Le fasi dell'evoluzione stellare nel diagramma HR

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1 Le fasi dell'evoluzione stellare nel diagramma HR Flavio Fusi Pecci Osservatorio Astronomico INAF Bologna

2 Il diagramma di Hertzsprung - Russell Astronomia galattica Popular Astronomy 1914

3 RIGHE SPETTRALI impronte digitali degli elementi chimici analizzando lo spettro di una stella siamo in grado di identificare quali elementi sono presenti nella sua atmosfera

4 i n t e n s i t à B V B-V per una stella a 8,000 o K B-V per una stella a 6,000 o K B V

5 Il diagramma H-R Si ottiene studiando le stelle di cui è disponibile la parallasse trigonometrica e la temperatura M M = m log p Si misurano: la parallasse (p) la magnitudine apparente (m) la temperatura (T) M Le stelle più brillanti sono fino a 10 miliardi di volte più luminose delle stelle meno brillanti

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7 Relazione fondamentale L = 4πR 2 σt eff 4

8 Ma cosi manca un ingrediente.. il tempo! Cioè l evoluzione Il Diagramma H-R viene usato indifferentemente anche con il nome di. Diagramma Colore Magnitudine (CMD) Grazie alla capacità di costruire Modelli Teorici evolutivi e riportarli nello stesso piano, costruendo le cosidette ISOCRONE, si apre la strada degli. OROLOGI COSMICI = LE STELLE!!

9 TRACCE EVOLUTIVE VS. ISOCRONE La Traccia evolutiva descrive il percorso evolutivo di UNA SINGOLA STELLA di data massa nel piano L Isocrona descrive la posizione nel piano di TUTTE LE STELLE CONSIDERATE in un certo istante, al variare quindi della massa iniziale

10 NOTA BENE Il modo migliore per capire è applicare il confronto osservazioni teoria alla cosidette Popolazioni Stellari Semplici (= insieme di tante stelle con identica composizione chimica e coeve poste tutte alla stessa distanza --- SSP) E importante distinguere (vedi seguito) la cosidetta Sequenza Principale dalle fasi dette anche di Post-Sequenza Principale Per SSP giovani la morfologia nel piano delle tracce e delle isocrone sono molto diverse. Per SSP vecchie (oltre 7-8 Gyr) le due morfologie sono praticamente coincidenti Con molti accorgimenti si ricavano le età!!

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12 NOTA MEGLIO! Se si considerano SSP, allora il numero di stelle che si trovano in un CMD COMPLETO in ogni singolo braccio è direttamente proporzionale al tempo di vita che le stelle spendono in quella fase!! TARATURA e TEST OROLOGI Strumento fondamentale aggiuntivo = le FUNZIONI DI LUMINOSITA +. il Diagramma di HESS..

13 Trasformazioni Piano Teorico -- Piano Osservativo Sistema filtri ottimale Calibrazione assoluta Stelle Standard Estinzione atmosferica Stima vapor acqueo Campionamento immagini Curva risposta strumentale etc.

14 Major contributors to FUV NUV

15 SEQUENZA PRINCIPALE RAMO DELLE GIGANTI BRACCIO ORIZZONTALE NGC 6388 Ultra-Violetto Ottico Infra-Rosso Ideal to study HOT sequences: HB stars BSS stars Ideal to study the TO region Ideal to study COOL sequences: AGB stars RGB stars

16 Trasformazioni Piano Teorico -- Piano Osservativo Sistema filtri ottimale Calibrazione assoluta Stelle Standard Estinzione atmosferica Stima vapor acqueo Campionamento immagini Curva risposta strumentale etc.

17 Trasformazioni Piano Teorico -- Piano Osservativo Assorbimento Arrossamento Modulo distanza Correzioni Bolometriche f(y,z) Magnitudine Assoluta Bolometrica Sole Etc.

18 Carta di Identità del SOLE Distanza = x cm = 149,5 milioni di chilometri Luminosità = 3.82 x erg/sec = Massa = 1.99 x grammi Temperatura effettiva = 5770 K, Temperatura centrale = 10 7 K Raggio = 7 x cm Gravità superficiale = 28 x gravità terrestre Velocità di fuga = 6.17 x 10 7 cm/sec Densità media = 1.41 grammi/cm 3, Densità centrale = 100 grammi/cm 3 Età = 4.5 x 10 9 anni Frazione percentuale in massa: H=74% + He=24% + ALTRO=2% Distanza dal Centro della Galassia (Via Lattea) = anni luce

19 Ingredienti base per i modelli Massa Iniziale Abbondanza Idrogeno Abbondanza Elio Abbondanza altri elementi Rapporti relativi fra le abbondanze Reazioni nucleari Opacità Trasporto energia e mescolamenti Perdita di massa Rotazioni Campi magnetici Interazioni dinamiche Etc. etc.

20 INVILUPPO Trasporto di energia in superficie NUCLEO Produzione di energia

21 Nocciolo R L energia viene prodotta La fusione nucleare trasforma kg di idrogeno in elio al secondo Produzione e trasporto dell energia nel Sole Zona Radiativa R L energia viene trasportata per irraggiamento Sebbene i fotoni prodotti viaggino alla velocità della luce, vengono deviati così tante volte dal denso materiale che impiegano circa anni per raggiungere la superficie Zona Convettiva R L energia viene trasportata per convezione in superficie, come in una pentola d acqua che bolle

22 Quello che conosciamo sull interno del Sole proviene da Gravità / Massa Campi magnetici Neutrini Eliosismologia: le vibrazioni del Sole

23 Sistema 7 equazioni in 7 incognite + condizioni al contorno 1. Equilibrio idrostatico 2. Continuità della Massa 3. Equazione di stato del gas 4. Equilibrio termodinamico 5. Equlibrio radiativo / convettivo 6. Opacità del gas 7. Produzione di energia

24 1 dp(r) dr GM(r) r 2 (r) Eq IDROSTATICO 2 dm(r) dr 4pr 2 (r) CONTINUITA DELLA MASSA

25 3 P at 4 3 k T i H k T e H k Eq DI STATO k 2 4 3

26 EQUILIBRIO TERMODINAMICO 4 dl(r) dr 4pr 2 (r)

27 Energia termica = 5 x erg Fonti di energia Energia gravitazionale = 5 x erg Tempo di vita Energia totale Consumo al secondo sec 10 8 anni Energia nucleare = x M x c 2 ~ erg Tempo di vita Energia totale Consumo al secondo , sec anni

28 PRODUZIONE ENERGIA 7 (x,,t) pp 1 X 2 T 6 CN 2 XX CN T Y 3 T 8 EQUILIBRIO TERMODINAMICO dl(r) dr 4pr 2 (r)

29 5 Eq. GRADIENTE RADIATIVO dt 3x L(r) dr rad 4pr 2 4acT 3 + Criterio di Schwarzschild

30 OPACITA` LEGGI DI KRAMERS 6 x x(,t) x BF Z(1 X) T 3.5 x FF (X Y)(1 X) T 3.5 x E 0.2(1 X)

31 Energia nucleare 4 x 1 H 4 He + neutrini + energia 4 X della massa di Idrogeno è trasformata in energia

32 Potenza emessa dal Sole Watt = Watt

33 Reazioni nucleari FISSIONE di elementi pesanti 36 Kr 4 H FUSIONE di elementi leggeri He n 92 U Ba Quale processo avviene nel Sole?

34 H 1 H 1 H 2 p + n + e + + n H 1 He 3 He 3 He H 1 H 1 4 H 1 He 4

35 He 4 C 12 H 1 H 1 N 15 N 13 p + n + e + + n O 15 C 13 H 1 N 14 H 1 4 H 1 He 4

36 2 x ( + ) H H He 4 REAZIONE 1 10 milioni di gradi + REAZIONE milioni di gradi 3 He 4 C 12

37 + + Ne REAZIONE milioni di gradi C 12 C 12 He 4 + O 16 O 16 + Ne 20 Ne 20 + Mg 24 Fe 56

38 Reazioni nucleari Endotermiche Avvengono con apporto energetico dall esterno Esotermiche Liberano energia all esterno E E Fusione per A < 56 Fissione per A > 56

39 Fe Si Ne + Mg C + O He H FOTO-DISINTEGRAZIONE Fe 56 + He n He 4 + 2p + 2n T o K e - + p + n + n processo URCA n Si Ne + Mg

40 Durante l esplosione di una supernova vengono prodotti numerosi NEUTRONI Fe He n + + e - + n Z n Z+1 n p + + e - + n formazione degli elementi più pesanti del FERRO

41 Il successo più importante La teoria spiega l abbondanze degli elementi. Attorno al primo secondo di vita, l'universo era composto da protoni, neutroni, elettroni, fotoni, e neutrini. Poi una serie di reazioni nucleari portò alla formazione di nuclei di elio e di altri elementi leggeri.

42 Le abbondanze degli elementi Le abbondanze previste dalla teoria sono in buon accordo con le osservazioni L'elemento più abbondante nell'universo è l'idrogeno (75%), seguito dall'elio (24%), mentre gli elementi più pesanti rappresentano soltanto una frazione trascurabile del totale.

43 luminosità nebulosa planetaria gigante rossa subgigante nana bianca nana gialla Il percorso evolutivo del Sole temperatura

44 M 57 Elio Ossigeno Azoto Distanza ~2300 a.l. Diametro ~2,0 a.l. Dimensioni apparenti ~1,2

45 Vita delle stelle Il progressivo susseguirsi di reazioni nucleari scandisce LA VITA DELLE STELLE La modalita` e la durata di vita (e di morte) di una stella dipendono dalla sua riserva di carburante (massa)

46 Stelle di piccola massa consumano poco Vita delle stelle vivono a lungo (miliardi di anni) muoiono come nane bianche Stelle di grande massa consumano molto vivono poco (milioni di anni) muoiono come stelle di neutroni o buchi neri, dopo una violenta esplosione (supernova)

47 Una lunghissima giovinezza Giovinezza fusione di H nel nucleo stellare Stelle di piccola massa 9 miliardi di anni (1 M Sole ) 300 milioni di anni (3 M Sole ) poco luminose rosse ( fredde ) Stelle di grande massa 22 milioni di anni (9 M Sole ) 2 milioni di anni (25 M Sole ) molto luminose blu ( calde )

48 LUMINOSITA` Giovinezza TEMPERATURA SUPERFICIALE (COLORE) BLU calde ROSSE fredde

49 giovinezza temperatura superficiale (colore) Giovinezza luminosita` 9 M Sole (22 milioni di anni) 3 M Sole (300 milioni di anni) 1 M Sole (9 miliardi di anni) erg/sec 6000 K

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51 rapido invecchiamento Invecchiamento da esaurimento dell H nel nucleo stellare, in poi... (reazioni nucleari successive) variazioni importanti di luminosita` e temperatura (a seconda della massa stellare)

52 Stelle di piccola massa: rapido invecchiamento L Invecchiamento ( piccola massa 0.3 M Sole < M < 8 M Sole 1000 L Sole gigante rossa reazioni nucleari fino alla produzione di carbonio e ossigeno 1 miliardo di anni (1 M Sole )... giovinezza: 9 miliardi di anni! erg/sec = 1 L Sole T 6000 K

53 Tra 4.5 miliardi d anni il Sole diventera` una gigante rossa Invecchiamento ( piccola massa lambira` (... e brucera`) la Terra!

54 Destino finale Stelle di piccola massa: 0.3 M Sole < M < 8 M Sole Destino finale ( piccola massa forti venti stellari nebulosa planetaria nana bianca

55 dimensioni a confronto Destino finale ( piccola massa nebulose planetarie

56 rapido invecchiamento Invecchiamento ( grande massa Stelle di grande massa: M > 8 M Sole L super-gigante rossa reazioni nucleari fino alla produzione di ferro T 4 milioni di anni (9 M Sole )... giovinezza: 22 milioni di anni!

57 Destino finale Stelle di grande massa: Invecchiamento ( grande massa M > 8 M Sole esplosione violentissima! L SUPERNOVA T E = erg 20 miliardi di miliardi di miliardi di bombe atomiche!! visibile anche di giorno!!

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59 SUPERNOVA Destino finale ( grande massa Keplero Granchio 1604, Costellazione di Ofiuco 1054, Costellazione del Toro

60 SN 1994D in NGC4526

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62 Destino finale Stelle di grande massa: Destino finale ( grande massa M > 8 M Sole... ma l esplosione di supernova distrugge tutto?! NO: l esplosione spazza via l inviluppo, ma al centro rimane un oggetto stellare estremamente compatto stella di neutroni buco nero se M < 25 M Sole se M > 25 M Sole

63 STELLA DI NEUTRONI Destino finale ( grande massa cio` che rimane dopo l esplosione di una supernova con massa tra 8 e 25 M Sole materia costituita solo da neutroni estremamente compatta: densita` = 100 mila miliardi di g/cm 3 massa = 1 M Sole raggio = 10 km densita` tutto acqua: il Sole 1 g/cm contenuto 3 densita` nucleo in una solare: sfera di 100 g/cm 3 appena 10 km di raggio! (raggio solare = 700 mila km)

64 STELLA DI NEUTRONI Destino finale ( grande massa cio` che rimane dopo l esplosione di una supernova di massa tra 8 e 25 M Sole materia costituita solo da neutroni (no p +, no e ) estremamente compatta fortissimo campo magnetico (~ 1 milione di milioni di Gauss) rapidissima rotazione (~1 rotazione ogni decimo di secondo) motivi per cui riusciamo ad osservarla Campo magnetico terrestre (aurore boreali): 0.5 Gauss

65 La pulsar della Crab Nebula = Nebulosa del Granchio

66 STELLA DI NEUTRONI Destino finale ( grande massa Non emette radiazione visibile ( luce ), ma impulsi di onde radio (effetto faro) radiotelescopi

67 BUCO NERO Destino finale ( grande massa cio` che rimane dopo l esplosione di una supernova di massa > 25 M Sole oggetto ancora piu` compatto: massa = 1 M Sole raggio = 3 km tutto il Sole contenuto in una sfera di appena 3 km di raggio! (raggio solare = 700 mila km)... talmente compatto che nemmeno la luce puo fuggire!

68 NASA BUCO NERO Destino finale ( grande massa Velocita` di fuga = velocita` necessaria per sfuggire all attrazione gravitazionale di un corpo V 11 km/s (V 40mila km/h) V luce = km/s buco nero nemmeno la luce riesce a sfuggire!