33

34 Se la materia rimasta dopo l'esplosione della supernova ha meno di 3 masse solari resta una stella di neutroni. Le stelle di neutroni furono predette da Robert Oppenheimer e George Volkoff nel 1939, che ne calcolarono le proprietà teoriche. Nel caso emetta onde radio periodiche regolari lungo la nostra linea di vista viene osservata come pulsar. Scoperte nel 1967 da Jocelyn Bell, inizialmente i segnali regolari delle pulsar furono scambiati per segnali provenienti da forme di vita intelligente, tanto che il convegno durante il quale furono annunciate al pubblico venne chiamato LGM: Little Green Men, che vuol dire Piccoli omini verdi. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 34

35 Se la materia rimasta dopo l'esplosione della supernova ha più di 3 masse solari resta un buco nero. Si tratta di un oggetto talmente compatto e denso che la sua velocità di fuga è superiore anche alla velocità della luce, quindi nessuna radiazione può esser vista provenire da un buco nero. La radiazione che possiamo veder provenire da un buco nero è una radiazione X del materiale che fluisce verso l orizzonte degli eventi, il limite massimo al quale la luce riesce ancora a fuggire. SERATA N 7 MORTE DELLE STELLE 35

36 LUMINOSITA E MAGNITUDINE CLASSIFICAZIONE HD DIAGRAMMA HR STELLE VARIABILI E ALTRE CLASSIFICAZIONI