Concetti preliminari CARATTERISTICHE FISICHE DELLE STELLE 1. La luminosità a. apparente b. assoluta La luminosità apparente è quella che percepiamo noi, quella assoluta è la luminosità che la stella avrebbe se fosse posta ad una distanza di 10 parsec. PARSEC = distanza dalla quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell orbita terrestre sotto l angolo di 1 di grado. In base alla luminosità assoluta classifichiamo: Stelle nane Sole Stelle giganti Vega, Antares 2. Il colore e la temperatura La luce visibile è una parte dello spettro elettromagnetico che mette insieme tutte le onde elettromagnetiche classificandole in base all energia trasportata, alla lunghezza d onda e alla frequenza. Il colore di una stella dipende dalla sua temperatura superficiale (si veda la legge di Wien) Le onde in generale sono trasmissioni di energia, le onde meccaniche necessitano di un mezzo di trasporto, quelle elettromagnetiche, al contrario, si propagano anche nel vuoto. LUNGHEZZA D ONDA => Y = distanza tra due creste FREQUENZA = > m = numero creste/ tempo L energia trasportata dall onda è direttamente proporzionale alla frequenza e inversamente proporzionale alla lunghezza d onda. E= hc = hm/ Y (LauraCondorelli 2015) Pagina 1
Legge di Wien Riguarda l emissione del corpo nero (ogni corpo, se riscaldato, è in grado di emettere radiazioni). Il numero massimo di radiazione emmesse è chiamato lambda max. Se la temperatura aumenta la relazione della d onda diminuisce. T= 3x 10 7 / λ max lunghezza Spettro elettromagnetico E l insieme delle radiazioni elettromagnetiche, suddivise per lunghezza d onda λ, energia e freqenza ------------------ λ aumenta -------------------- μ aumenta ------------------------- E aumenta γ = Raggi gamma. Onde con più energia in assoluto. Sono molto penetranti e causano mutazioni a livello del DNA x= Raggi x, sono quelle delle radiografie, penetrano nei tessuti molli e cedono energia alle nostre cellule uv= Raggi ultra violetti, si fermano a livello del derma, dove causano un aumento della velocità di produzione di melanina, ma possono anche causare il melanoma l vis= luce visibile. Bianco-azzurro, verde, giallo, rosso (da quelle con minor lunghezza d onda a quelle con maggior lunghezza d onda) ir = infrarossi, riscaldano l ambiente, aumentando l energia cinetica delle particelle mo= micro onde. Sono onde radio a bassa lunghezza d onda Onde radio oc= onde corte. om= onde medie. ol= onde lunghe (LauraCondorelli 2015) Pagina 2
Le unità di misura in astromia 1.Unità astronomica Questa unità è valida per stelle e pianeti più vicini a noi. Corrisponde alla distanza media Terra- Sole 149600000 Km (149,6 x 10 6 km) 2.Anno luce Distanza percorsa dalla luce in un anno. La luce si muove a 300000 Km/s per 60 s/min per 60 min/h per 24 h/dì per 365 dì/anno = 9460000000000 circa (9. 460 x 10 9 km ) 3.Parsec Distanza alla quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell orbita terrestre sotto l angolo di 1 di grado. 1 parsec corrisponde a 3,26 anni luce (30.900 x 10 9 km). (LauraCondorelli 2015) Pagina 3
DIAGRAMMA HR Herztsprung e Russell sono due scienziati che hanno classificato le stelle in base: luminosità assoluta temperatura superficiale (colore) il diagramma è in funzione della temperatura superficiale (decrescente), da cui come si è già visto, dipende anche il colore e della magnitudine assoluta, ovvero la luminosità assoluta. In ascissa si trova anche la classe spettrale, ovvero gli elementi presenti su di essa. H-R si sono accorti che la maggior parte delle stelle non è distribuita a caso, ma esse si allineano lungo una sequenza principale, entro la quale stelle molto luminose sono anche le più calde e viceversa. Diversamente le giganti rosse sono fredde in superficie, ma molto luminose, le nane bianche, pur essendo caldissime, sono poco luminose molto luminose luminosità assoluta poco luminose Sequenza principale = linea di età 0. Le stelle si distribuisco su di essa (LauraCondorelli 2015) Pagina 4
EVOLUZIONE DELLE STELLE Andromeda Stella di neutroni PREREQUISITI La forza gravitazionale Date 2 particelle di massa rispettivamente M1 e M2 poste a una distanza r, si manifesta una forza di attrazione diretta verso il centro (baricentro). Essa è direttamente proporzionale al prodotto delle due masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza: In un ammasso vi sono concentrate più particelle. Se aumenta la massa la forza di gravità aumenta ancora di più perché è proporzionale al prodotto. Se si riduce la distanza aumenta la forza gravitazionale in proporzione quadratica. (LauraCondorelli 2015) Pagina 5
In un ammasso vi sono concentrate più particelle Una stella si forma per collasso gravitazionale (le particelle si dirigono verso il centro per effetto della forza di gravità). Quando le particelle, per effetto della forza di gravità cadono l una sull altra, scontrandosi, si libera calore per energia cinetica di caduta (l energia si trasforma quindi in calore). Si forma così una protostella: emette luce rossa liberando l energia cinetica di caduta, ma ancora non produce calore con reazioni nucleari. Affinché essa si trasformi in stella, la temperatura del suo nucleo deve raggiungere 10.000.000 (temperatura di fusione dell idrogeno,usato come combustibile per produrre energia). PROTOSTELLE E' grande e rossa, ma non è ancora stella perchè la temperatura del nucleo deve raggiungere 10 milioni di gradi, necessari per fondere l'idrogeno. Solo successivamente, quando la stella raggiunge la temperatura d innesco della reazione di fusione dell idrogeno, essa si accende, entra nella sequenza principale e produce calore. (LauraCondorelli 2015) Pagina 6
EVOLUZIONE SUCCESSIVA, STELLA DELLA SEQUENZA PRINCIPALE LA MASSA DELLE STELLE La velocità di fusione e così il calore prodotto, così come la temperatura superficiale e il colore, dipenderanno dalla massa iniziale della stella. Maggiore la massa iniziale, maggiore la velocità di fusione dell idrogeno e la temperatura superficiale (stella gigante azzurra) M= 0,5 MASSE SOLARI: Stelle con massa pari a 0,5 masse solari diventano nane rosse M= 20 MASSE SOLARI: Stelle con massa pari a 20 masse solari diventano giganti azzurre VETTORI (più piccoli sono i vettori, meno intensa è la forza, verso l interno è mostrata la forza di gravità, verso l esterno è invece la pressione dei gas prodotta dal calore) il disegno indica come, in seguito ad una maggiore massa iniziale e conseguente maggiore attrazione gravitazionale, la stella debba opporre anche una maggiore pressione dei gas, e quindi bruciare idrogeno più velocemente LA MASSA E IL CALORE Se una stella ha massa grande produce più calore rispetto ad una stella di massa piccola. Infatti essa deve controbilanciare la forza di gravità. Quindi questa stella sarà più calda rispetto ad una più piccola e vivrà di meno Una stella di massa piccola produce meno calore rispetto ad una stella più grande, poiché,al contrario,deve controbilanciare una forza di gravità minore. Resterà pertanto più a lungo nella sequenza principale. (LauraCondorelli 2015) Pagina 7
LA STELLA COLLASSA Ad un certo punto la stella ha un nucleo costituito da He, e un involucro del nucleo costituito da H. Non possono più avvenire reazioni nucleari. La stella resta soggetta alla sola forza di gravità e collassa, la materia cade verso il centro, di nuovo l energia cinetica di caduta produce calore e si raggiunge così nel nucleo la temperatura di fusione dell elemento successivo, l elio, che necessita di una maggiore temperatura. He fonde trasformandosi in Li e Be. Ogni reazione di fusione successiva fonde a temperatura maggiore. A questo punto la stella produce molto più calore di prima e gli strati esterni si espandono, diventa cioè una gigante rossa. GIGANTI ROSSE E STELLE PULSANTI ROSSE Quando aumenta la pressione dei gas la stella si espande. Nel nucleo la temperatura è più elevata di una stella della sequenza principale. La stella esce dalla sequenza principale e si porta nel gruppo delle giganti rosse, molto luminose perché giganti, ma fredde in superficie, perché espanse L evoluzione successiva dipende dalla massa: Se la stella ha massa grande si possono formare stelle a gusci concentrici, sempre più densi verso il nucleo, perché ogni volta che la stella collassa permette al nucleo di raggiungere la temperatura d innesco della reazione successiva. (LauraCondorelli 2015) Pagina 8
Ogni volta la stella passa da una contrazione (collasso), ad una successiva espansione e sembra pulsare la stella collassa e innesca la reazione di fusione successiva: nel nucleo C, N e nel primo involucro Li, Be nel secondo involucro He Quando anche i combustibili terminano, la stella collassa, si innesca la reazione successiva: nel nucleo O, F nel primo involucro C, N nel secondo Li, Be e nel terzo He La stella è formata da strati concentrici sempre più pesanti dalla periferia al nucleo. Con le altre fasi vengono prodotti tutti gli elementi della tavola periodica fino al FERRO (n atomico 26) SOLO NELLE STELLE CON MASSA GRANDE Se la stella è di massa piccola nel nucleo ci sarà Li, Be e nell involucro He. Il Sole diventerà una gigante rossa tra 4,6 miliardi di anni, ingloberà Mercurio e Venere (perche sono i pianeti più vicini) Le stelle che passano per varie fasi di pulsazione si chiamano STELLE PULSANTI ROSSE CADAVERI STELLARI Si formano dopo lo stadio delle giganti rosse quando la stella non riesce piu a raggiungere la temperatura d innesco della reazione successiva Sono oggetti collassati. Ci sono tre tipi a seconda della massa iniziale della stella: Se la massa e inferiore a 3,5 masse solari il collasso si ferma allo stadio di NANA BIANCA. Se la massa e superiore a 3,5 masse solari la Stella esplode (esplosione super nova, la più famosa è la nebulosa del granchio, esplosa nel 1054). Quello che resta dopo l esplosione di supernova puo essere: STELLA DI NEUTRONI (LauraCondorelli 2015) Pagina 9
STELLA DI NEUTRONI BUCO NERO Nana bianca Nella nana bianca lo stato della materia si chiama: STATO DEGENERATO La forza gravitazionale viene controbilanciata da una pressione esercitata dagli elettroni: PRESSIONE DI DEGENERAZIONE, gli atomi vengono schiacciati ma gli elettroni con la stessa carica oppongono resistenza, respingendosi l un l altro Quando la nana bianca si raffredda diventa nana nera. BUCO NERO Stelle di neutroni Se la massa è maggiore anche la forza di gravità è maggiore, di conseguenza gli elettroni non riescono a resistere e cadono sul nucleo e, venendo attratti dai protoni, si uniscono ad essi formando una particella con carica 0 e massa 1 cioè un neutrone. Si forma una stella di neutroni La forza forza di gravità sarà controbilanciata dalla pressione dei neutroni stessi. La stella di neutroni, come ogni oggetto collassato, ruota su se stessa con una frequenza di 30 rotazioni al secondo, per conservare il momento angolare che aveva all epoca del collasso, così come fa una pattinatrice sul ghiaccio che, richiudendo a sé le braccia, ruota più rapidamente (LauraCondorelli 2015) Pagina 10
Scoperta delle Stelle di Neutroni Un oggetto che si contrae ruota sempre più velocemente perché conserva la sua quantità di moto. Più la stella si comprime, più la velocità aumenta. Si chiama velocità di fuga, la velocità minima che serve per allontanarsi da un corpo che esercita attrazione gravitazionale, nel disegno si osserva che man mano che procede il collasso, il vettore che rappresenta la velocità di fuga aumenta Le stelle di neutroni hanno una velocità di fuga pari a 200.000 km/s cioè 2/3 della velocità della luce. Avviene uno stiramento dell onda per effetti gravitazionali; I Raggi gamma (γ) diventano onde radio. Per questo la luce perde energia e non è più osservabile. Un oggetto in contrazione aumenta progressivamente la velocità di fuga Il disegno indica un ipotetico passaggio da stella di neutroni a buco nero PULSAR (pulsating star) Scoperte nel 1967 dalla studentessa Jocelyn Bell. Frequentava la sezione di Fisica all Università di Cambridge; è qui che, insieme al suo professore Antony Hewish, scoprì le prime PULSAR. All inizio questo fenomeno era chiamato LGM = Little Green Men. Fu chiamato cosi poiché si pensava fosse un segnale degli alieni. La scoperta delle stelle di neutroni è legata al fatto che esse possiedono, oltre all ASSE di ROTAZIONE, anche un ASSE MAGNETICO. Dall asse magnetico vengono emesse pulsazioni radio con frequenze elevatissime, spiegate con meccanismo di sincrotrone. Si suppone che negli strati esterni della stella vi siano ancora elettroni liberi, capaci di evadere solo dai poli magnetici e subendone un accelerazione. Le onde radio vengono emesse dai POLI MAGNETICI. L asse magnetico passa dalla nostra visuale (linea che congiunge l osservatore, cioè noi, alla stella) ogni 33millisecondi e noi percepiamo una pulsazione a rotazione. (LauraCondorelli 2015) Pagina 11
MECCANISMO DI SINCROTONE: Acceleratore di particelle, ha un forma circolare. Intorno vi sono gli elettroni, i quali vengono accelerati dai campi magnetici, da cui ricavano energia che infine emettono come onde radio (LauraCondorelli 2015) Pagina 12
Buchi Neri Vengono anche chiamati SINGOLARITA, poiché le leggi della fisica non valgono. Quando la velocità di fuga dell oggetto che si sta contraendo diventa uguale a C (velocità della luce) si parla di BUCO NERO. Il buco nero è un oggetto dal volume pari a zero, dal quale non esce nemmeno la luce e di conseguenza non può uscire nulla. Si forma quando la forza di gravità, che dipende dalla massa iniziale, riesce a rompere pure i neutroni. A quel punto secondo la teoria della relatività, nulla è in grado di opporsi alla forza gravitazionale e il collasso procede fino all infinito, cioè al volume di un punto (pari a 0). In realtà per un oggetto di massa M, si considera che diventi un buco nero quando il raggio è pari a 2GM/C 2. Il raggio del buco nero si chiama raggio di Schwarzschild. Il perimetro del buco nero si chiama Orizzonte degli eventi La materia che cade nel buco nero è accelerata perché la forza di gravità è molto intensa, quindi si scalda emanando raggi x. Si suppone che le sorgenti di raggi x siano buchi neri. Il primo buco nero scoperto è una sorgente di raggi X nella costellazione del Cigno ( Cygnus X-1 ) Credits: Giulia Barberio, Michaela Costisanu, classe 1E, Alice Florenzano, classe 1I liceo Besta Milano (A.S. 2014-15) (LauraCondorelli 2015) Pagina 13