Premessa. Partiamo da dati certi

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1 2 lezione: Vita di una stella Premessa Per capire come si sono formati il Sole e la Terra la prima cosa da fare è cercare di capire come si sono formate le stelle. Se oltre a questo riusciamo a capire come nascono, vivono e si evolvono potremmo giungere a ricostruire la vita del Sole e a prevederne il destino. L unico problema che hanno gli astronomi e gli astrofili per poter capire l evoluzione stellare è il tempo. L unico modo per ovviare a questo problema è quello di studiare le stelle già esistenti, e attraverso teorie già formulate e supposizioni cercare di tracciare un quadro evolutivo quanto più fedele possibile ai dati osservativi. Partiamo da dati certi Tutte le stelle hanno delle caratteristiche fisico-chimiche fondamentali. Queste sono: massa, composizione chimica, luminosità e temperatura. Un altra certezza assoluta che abbiamo è quella che le stelle nel tempo DEVONO cambiare! Andiamo a vederle una alla volta. Composizione chimica La composizione chimica cambia nel tempo ma non è possibile osservare tale cambiamento da Terra. Luminosità e Temperatura

2 Il variare di queste due caratteristiche nel tempo sono invece osservabili da terra attraverso: Temperatura Spettro Luminosità Magnitudine Assoluta Scala delle Magnitudini Per indicare la luminosità di un astro si utilizzano due scale: Magnitudine Apparente Magnitudine Assoluta Se conosciamo questi due valori riusciamo a ricavare la Luminosità totale della stella. Magnitudine Apparente Per magnitudine apparente si intende la luminosità che si vede da terra di una determinata stella. Magnitudine Assoluta La magnitudine assoluta è la magnitudine che una stella presenterebbe se venisse spostata alla distanza si 10 parsec. 1 parsec = 3.26 anni luce 10 parsec = 32.6 anni luce Dobbiamo quindi conoscere la distanza della stella.

3 Come misurare la distanza di una stella La distanza di una stella si misura con un sistema di misura chiamato parallasse stellare. (vedi figura sotto). La formula per misurare la distanza di una stella è: D= d/sin p. Lo spettro Lo spettro di una stella è una scansione delle onde luminose che arrivano dalla stella. La luce che arriva viene fatta passare attraverso un prisma che separa le varie bande cromatiche di cui è composta la luce. Viene utilizzato per studiare e capire Diagramma H.R. Il diagramma H.R è stato disegnato da due astronomi Herzsprung e Russell. E un diagramma che classifica le stelle

4 in base a: Luminosità, classi spettrali, grandezza e temperatura. (vedi immagine) Linea di età zero In conclusione Le stelle cambiano nel tempo Il diagramma H-R è la chiave di lettura dell evoluzione stellare Tale cambiamento sarà rappresentato da uno spostamento nel diagramma H-R. Dove nascono le stelle? Nel 1947 gli astronomi Bok e Reilly osservarono e studiarono quelli che poi sarebbero stati battezzati come GLOBULI DI BOK.

5 Queste regioni altro non sarebbero che NEBULOSE OSCURE che impediscono l osservazione di eventuali oggetti posti dietro di loro. Come nasce una stella? Recenti studi hanno dimostrato che nelle nebulose oscure avviene la formazione delle stelle. In sintesi La nebulosa, inizialmente in stato di quiete viene perturbata da un evento esterno detto scatenante. Gli atomi di idrogeno contenuti in essa iniziano a unirsi e formando atomi di Elio danno vita a bozzoli chiamati protostelle.

6 ... e quando la stella è nata cosa succede? A questo punto la stella inizia la sua fase di stabilità, che è anche la più lunga della propria vita. Il processo principale è la fusione nucleare che fonde due nuclei di idrogeno per formare un nucleo di elio con rilascio di energia. Le protostelle, nel diagramma H.R. sono collocate sulla linea di età zero. Come vive una stella? Una volta raggiunta la linea di età zero la stella continua a bruciare idrogeno trasformandolo in elio. Le reazioni nucleari che avvengono nel cuore della stella mantengono in equilibrio il sistema impedendo che la gravità la faccia implodere. Quando però il 12% dell idrogeno si è trasformato in elio le reazioni termonucleari rallentano e la gravità torna a farla da padrona aumentando la pressione verso il nucleo. Prima vediamo però come una stella vive la sua fase di stabilità Tutta la vita di una stella dipende dalla sua massa iniziale. E all esaurirsi dell idrogeno? Prima o poi l idrogeno contenuto nella stella si sarà trasformato in elio e questo avviene tanto più velocemente quanto più massiccia è la stella e quindi cosa accadrà? Dipende dalla massa iniziale della stella.

7 All esaurirsi dell idrogeno, se la massa iniziale della stella è compresa tra le 0,5 e le 3 masse solari, la stella inizia nuovamente a contrarsi aumentando la temperatura del nucleo che raggiunge i 100 milioni di gradi centigradi. A queste temperature l elio si trasforma in carbonio, si innescano di nuovo le reazioni termonucleari che tendono a spazzar via gli starti esterni i quali si gonfiano e si raffreddano dando vita a una stella chiamata GIGANTE ROSSA. Le giganti rosse sono stelle aventi la stessa massa della stella progenitrice ma raggi enormemente più grandi. E poi? Anche l elio però si esaurirà e la gravità avrà per l ennesima volta il sopravvento e cosa accadrà? Ancora una volta dipende dalla massa iniziale della stella Le stelle con massa 0,2 <M<0,5 non si innescano altre reazioni termonucleari oltre a quella dell idrogeno. Nelle stelle con massa compresa tra 0,5<M<3 all esaurirsi dell elio la materia precipita verso il nucleo aumentandone la temperatura. A 100 milioni di gradi l elio inizia a trasformarsi in carbonio ma le reazioni nucleari non riescono a equilibrare la caduta gravitazionale la quale fa aumentare ulteriormente la temperatura. A questo punto avviene un esplosione detta Flash dell elio e viene emessa in pochi secondi un energia pari a quella di tutte le stelle di una galassia. Questa esplosione fa espandere la stella e diminuire la contrazione gravitazionale riattivando l equilibrio iniziale e permettendo all elio di trasformarsi in carbonio.

8 Le stelle con massa maggiore alle 3 masse solari all esaurirsi dell elio si innescano nuove reazioni (prima che la materia degeneri) ma in maniera diversa in funzione della massa: M < 4-5 il nucleo non raggiunge mai nuove reazioni 5 < M < 9 si innescano nuove reazioni portando l elio a diventare carbonio il quale diventa ossigeno ecc..raggiunto il milione di gradi centigradi avviene un flash simile a quello dell elio che però fa esplodere la stella M > 9 si innescano nuove reazioni fino alla produzione del ferro poi la stella esplode La fine delle stelle... Non tutte le stelle muoiono nella stessa maniera. La loro morte è segnata già alla nascita proprio dalla caratteristica più importante: la massa. Le stelle di piccola massa 0,01<M<0,2 Nelle stelle di piccola massa al cessare della trasformazione che porta l idrogeno a diventare elio non si innescano altre reazioni. Questo perché la gravità non fa aumentare la temperatura interna fino a 100 C e quindi non innesca la trasformazione dell elio. La stella a questo punto si contrarrà, aumentando la propria luminosità e spegnendosi lentamente.

9 All esaurirsi dell energia cinetica rimarrà un corpo freddo chiamato nana bruna. Le stelle con massa compresa tra 0,2<M<3, come visto diventano delle giganti rosse, innescando le reazioni dell elio che si trasforma in carbonio. All esaurirsi dell elio però la stella non evolve oltre e le reazioni termonucleari si arrestano. La gravità fa contrarre solo il nucleo di elio e carbonio formando una stella di piccola massa e alta temperatura chiamata NANA BIANCA. Gli strati esterni, non più attirati verso il nucleo, iniziano ad abbandonare la stella progenitrice per dar vita ad un corpo scoperto nel 700 da W. Hershel le NEBULOSE PLANETARIE. Dopo l esplosione Nell esplosione però la stella non viene disintegrata completamente ma possiamo avere due casi: Se la stella che rimane dopo l esplosione ha una massa inferiore alle 3 masse solari, il nucleo rimanente si condensa in un corpo supermassiccio chiamato stella di neutroni. Se invece la massa della stella che rimane è superiore alle 3 masse solari la gravità non si arresterà mai comprimendo la materia a valori inimmaginabili e dando vita al corpo celeste più esotico che conosciamo ovvero un buco nero.