Richiami di Astrofisica Stellare. Lezione 3

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1 Richiami di Astrofisica Stellare Lezione 3

2 Evoluzione dopo la seq. principale Le stelle passano gran parte della loro vita nella sequenza principale. P.e. l 80% per il Sole. La sequenza principale è la parte del diagramma H-R più densamente popolata. Dopo che il bruciamento dell H nel nucleo cessa, le stelle si allontanano dalla sequenza principale e diventano giganti. La massa iniziale determina: la forma precisa della traccia evolutiva post-sequenza principale; il destino finale della stella. supergiganti L evoluzione dopo la sequenza principale è guidata dalla fusione di elementi sempre più pesanti. giganti 2

3 Evoluzione post-sequenza M < 0.6 M τms > età dell universo 3

4 Evol. post-sequenza 0.6 < M < 2 M 1. H nel core si esaurisce collasso del core ed espansione strati esterni comincia bruciamento H negli strati esterni: fase di gigante rossa. 2. Continua contrazione core ed aumento T. Core degenere (P non dipende da T). Tutte le stelle con M < 2M hanno tracce vicine Red Giant Branch (RGB) 3. Innesco esplosivo bruciamento He nel core (Helium flash), rimozione degenerazione in ~100 s. All He flash tutte le stelle hanno stessa massa core stessa L tip del giant branch ha L ben definita (indicatore distanza). 4

5 Evol. post-sequenza 0.6 < M < 2 M 4. He nel core si esaurisce, brucia in strato Asymptotic Giant Branch (RGB). Fase di AGB caratterizzata da venti stellari molto forti con grandi perdite di massa. 5. La stella lascia il ramo AGB, continua a perdere molta massa e dà vita alla fase di nebulosa planetaria (PN). 6. Alla fine resta il core degenere completamente esposto e la stella diviene una nana bianca (White Dwarf): M~0.6 M, sostenuta dalla pressione di degenerazione degli elettroni. 5

6 Evol. post-sequenza 0.6 < M < 2 M PN AGB RGB 6

7 Evol. post-sequenza 2 < M < 6-8 M 1. Come prima fino accensione He. 2. Il core di He non è degenere no He-flash 3. Stelle diventano più calde e popolano l Horizontal Branch (HB). Con HB attraversano fascia di instabilità ( variabili Cefeidi con relazione P-L indicatori di distanza). 4. Si esaurisce core He fase AGB. 5. Fenomeni di dredge-up (rimescolamento materiale nucleare arricchito con strati esterni). Si portano in superficie elementi pesanti come C ed elementi più pesanti formati da processi S (cattura lenta di neutroni). Venti AGN inquinano il mezzo interstellare (stelle AGN sorgenti di C e N). 6. Venti AGB fase di PN Nana Bianca con M < 1.4 M. 7

8 Evoluzione post-sequenza M > 8 M Stelle M > 8M arrivano a bruciare gli elementi più pesanti di He fino ad esplodere come Super Novae (SN). Per M > 40M? Non si conosce ancora l importanza dei venti stellari: grossa M grossa L forte pressione di radiazione forti venti. Stelle così massicce perdono massa così rapidamente che non diventano supergiganti ma lasciano il nucleo nudo quando ancora avvengono reazioni nucleari stella blu e molto calda (Wolf-Rayet). WR hanno vita < 10 Myr indicatori di formazione stellare recente. Sono caratterizzate da forti righe di emissione dal vento (He, C, N). 8

9 Evoluzione post-sequenza M > 8 M Fine del bruciamento di He nel core bruciamento di metalli pesanti in rapida successione + bruciamento negli strati esterni. Si arriva a core composto principalmente di 56 Fe collasso del core e degenerazione caduta libera degli strati esterni e rimbalzo sul core esplosione di una supernova (Tipo II - con H). Il core diventa stella di neutroni o buco nero, gas espulso è ricco di O, Mg ed altri elementi pesanti. Stella con 8<M<10 M : il core collassa prima di arrivare a 56 Fe. Wolf-Rayet supernova Ic (senza H). 9

10 Evoluzione di un sistema binario Evoluzione è diversa a causa delle perdite di massa Esempio: stella di 5 M (B) con compagna di 1 M (A). B evolve più rapidamente di A (è più massiccia). B diventa una gigante rossa, riempiendo il suo Lobo di Roche. A riceve massa da B. A si accresce a spese di B che diventa sempre meno massiccia. La stella A diventa una gigante e perde ora massa verso B che ormai è diventata una nana bianca. La stella A è diventata un stella massiccia di sequenza principale con una compagna gigante di piccola massa più evoluta (vecchia), un apparente contraddizione! 10

11 Le Novae "Nova" = stella nuova Nova Cygni 1975 Dopo la diminuzione di L Le Novae (stelle nuove) sono brevi flash di alta luminosità da stelle apparentemente deboli. Si spiegano con l accrescimento su nane bianche (WD) in sistemi binari: 1. l accrescimento di massa dal compagno crea uno strato di H sulla superficie della WD; 2. il nuovo gas H diviene degenere; 3. ad un certo punto la temperatura e la densità sono sufficientemente alte da innescare la fusione di H in modo esplosivo (come per il flash dell He); 4. gli strati superficiali della WD sono sparati via. 11

12 Supernove di tipo I e II Esistono vari tipi di supernove (Ia, Ib, Ic, II) classificati in base ai loro spettri. I tipi II, Ib, Ic collasso del nucleo in stelle massicce. Il tipo Ia invece è riconducibile all esplosione di una stella di massa ~solare in sistemi binari costituiti da gigante rossa e nana bianca. La perdita di massa della gigante rossa aumenta la massa della nana bianca e la porta sopra il limite di Chandrasekar (1.4 M ). Si ha il collasso del nucleo e quando la temperatura è sufficientemente alta si innesca il bruciamento esplosivo del C. La stella è completamente distrutta dall esplosione! Supernovae Ia sono candele standard ( < L < L, ma L ricavabile dalla forma della curva di luce). 12

13 Extra Slides

14 Carbonio Ossigeno Ferro Uranio Energia di legame per particella nucleare (10-13 J) Energia di legame nucleare Meno strettamente legato Idrogeno Energia di legame dovuta alla forza nucleare forte. Fusione Litio Elio Azoto Fissione Più strettamente legato Numero di massa 14