Stelle e galassie. Le sorgenti dei raggi cosmici

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1 Stelle e galassie Le sorgenti dei raggi cosmici

2 La massa dei corpi celesti Tappa fondamentale per la misurazione dei corpi celesti è stata la determinazione della massa della Terra, avvenuta alla fine del 700. La stella più piccola sinora conosciuta è Luyten 726-8B, con una massa 25 volte più piccola di quella del Sole. Giove ha una massa mille volte più piccola della massa solare, è un pianeta, eppure irraggia maggiore energia di quanta ne riceva dal Sole.

3 Le classi spettrali delle stelle Verso la fine del 700 ci si accorse che ogni stella ha un proprio colore e presenta un proprio spettro luminoso: le righe nere presenti indicano gli elementi chimici contenuti nelle stelle. Il colore di una stella dipende dalla temperatura della stella: al crescere di T la stella passa dal rosso all azzurro. Ci sono 7 classi spettrali principali: O, B, A, F, G, K e M. La classe O annovera le stelle azzurre e la M quelle rosse.

4 Il diagramma h-r Sull ascissa la classe spettrale o la temperatura decrescente. Sull ordinata la luminosità assoluta. Forma di sette rovesciato: la gamba rappresenta la sequenza principale, il tratto orizzontali il ramo delle giganti rosse. Al di sotto del ramo principale ci sono le nane bianche.

5 Il sole Massa kg Colore giallo Temperatura superficiale di 6000 C Temperatura nel nucleo di ~ 15 milioni di C Classe spettrale G2 Magnitudine assoluta +4,8 Età: ~5 miliardi di anni Composizione chimica: 72% H, 26% He e nel restante 2% sono contenuti tutti gli altri elementi chimici fino all Uranio. Stella di seconda generazione

6 Fasi della vita di un stella Formazione: da nebulosa a protostella. La fase stabile: la stella occupa una ben precisa posizione all interno della sequenza principale. Una fase instabile, diversa a seconda della massa, in cui la stella occupa posizione esterne alla sequenza principale. Una fase finale di stella morta: la stella non emette più alcun tipo di radiazione.

7 La materia all interno di una stella All interno della stella la forza gravitazionale è talmente intensa da rompere le orbite degli elettroni. Gli elettroni sono liberi di muoversi come le molecole di un gas, formando un fluido con volume inferiore a quello precedentemente occupato. Essendo più vicini la loro repulsione e.m. aumenta. All interno del fluido elettronico i nuclei si muovono liberamente, sono più vicini e possono collidere liberamente. Gas nucleare. T e p alta fusione nucleare (d p-p <1fm) La fusione nucleare fornisce l energia necessaria per contrastare la contrazione gravitazionale

8 Catena protone-protone 6 1 H 4 He+2 1 H +2e + +2g +2n p n e + p g p p 2 H 2 H 3 He 3 He 4 He p p p n e + p g

9 Quanto consuma il Sole in un giorno? Il Sole libera energia sotto forma di fotoni e neutrini e energia cinetica delle particelle. Per ogni nucleo formato si liberano 26,7 MeV di energia pari ad una perdita di massa di circa kg. Il Sole irraggia nello spazio 1, J al giorno (la Terra riceve 1000 J/s/m 2 ) pari a una perdita di circa 1, kg. Un fotone impiega 10 milioni di anni per uscire dal Sole Bolt ha un energia cinetica di circa 4000J se lo scomponessimo libererebbe circa J

10 La nucleosintesi stellare Quando l idrogeno nel nucleo scende a valori inferiori al 10%, il nocciolo si contrae e aumenta la temperatura centrale. Tale aumento di T provoca una espansione delle regioni esterne che diventano più fredde. Quando T>100 milioni di C si innesca la fusione dell elio: 3 4 He 12 C il processo di nucleosintesi continua sino al ferro.

11 Le giganti rosse Quando la stella termina l idrogeno nel suo nucleo e inizia a bruciare elio, il nucleo si contrae e la stella si espande diventando una gigante rossa. Il raggio di una gigante rossa varia tra 10 e oltre 1000 volte il raggio del Sole. Quando il Sole diventerà una gigante rossa ingloberà le orbite di Mercurio e Venere. Questo stadio, dalla breve durata, è comune a tutte le stelle e termina con la trasformazione dell elio H in carbonio e ossigeno. La fase successiva dipende He dalla massa della stella.

12 Stelle con massa m<4m s La T del nucleo è insufficiente per la fusione del carbonio. Instabilità: il nucleo si contrae e si riscalda, gli strati esterni vengono espulsi e formano una nebulosa planetaria. Se la massa della stellina residua è minore di 1,5 M s (limite di Chandrasekhar) la contrazione si arresta nana bianca All interno non si hanno reazioni nucleari e lentamente la stella si raffredda diventando una nana nera.

13 Stelle con massa M>20M s Le stelle delle classi spettrali O,B,A e metà della F superano il limite di Chandrasekhar. Terminato l elio si ha la fusione del carbonio negli elementi più pesanti:fe, Ni, Mg, Si, L energia prodotta cresce in modo violento e provoca l esplosione dell intera stella supernova Vengono espulsi circa i nove He decimi della massa della stella Mg,Si Durante l espulsione vengono Fe, Ni prodotti gli elementi più pesanti del ferro sino all uranio. C,O H

14 supernovae Le supernovae appaiono rapidamente nell arco di pochi giorni e scompaiono nell arco di alcuni mesi. La prima supernova è del 1054 (Annali Cinesi) nella Nebulosa del Granchio La seconda, e più famosa, nel 1572 ( De Stella Nova di Tycho Brahe) nella costellazione di Cassiopea. Una delle più recenti è del 1987 nelle Nubi di Magellano.

15 Cosa succede alla stella residua? Se la stella residua ha una massa inferiore a 1,5 M s nana bianca Se la stella ha 1,5 M s <M< 3M s il nucleo collassa, la T aumenta e i fotoni diventano così energetici da disintegrare i nuclei liberando particelle alfa (nuclei di He) e neutroni. Il processo consuma energia e la stella si contrae ulteriormente. La densità è talmente elevata che i protoni e gli elettroni si fondono in neutroni stella ai neutroni

16 Se M > 3 M s il collasso verso il centro del nucleo non si ferma più. La forza di gravità vince e comprime la materia in un punto buco nero

17 Stelle ai neutroni - pulsar Le stelle ai neutroni hanno densità elevatissime pari a g/cm 3. Ruotano velocemente con periodo inferiore ai 4s. Il campo magnetico è elevatissimo. La stella emette elettroni dai poli magnetici, che perdono energia emettendo microonde. Nel tempo il periodo di rotazione rallenta. Prima pulsar osservata nel 1967 da J.Bell.

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19 Buchi neri Non si sa come sia la materia all interno del buco nero. La gravità superficiale è talmente elevata che neppure la luce può uscirne. L orizzonte di un buco nero é la sfera di raggio pari al raggio di Schwarzschild. R s 2GM 2 c 3 km per il Sole Sull orizzonte il tempo si ferma, un ipotetico osservatore vedrebbe scorrere l intera eternità dell Universo.

20 Come si osserva un buco nero? Sistemi binari: a) un stella che ruota attorno al nulla. b) un buco nero che ruota attorno a una stella rubandole massa con emissione di raggi X. Fenomeni di lente gravitazionale

21 quasar Quasi stellar object. Scoperti nei primi anni 60. Sono gli oggetti più lontani, e quindi antichi, che si conoscano (2 miliardi di anni dopo il Big Bang). Emettono un energia un migliaio di volte maggiore di quella emessa da una galassia. Al centro si trova un buco nero di massa pari a 100 milioni di masse solari che inghiotte la materia circostante al ritmo di una massa solare all anno.

22 Nel 1995 il telescopio spaziale Hubble ha scoperto otto quasar privi di galassia. Forse il buco nero centrale si forma prima delle stelle della galassia. Forse il materiale di piccole galassie vicine al buco nero massiccio è precipitato all interno del buco nero attivando il quasar.

23 agn Nuclei di galassie attive. Tutte traggono la loro energia dalla caduta di materia nel buco nero centrale. L energia gravitazionale viene liberata e convertita in radiazione e.m., raggi X e luce in due getti ai lati della galassia.