Corso facoltativo. Astronomia. Stelle. Christian Ferrari & Gianni Boffa Liceo di Locarno

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1 Corso facoltativo Astronomia Stelle Christian Ferrari & Gianni Boffa Liceo di Locarno

2 Parte 2: Stelle Corpo nero: un modello stellare Nucleosintesi stellare Equilibrio stellare e origine della pressione Diagramma HR e classificazione delle stelle Formazione ed evoluzione stellare Nane bianche e stelle a neutroni Buchi neri Supernove Stelle binarie Ammassi stellari Stelle variabili Astronomia: Stelle 2

3 Corpo nero: un modello stellare Le stelle emettono energia come radiazione Luminosità: energia totale emessa ogni secondo come radiazione (unità W) Legge di Stefan-Boltzmann La radiazione è caratterizzata da lunghezze d onda diverse Spettro del corpo nero L = luminosità T = temperatura R = raggio σ= cost. di SB Astronomia: Stelle 3

4 Corpo nero: un modello stellare Astronomia: Stelle 4

5 Corpo nero: un modello stellare Astronomia: Stelle 5

6 Corpo nero: un modello stellare Legge di Wien: picco di emissione Relazione colore lunghezza d onda Astronomia: Stelle 6

7 Nucleosintesistellare Stella: «palla di gas» nella quale avvengono reazioni di fusione nucleare Fusione nucleare: unione di nuclei leggeri in uno più pesante con liberazione di energia (radiazione luminosità) Diverse reazioni in funzione della temperatura centrale della stella Se il gas è ideale Astronomia: Stelle 7

8 Nucleosintesistellare Per ottenere la fusione nucleare è necessario vincere la repulsione coulombiana Astronomia: Stelle 8

9 Nucleosintesistellare Catena protone-protone Bilancio di reazione Trasformazione Idrogeno Elio Nelle stelle «piccole» Astronomia: Stelle 9

10 Nucleosintesistellare Catena CNO Bilancio di reazione Trasformazione Idrogeno Elio Nelle stelle «grandi» Astronomia: Stelle 10

11 Nucleosintesistellare Processo triplo α Bilancio di reazione Trasformazione Elio Carbonio Fornisce C per il ciclo CNO nelle generazioni di stelle anteriori Astronomia: Stelle 11

12 Nucleosintesistellare Fusione He + C/N Fusione C+C Astronomia: Stelle 12

13 Nucleosintesistellare Fusione O+O Fusione del Silicio fino al Ferro Astronomia: Stelle 13

14 Nucleosintesistellare Oltre il 56 Fe: cattura di neutroni I neutroni possono «entrare» nel nucleo senza difficoltà e dare luogo a decadimenti beta Si generano nuclei con numero atomico Z maggiore Due processi: s-process: decadimento prima dell assorbimento di un secondo neutrone r-process: il caso contrario Astronomia: Stelle 14

15 Nucleosintesistellare Nei processi nucleari un ruolo importante è la fotodisintegrazione Fotoni energetici scindono nuclei grandi in nuclei più piccoliinvertendo le reazioni di fusione che li generano Necessarie altissime temperature Esempio: inversione fusione He + C/N o fotodisintegrazione del Ferro Astronomia: Stelle 15

16 Equilibrio stellare e pressione Due tendenze contrarie Gravità: compressione sul nucleo Pressione: espansione in tutto lo spazio Equilibrio idrostatico (gradiente di pressione) Astronomia: Stelle 16

17 Equilibrio stellare e pressione Pressione del fluido come gas perfetto Pressione di radiazione dei fotoni ρ = densità µ = peso molecolare medio c= velocità della luce Pressione della materia degenere(effetti quantistici), indipendente dalla temperatura! Astronomia: Stelle 17

18 Equilibrio stellare e pressione A dipendenza della massa: Tra 1 10M gas perfetto Sopra 10M pressione di radiazione importante Sotto le 0,1M pressione della materia degenere importante La pressione di radiazione limita la massa delle stelle a Instabilità dovuta al vento stellare che espelle gli strati esterni riducendo la massa Astronomia: Stelle 18

19 Diagramma HR e classificazione stelle Classificazione delle stelle in funzione di: Temperatura superficiale Luminosità Si ottiene il diagramma HR (Hertzsprung- Russell) 80-90% delle stelle: sequenza principale (SP) Le altre: nane bianche, giganti e supergiganti rosse Astronomia: Stelle 19

20 Diagramma HR e classificazione stelle Astronomia: Stelle 20

21 Diagramma HR e classificazione stelle Dati sperimentali Satellite Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite) Missione ESA terminata nel 1993 Più di stelle Astronomia: Stelle 21

22 Diagramma HR e classificazione stelle Sulla SP: Relazione semplice tra temperatura e luminosità Èil raggio a definire se una stella si trova sulla SP Astronomia: Stelle 22

25 Diagramma HR e classificazione stelle Fuori dalla SP stelle caratterizzate da: Luminosità troppo grande rispetto alla temperatura (super)giganti rosse queste stelle sono più grandi delle rispettive nella SP (raggio maggiore) Luminosità troppo piccola rispetto alla temperatura nane bianche queste stelle sono più piccole delle rispettive nella SP (raggio minore) Astronomia: Stelle 25

26 Diagramma HR e classificazione stelle Sulla SP vale una relazione massa-luminosità Astronomia: Stelle 26

27 Diagramma HR e classificazione stelle Come determinare temperatura e luminosità? Analisi degli spettri di assorbimento Emissione di tutto lo spettro di corpo nero dalla stella (fotosfera) Gli elementi dell atmosfera possiedono livelli di energia discreti Assorbimento da parte dell atmosfera: solo la radiazione con una specifica lunghezza d onda può essere assorbita Astronomia: Stelle 27

29 Diagramma HR e classificazione stelle Temperatura Legge di Wien(picco di emissione) Analisi degli spettri di assorbimento dell atmosfera: l intensità relativadelle righe varia con la temperatura Secondo la temperatura: tipi spettrali O B A F G K M (sottoclassi 0-9) (Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me) Astronomia: Stelle 29

31 Diagramma HR e classificazione stelle Al variare della temperatura gli spettri variano qualitativamente: Intensità relativa (=profondità) diversa Assorbimenti diversi ESEMPIO Balmer: maxa 9000 K, a temp. inferiori poca energia, a temp. superiori idrogeno ionizzato Astronomia: Stelle 31

32 Diagramma HR e classificazione stelle Luminosità Stessa classe spettrale non implica stessa luminosità (a causa del raggio diverso) Analisi degli spettridi assorbimento dell atmosfera: l intensità assolutadelle righe varia con la luminosità Secondo la luminosità: classi di luminosità sistema MK(Morgan-Keenan) I II III IV (giganti) V (SP) D(nane bianche) Astronomia: Stelle 32

33 Diagramma HR e classificazione stelle Al variare della luminosità gli spettri cambiano qualitativamente: Intensità assoluta (= definizione) diversa Righe poco intense (fini, ben definite) = Lum. alta Righe intense (larghe, poco definite) = Lum. bassa Astronomia: Stelle 33

34 Diagramma HR e classificazione stelle Raggio Luminosità Densità Interazione tra elementi Definizione livelli di energia Definizione righe spettrali Larghezza righe spettrali Giganti SP Nane OSS: tra G e N raggio e massa fattore dello stesso ordine di grandezza, ma densità M/R 3 Astronomia: Stelle 34

36 Hot and brilliant O stars in star-forming regions Astronomia: Stelle 36

37 Alpha Centauri in the HR-System Astronomia: Stelle 37

38 The Triple Stellar System Alpha Centauri Astronomia: Stelle 38

39 ProximaCentauri -the nearest star Astronomia: Stelle 39

40 The bright star Alpha Centauri and its surroundings Astronomia: Stelle 40

41 Diagramma HR e classificazione stelle Classificazione in funzione della composizione chimica X = % idrogeno Y= % di elio Z = % degli altri elementi: metallicità 3 popolazioni di stelle Popolazione I: stelle ricche di metalli (Z < 0,03) Popolazione II: stelle povere di metalli (Z 0) Popolazione III: stelle della prima generazione (Z=0) Astronomia: Stelle 41

42 Diagramma HR e classificazione stelle Multiple choice(stellar Properties(HR)) Astronomia: Stelle 42

43 Formazione ed evoluzione stellare Tutte le stelle seguono la stessa serie di tappe Nube interstellare e protostella Sequenza principale (SP) Gigante / supergigante rossa Nebulosa planetaria o supernova e relativo residuo stellare Astronomia: Stelle 43

44 Formazione ed evoluzione stellare Mezzo interstellare(ism). Gas e polvere: Idrogeno neutro (HI), ionizzato (HII) e molecolare (H 2 ) ( 70%) Elio ( 30%) Silicati, molecole semplici, idrocarburi, (Si, O, N, C) Tre forme diverse per il gas interstellare: Nubi di idrogeno HI Nubi di idrogeno HII Nubi molecolari giganti(nmg) Astronomia: Stelle 44

45 Astronomia: Stelle B68, the Dark Cloud 45

46 B68 in infrared Astronomia: Stelle 46

47 Star-forming Region RCW 108 in Ara Astronomia: Stelle 47

48 The Tarantula Nebula in LMC Astronomia: Stelle 48

49 The TrifidNebula Astronomia: Stelle 49

50 Infrared/visible-light comparison of the Carina Nebula Astronomia: Stelle 50

51 Pillars of Creation Astronomia: Stelle 51

52 Eagle Nebula with a representation of a giant molecular cloud Astronomia: Stelle 52

53 Visible and infrared views of the Horsehead Nebula Astronomia: Stelle 53

54 Part of the LMC H II Region N214 Astronomia: Stelle 54

55 Formazione ed evoluzione stellare La formazione di una stella inizia con un collasso gravitazionale nelle zone di maggiore densità Possibili meccanismi innescanti il collasso: Passaggio della nube in una regione di attrazione gravitazionale piùintensa (braccia a spirali delle galassie dove avviene un urto di compressione) Onda d urto proveniente dall esplosione di una supernova, che circoscrive la nube e la comprime Astronomia: Stelle 55

56 Formazione ed evoluzione stellare Astronomia: Stelle 56

57 Formazione ed evoluzione stellare Gli aumenti di pressione comprimono le nubi di gas sufficientemente per farle collassare gravitazionalmente Risultato: ammassi di gas si comprimono e diventano proto-stelle con attorno un disco Nella compressione il gas perde energia potenziale gravitazionale e acquista energia termica: la proto-stella si riscalda ( K) Astronomia: Stelle 57

58 Embrionic stars in the Trifid Nebula Astronomia: Stelle 58

59 Protostar HH-34 in Orion Astronomia: Stelle 59

60 Formazione ed evoluzione stellare Se Temperatura del centro non sufficiente per attivare la fusione dell idrogeno, la proto-stella si stabilizza e diventa una nana bruna Se La fusione dell idrogeno è possibile, la fase pre- SP si conclude con la fase chiamata T-Tauriin cui la giovane stella produce forti venti assiali Il disco (proto)planetario darà vita ai pianeti Astronomia: Stelle 60

62 Fase T-Tauri Astronomia: Stelle 62

64 Formazione ed evoluzione stellare Terminata la fase pre-sp, le reazioni di fusione dell idrogeno Catena ppper stelle di massa Ciclo CNO per stella di massa rendono stabile la stella (equilibro idrostatico) Nel diagramma HR la stella si trova nella ZAMS e passerà circa il 90% del suo tempo sulla SP Astronomia: Stelle 64

65 Formazione ed evoluzione stellare Tempo passato nella SP: = cost(energia per unità di massa fusa circa il 10%) Da cui, con La massa indica dove si collocano sulla SP M, Tc, tasso di reazione, L, T Astronomia: Stelle 65

66 Formazione ed evoluzione stellare Stella = gas perfetto massa media di una particella Durante la fusione µ a parità di Te ρ p quindi compressione sul nucleo,tc e pure L la stella si dilata, nuovo eq. idrodinamico Astronomia: Stelle 66

67 Formazione ed evoluzione stellare L evoluzione post-sp dipende dalla massa: Se : (super)gigante rossa, nebulosa planetaria e nana bianca Se : (super)gigante rossa, supernova, stella a neutroni o buco nero A dipendenza dalle temperature raggiunte si attivano le diverse reazioni di fusione L evoluzione generale è: µ, compressione nucleo, Tc, L, R (evolutionarytrackin HR) Astronomia: Stelle 67

69 Formazione ed evoluzione stellare Tre stadi di evoluzione post-sp Gigante rossa RGB: H burning shell HB: He burning core H burning shell SP RGB Super GR AGB: He burning shell H burning shell Astronomia: Stelle HB AGB 69

70 Formazione ed evoluzione stellare HB RGB Il nucleo si contrae, Tc Hydrogen burning shell Espansione, T sup., L He = 8% gas degenere Fase gigante rossa Il nucleo di contrae e inizia la fusione dell elio (helium flash) Tc, gas non degenere, espansione del nucleo, hydrogen burning shell Contrazione, T sup., L Astronomia: Stelle 70

72 Formazione ed evoluzione stellare AGB Contrazione nucleo, Tc Hydrogen burning shell Espansione, T sup., L Vento stellare fino a all anno Fase supergigante rossa Questo vale per Per la partenza dalla SP è identica, ma la fusione dell elio è meno «improvvisa» (no helium flash) Astronomia: Stelle 72

73 Formazione ed evoluzione stellare AGB Per Contrazione del nucleo Aumento di Tc Nuove fusioni possibili Foto-disintegrazione e produzione di He Processo molto rapido a causa della riduzione del tasso di generazione di energia nucleare Supergiganti rosse con nucleo a cipolla Astronomia: Stelle 73

74 The Atmosphere of Betelgeuse Astronomia: Stelle 74

75 Formazione ed evoluzione stellare Per si assiste poi a: Espansione dell involucro esterno (10-30 km/s) Formazione di un nucleo densosenza reazioni di fusione attorniato da un disco di materia espulsa Nebulosa planetaria Restituzione di massa all ISM (max anni) Nucleo inattivo compresso gravitazionalmente, pressione della materia degenere (elettroni) Formazione di una nana bianca Astronomia: Stelle 75

76 The life of Sun-like stars Astronomia: Stelle 76

77 The Helix Nebula Astronomia: Stelle 77

78 Infrared/visible light comparison view of the Helix Nebula Astronomia: Stelle 78

79 Colliding Gas in the Helix Nebula Astronomia: Stelle 79

80 The Spirograph Nebula Astronomia: Stelle 80

81 The Eskimo Nebula Astronomia: Stelle 81

82 Hubble's Planetary Nebula Gallery. A View of NGC 6826 Astronomia: Stelle 82

83 The Cat's Eye Nebula Astronomia: Stelle 83

84 IC Beauty Astronomia: Stelle 84

86 Formazione ed evoluzione stellare Per si assiste poi a: Nucleo molto caldo ( ) fotodisintegrazione del ferro e produz. di protoni Contrazione gravitazionale e cattura elettronica Nucleo centrale formato di neutroni CE Rapido collasso (fino a km/s) nella parte esterna del nucleo (manca la pressione degli elettroni degeneri «utilizzati» per la CE) Astronomia: Stelle 86

87 Formazione ed evoluzione stellare Collasso della parte centrale arrestata dalla pressione dei neutroni degeneri Onda d urto verso l esterno che spazza via gli strati esterni nel ISM Formazione di elementi pesanti tramite CE e β La stella è una supernova(di tipo II) Il nucleo residuo è una stella a neutroni Se il collasso del nucleo non è arrestato dalla pressione dei neutroni degeneri buco nero Astronomia: Stelle 87

89 The Crab Supernova remnant (SN 1054) Astronomia: Stelle 89

90 SN 1987A in the Large Magellanic Cloud Astronomia: Stelle 90

91 StructureOf Supernova 1987A Explosion Debris Astronomia: Stelle 91

92 Shocked region around SN 1987A Astronomia: Stelle 92

93 Supernova 1987A Astronomia: Stelle 93

94 Formazione ed evoluzione stellare Curva di luce della SN 1987A Astronomia: Stelle 94

96 Formazione ed evoluzione stellare Multiple choice(stellar Evolution) Astronomia: Stelle 96

97 Nane bianche e stelle a neutroni Nuclei stellari molto compressi Ricombinazione nuclei-elettroni impossibile Effetti quantistici importanti (per masse piccole) Principio di esclusione di Pauli Gas degenere che possiede una pressione indip. da T!!! La pressione «quantistica» può contrastare quella gravitazionale (ma non sempre) Astronomia: Stelle 97

98 Nane bianche e stelle a neutroni Nana bianca: stadio finale di una stella con Tipicamente composta da C e O R -M -grandi densità T apparenza blu-bianca Stabilità: pressione degli elettroni degeneri, possibile solo se la massa finale è inferiore al limite di Chandrasekhar Astronomia: Stelle 98

99 The Dog Star, Sirius A, and its tiny companion Sirius B Astronomia: Stelle 99

100 White dwarf stars in open cluster NGC 6791 Astronomia: Stelle 100

101 White Dwarfs in NGC 6397 Astronomia: Stelle 101

102 Nane bianche e stelle a neutroni Stella a neutroni: stadio finale di una stella con (e ) R - grandissime densità ( ) T emissione di raggi X Grande velocità di rotazione (piccoli periodi) Campi magnetici intensi Stabilità: pressione dei neutroni degeneri, possibile solo se la massa finale è inferiore a Astronomia: Stelle 102

103 Nane bianche e stelle a neutroni Pulsar (pulsatingradio star): Stella a neutroni con periodo tra di re forte e forte campo magnetico non allineato all asse di rotazione Emissione di onde radio dai poli e in un cono Ricezione pulsata del segnale: «faro cosmico» Astronomia: Stelle 103

104 The CrabNebula and itspulsar Left: The pulsar is visible at the left Astronomia: of the pair Stelle of stars near the center of the frame 104

105 Astronomia: Stelle Changes in the Inner Crab Nebula 105

106 Astronomia: Stelle Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar 106

107 Astronomia: Stelle Vela Pulsar Jet: New ChandraMovie Features Neutron Star Action 107

108 Buchi neri Una stella a neutroni che non può essere stabilizzata dalla pressione dei neutroni degeneri diventa un buco nero La massa collassa in una singolarità di densità infinita Proprietà: massa, carica elettrica, spin a blackholehasno hair! Astronomia: Stelle 108

109 Buchi neri Astronomia: Stelle 109

110 Buchi neri Classicamente la luce non può uscire dall orizzonte degli eventi, sfera di raggio Raggio di Schwarzschild Tutta la massa è all interno dell orizzonte Astronomia: Stelle 110

111 Buchi neri I buchi neri non sono solo lo stadio finale di una stella massiccia Classificazione dei buchi neri: Stellar-mass blackhole: generato dal collasso di una stella Intermediate-mass blackhole(imbh): potrebbe essere formato in ISM particolarmente densi, o come fusione di stelle massicce che collassano, o ancora come inglobamento di una stella in un buco nero stellare Astronomia: Stelle 111

112 Buchi neri Supermassiveblackhole(SMBH): tipicamente nel nucleo di una galassia, potrebbe essere formato dalla collisione di galassie o dall estensione di un IMBH Primoridalblackhole: creato dal Big Bang, si pensa che Astronomia: Stelle 112

113 Buchi neri Come si osservano i buchi neri (BH)? Grazie ai dischi di accrescimentodi gas attorno a BH che si trovano in sistemi binari Nel sistema binario il trasferimento di massa verso il BH rilascia una grande quantitàdi energia,questo si manifesta con l emissione di radiazione X (quando il gas cade nel buco nero la sua energia gravitazionale è convertita in parte in radiazione) La luminosità raggiunge le migliaia di Astronomia: Stelle 113

115 A stellar black hole Astronomia: Stelle 115

116 Hidden Black Holes Revealed in GOODS Field Astronomia: Stelle 116

117 Sagittarius A* Black hole Astronomia: Stelle 117

118 Black holeatthe center of the MilkyWay Astronomia: Stelle 118

119 Buchi neri Dal punto di vista quantistico: radiazione di Hawking Produzione di coppie elettrone-positrone In prossimitàdell orizzonte una delle particelle può caderenel BH, per un osservatore lontano la particella non riassorbita appare come emessa dal BH Astronomia: Stelle 119

123 Stelle a neutroni e buchi neri Multiple choice(stellar Ends) Astronomia: Stelle 123

124 Supernove Classificazione delle SN in base agli spettri Tipo I (assenza righe di H) Iaforti righe di Si Ibforti righe di He (senza o poco Si) Ic assenza righe He Tipo II (forti righe di H) Astronomia: Stelle 124

125 Supernove Sottoclassi tipo II in base alle curve di luce (L in funzione del tempo trascorso dall esplosione) Astronomia: Stelle 125

126 Supernove Supernove di tipo Ia: curve di luce molto regolari con relazione chiara picco di luminosità tasso di decrescita L maggiore, decrescita più lenta Nelle SN Iaviene generata la maggior parte del Ferro presente nell Universo! L energia rilasciata dall esplosione porta a grandissime luminosità, fino a Astronomia: Stelle 126

127 Supernove Formazione: Distruzione di una nana bianca in un sistema binario con una gigante rossa senza resti Il trasferimento di massa (H e He) porta la nana bianche oltre il limite di Chandrasekhar Dopo inizia la fusione del carbonio nel nucleo che si riscalda (fino alla generazione di Fe) ma non si espande essendo materia degenere Tolta la degenerazione forte espansione con onda d urto che porta all esplosione Astronomia: Stelle 127

128 Supernove Astronomia: Stelle 128

129 SN 2006X, before and after the Type Ia Supernova explosion (artist's impression) Astronomia: Stelle 129

130 The remnant of the supernova SN 1006 seen at many different wavelengths radio (red), X-ray (blue) and visible light (yellow). Astronomia: Stelle 130

131 Kepler's Supernova Remnant SN 1604 Astronomia: Stelle 131

132 HUBBLE 15 YEARS OF DISCOVERY CHAPTER 4 Astronomia: Stelle 132

133 Stelle binarie Sistemi multipli composti da più stelle in reciproca interazione gravitazionale (almeno la metà delle stelle fa parte di un sistema multiplo) Stelle binarie due tipi semplici: Binarie visuali: osservazione diretta Binarie spettroscopiche: cambiamenti periodici nelle righe spettrali per effetto Doppler (il periodo dello spostamento coincide con quello orbitale) Astronomia: Stelle 133

134 Stelle binarie Astronomia: Stelle 134

135 An artist's impression of Sirius A and B Astronomia: Stelle 135

136 Ammassi stellari Un ammasso stellare(cluster stellare) è un gruppo di stelle molto denso Generalmente queste stelle sono nate tutte più o meno assieme e che hanno la stessa età e composizione chimica Due tipi principali di ammasso: ammassi globulari, gruppi sferici molto grandi ed antichi (stelle di popolazione II) gli ammassi aperti, giovani raggruppamenti di forma più eterogenea Astronomia: Stelle 136

137 NGC 2264 and the Christmas Tree cluster Astronomia: Stelle 137

138 A Snapshot of the Jewel Box cluster Astronomia: Stelle 138

139 Trapezium, Orion Nebula Astronomia: Stelle 139

140 A remote outpost of the Milky Way Astronomia: Stelle 140

141 A ten billion year stellar dance Astronomia: Stelle 141

142 Stelle variabili Stella variabile: caratterizzata da una variazione periodica della luminosità Diverse categorie, ad esempio stelle pulsanti: Le variabili Cefeidi Le variabili RR Lyrae (si trovano nell instability strip) Meccanismo Strati esterni instabili Propagazione dell instabilità Pulsazione Astronomia: Stelle 142

143 Stelle variabili Oscillazione (espansione, contrazione) limitata alla sola superficie Variazione in luminosità causata unicamente dalla variazione della superficie esterna e la sua temperatura superficiale Luminosità delle Cefeidiin genere compresa tra, periodo di oscillazione da 1 a 70 giorni RR Lyraecaratterizzate da un periodo molto corto, dell ordine di 1,5 24 ore Astronomia: Stelle 143