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 60 di 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

15

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

23

24 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)

25 Evoluzione stellare

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

27 1: nascita delle stelle

28 NGC 3603 starburst region, ly

29 nebulose al

30 Nebulosa di Orione, al

31

32 Disco protoplanetario in formazione nella nebulosa di Orione.

33 collasso gravitazionale

34 disco protoplanetario

35 Protostars in the H-R diagram:

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 (stelle della sequenza principale) Una stella si mantiene in fase stabile circa il 70% della sua vita.

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 (stella della sequenza principale) Il collasso gravitazionale è in equilibrio con la pressione di radiazione generata dalle reazioni nucleari nel nucleo della stella.

40 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

41 Gigante rossa

42 Gigante rossa

43 Vita del Sole

44

45 supergiganti rosse

46 supergiganti rosse

47 Elementi

48 elementi

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50 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.

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

52 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.

53 star cluster NGC ,300 ly (white dwarfs)

54 Nana Bianca (Sirio B)

55 Orion

56 640 ly Betelgeuse (supergigante rossa)

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59 Supernove 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. 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.

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

61 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.

62 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.

63 Elementi

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65 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.

66 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.

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

68 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.

69 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.

70 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.

71 Curvatura dello spaziotempo La massa curva lo spaziotempo (relatività generale).

72 black hole: singolarità

73 black hole: singolarità

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