La Formazione Stellare Lezione 10
Sommario Dove avviene la formazione stellare: le nubi molecolari giganti. Collasso gravitazionale: massa e lunghezza di Jeans. Formazione stellare indotta. Dischi protostellari e venti. Dalla protostella alla sequenza principale. I dischi protoplanetari e l origine del sistema solare. Formazione e crescita dei pianeti. 2
Il ciclo vitale delle stelle Stadio finale: una supergigante vecchia che espelle gli strati esterni della sua atmosfera. Globuli di Bok, nubi dense e ricche di polvere, probabilmente in fase di collasso gravitazionale. Protostelle ancora nella nube in cui sono nate, con possibili dischi protoplanetari. Ammassi di stelle calde giovani; la radiazione ionizzante ed i veloci venti stellari hanno aperto una cavità nel gas che le circonda. Giganteschi filamenti di gas più denso resistono alla foto-evaporazione indotta dalla radiazione UV delle stelle. 3
Le nubi molecolari giganti Globuli di Thackeray in IC 2944, possibili resti di una nube molecolare gigante; questi nuclei densi restano dopo che le stelle O hanno spazzato via il resto della nube. Proprietà delle nubi molecolari giganti (GMC, Giant Molecular Clouds): Diametro ~ 50 pc; Massa > 10 5 M ; Temperatura ~10 K. Osservazioni radio suggeriscono che esistano molti nuclei densi in ciascuna nube: Raggio ~ 0.1 pc Massa ~ 1 M ; Queste condensazioni sono molto fredde e molto poco dense, se paragonate alle stelle. Come possono formare stelle? Grazie al Collasso Gravitazionale 4
GMC nella nostra galassia Mappa dell emissione a 2.6 mm della molecola di CO che mostra le nubi molecolari associate alla nebulosa di Orione, luogo dove è in corso di formazione stellare. Le osservazioni radio mostrano che le GMC sono associate a regioni di formazione stellare. Sono distribuite lungo i bracci a spirale della nostra galassia che è dove avviene la formazione stellare. 5
Form. stellare nei bracci a spirale In altre galassie c è la chiara evidenza che la formazione stellare avviene nelle braccia a spirale. Le braccia a spirale sono tracciate da: regioni HII (fotoionizzate da stelle giovani) bande di polvere (associate alle nubi molecolari giganti). regioni HII Galassia Vortice (NASA/HST) bande di polvere 6
Il Collasso Gravitazionale Per formare una stella, una nube molecolare deve andare incontro ad un collasso gravitazionale. In realtà una singola nube si frammenta prima in tanti nuclei densi, ciascuno dei quali forma una stella. Mentre il nucleo denso collassa, l energia gravitazionale del gas si trasforma in energia termica ed il gas si riscalda. Il gas caldo e compresso al centro del nucleo denso forma una Proto-Stella Alla fine, la pressione e la temperatura al centro della protostella diventano sufficientemente alte da innescare le reazioni di fusione nucleare si è formata la Stella 7
Il Teorema del Viriale Per comprendere il collasso gravitazionale è necessario ricorrere al teorema del viriale. (comportamento dinamico medio di un sistema legato). Teorema del Viriale 2K + U = 0 K = energia cinetica interna U = en. potenziale gravitazionale Consideriamo una massa test (m) in orbita circolare (raggio r) attorno ad una massa più grande M. Energia cinetica K = 1/2mv 2 E. pot. gravitazionale U = - GMm/r Velocità orbitale v 2 = GM/R Per cui l energia cinetica è K = 1/2m(GM/R) = 1/2 U in accordo col teorema del viriale. Se la particella test va in un orbita con r più piccolo r-δr aumento in K è 1/2 della diminuzione in U (U<0). Quindi, 50% dell energia gravitazionale rilasciata va ad aumentare K. In un gas, l aumento in K aumento in energia termica aumento di T. 8
Bilancio energetico Nel caso di una nube molecolare, l energia cinetica interna è immagazzinata nei moti termici delle molecole: alta E cinetica alta pressione del gas. Sono possibili tre casi: 2K> U domina la pressione la nube si espande; 2K< U domina la gravità la nube si contrae; 2K= U la nube è stabile. Peso molecolare medio μ=2 per gas di solo H2 Consideriamo una nube molecolare sferica con densità uniforme (massa MC, raggio RC). Energia Potenziale Gravitazionale U 3 5 GM 2 C R C Energia Cinetica Interna K 3 2 NkT Numero totale di particelle N = M C µ m H Massa atomo H 9
Il criterio di Jeans Per il teorema del viriale la condizione per il collasso è 2K< U 3M C kt µm H < 3 5 GM 2 C R C eliminiamo RC usando la densità ρ0 ( ) 1/3 3MC R C = 4πρ 0 risolviamo per MC ( ) 1/2 ( 3 5kT M C > 4πρ 0 Gµm H Massa di Jeans, MJ ) 3/2 Una nube la cui massa eccede la massa di Jeans MC> MJ andrà incontro a collasso gravitazionale. Possiamo anche trovare il raggio minimo per il quale una nube con densità iniziale ρ0 collasserà Eliminiamo MC usando ρ0 M C = 4 3 πr3 Cρ 0 risolviamo per RC ( 15kT R C > 4πGµm H ρ 0 ) 1/2 Lunghezza di Jeans, RJ 10
Stabilità e collasso Le nubi di HI neutro possono formare stelle? Proprietà: MC ~ 10 M T ~ 100 K nh ~ 5 10 8 m -3 ρ0 ~ nh mh ~ 8.35 10-19 kg m -3 μ = 1 (puro H I) Usando la formula per la massa di Jeans si ottiene MJ ~ 4000 M >> MC Le nubi HI sono stabili e non formano stelle. I nuclei delle nubi molecolari possono formare stelle? Proprietà: MC ~ 1 M T ~ 10 K nh ~ 5 10 12 m -3 ρ0 ~ nh mh ~ 1.67 10-5 kg m -3 μ = 2 (puro H2) Usando la formula per la massa di Jeans si ottiene MJ ~ 1 M ~ MC I nuclei densi delle nubi molecolari giganti hanno massa critica, un piccolo disturbo può causarne il collasso. 11
Formazione stellare indotta La formazione stellare può essere indotta da onde d urto (shock): il passaggio di un onda d urto comprime il gas. Onda d urto che induce formazione stellare. Un onda d urto si avvicina ad una nube di gas interstellare. Onde d urto possono essere prodotte da: Supernovae; risultato di formazione stellare precedente. Fronti di ionizzazione (regioni HII); L onda d urto passa attraverso e comprime la nube. I moti nella nube continuano anche dopo che lo shock è passato. Collisioni tra nubi molecolari giganti Le parti più dense della nube diventano instabili per collasso. Rotazione galattica (passaggio attraverso i bracci a spirale ovvero attraverso un onda d urto). Le parti che si contraggono danno origine alle stelle. 12
L onda d urto di una Supernova Le stelle massicce (M >10 M ) hanno vita breve e la terminano con l esplosione di una supernova: gli strati esterni della stella vengono sparati via ed il gas caldo prodotto dall esplosione si espande producendo una forte onda d urto nello spazio interstellare. Un onda d urto è una perturbazione nel gas che si propaga più veloce della velocità del suono. 13
Fronti di ionizzazione Le stelle O e B producono grosse quantità di radiazione ionizzante. Questa determina una bolla di gas ionizzato nella nube molecolare (regione HII). Il gas ionizzato è caldo (T~10000 K). La regione HII si espande provocando un onda d urto nel gas freddo circostante. 14
Formazione Stellare Auto-Indotta La formazione stellare va avanti in questa direzione Strato di H non ancora ionizzato Ammasso più vecchio Ammasso vecchio Nube molecolare gigante Nube di H ionizzato (regione HII) in espansione Nuove stelle in formazione Onda d urto che si propaga nella nube L espansione di una regione HII attorno ad un ammasso di stelle massicce può indurre nuove generazioni di formazione stellare. 15
Formazione stellare sequenziale Generazioni precedenti di stelle massicce O/B hanno scavato una bolla HII nella nube molecolare gigante. Nuove stelle si formano nei giganteschi filamenti di gas molecolare. I globuli scuri sono fatti evaporare dalle nuove stelle. 16
Le Protostelle I nuclei densi delle nubi molecolari collassano e si riscaldano fino a ~1000 K diventando protostelle. Non sono ancora abbastanza densi e caldi per innescare la fusione 2H He. Sono racchiusi in un involucro di gas molecolare e polvere e sono perciò visibili solo in IR. Ad un certo punto i nuclei diventano così caldi da spazzar via il gas e la polvere che li avvolgono. 17
Non è proprio così semplice... Le nubi molecolari giganti: ruotano; sono avvolte dal campo magnetico galattico. Mentre collassano si devono conservare: momento angolare (~M V R); flusso del campo magnetico (~ B R 2 ). La conservazione di queste quantità provoca: aumento della velocità di rotazione aumento dell intensità del campo magnetico. Questo può arrestare il collasso. Le protostelle devono dissipare momento angolare e flusso di campo magnetico per poter collassare ulteriormente e diventare stelle. 18
I dischi protostellari Disco di accrescimento circumstellare I moti di rotazione del disco avvolgono a elica le linne di campo magnetico. Protostella Linee di campo magnetico permeano il disco. Mentre il disco si contrae, porta con se le linee di campo magnetico. Del materiale in accrescimento è convogliato via lungo le eliche (getti) Problema: come fanno le protostelle a sbarazzarsi del momento angolare e del flusso magnetico in eccesso? Soluzione: formano dischi magnetizzati e venti bipolari. I dischi magnetizzati confinano i venti di gas caldo lungo l asse di rotazione getti di materiale. I getti si portano via il momento angolare in eccesso. 19
I dischi attorno alle stelle giovani Stella nascosta dal disco di gas e polvere. Gas e polvere in accrescimento illuminati dalla stella nascosta. 20
Dischi protostellari e getti I dischi ed i getti sono spesso associati alle stelle T-Tauri. Sono stelle di pre-sequenza di ~1 massa solare. Getto collimato magneticamente - nubi di gas caldo espulse lungo l asse di rotazione del disco. Quando il getto incontra il mezzo interstellare, si formano gli oggetti di Herbig-Haro, nebulose a emissione compatte. Stella di pre-sequenza (T-Tauri) nascosta dietro al disco di polvere. Oggetti di Herbig-Haro 21
Galleria di getti da stelle giovani 22
Dalle protostelle alle stelle Luminosità (L ) Tracce evolutive di pre-sequenza Sequenza principale Fusione dell Idrogeno Temperatura superficiale (K) Inizialmente le protostelle sono soggette ad un collasso in caduta libera. Mentre il nucleo si riscalda, la pressione termica rallenta la contrazione e si ha una stella di pre-sequenza (principale). Quando la temperatura del nucleo e la pressione sono sufficientemente alte, si accende la fusione H He e la nuova stella si posiziona sulla sequenza principale. 23
Ammassi aperti Le nubi molecolari giganti sono grandi abbastanza per formare molte stelle (talvolta in generazioni successive). La formazione stellare si lascia dietro: Ammassi Aperti di ~100 stelle, tenuti insieme dalla gravità; L Ammasso Aperto M7 Associazioni di stelle giovani che si stanno lentamente dissolvendo. 24
Un ammasso giovane Questo ammasso è così giovane che gran parte delle sue stelle fredde di bassa massa non hanno ancora raggiunto la sequenza principale. Luminosità (L ) Sequenza principale Temperatura superficiale (K) (a) L ammasso NGC 2264. (b) Il diagramma H-R di NGC 2264. Le stelle di piccola massa devono ancora raggiungere la sequenza principale. Età probabile ~2 10 6 y. 25
Un ammasso vecchio Questo ammasso è abbastanza vecchio che tutte le sue stelle fredde di bassa massa sono sulla sequenza principale: la fusione dell Idrogeno si è accesa nei loro nuclei. Luminosità (L ) Sequenza principale (a) L ammasso delle Pleiadi. Le stelle di piccola massa sono sulla sequenza principale mentre le stelle di grande massa la hanno già abbandonata. Età probabile ~5 10 7 y. Temperatura superficiale (K) (b) Il diagramma H-R delle Pleiadi. 26
Viaggio nella nebulosa di Orione
Viaggio nella nebulosa di Orione
La formazione del sistema solare Sembra chiaro che la formazione di un disco ruotante di gas e polvere è una parte integrale della formazione di una stella. E probabile che il sole si sia formato in tale disco (Ipotesi della Nebulosa Solare Kant & Laplace). Il Sole si è formato dal collasso del nucleo della nube protostellare. I pianeti si sono condensati nel più freddo materiale del disco. I Proto-pianeti restano dopo che i resti del gas e della polvere sono stati spazzati via. (a) Un nebulosa lentamente ruotante, quasi sferica comincia a contrarsi (b) A seguito delle contrazione e della rotazione, si forma un disco piatto rapidamente ruotante. La materia si concentra nel nucleo e diventa il protosole 29
Pianeti extrasolari L ipotesi della nebulosa solare prevede che la formazione dei pianeti sia legata a quella della stella. I pianeti dovrebbero esistere anche attorno alle altre stelle. I sistemi come Beta Pictoris potrebbero rappresentare dischi di residui rimasti in seguito alla formazione dei pianeti. Non si possono ottenere immagini dirette dei pianeti extrasolari ma negli ultimi anni ne sono stati scoperti circa 200 grazie alle oscillazioni della Disco tenue di polvere fredda Disco di Beta Pictoris Dimensioni dell orbita di Plutone I grani contengono ghiacci e silicati velocità radiale della stella (centro di massa stella-pianeta...). I pianeti trovati sono quasi tutti di tipo Gioviano (giganti gassosi) a varie distanze dalla stella. 30
Anello di polvere attorno a una stella Collisione ad alta velocità tra due planetesimi. NASA/JPL-Caltech Idealizzazione di un anello di polvere attorno ad una stella relativamente giovane. L anello è formato dai detriti formati a seguito della collisione tra i planetesimi. Per la conservazione del momento angolare, gran parte dei detriti della collisione si distribuisce in anelli attorno alla stella. 31
Formazione e crescita dei planetesimi La formazione dei pianeti inizia nelle nube protostellare con la crescita dei grani di polvere a formare i planetesimi (oggetto solidi di diametro ~1 km). Ci sono due tipi di processi: Condensazione I grani crescono raccogliendo atomi o molecole individuali Accrescimento I grani più grandi collidono e si legano a causa delle forze elettrostatiche. I grani più grandi si stabiliscono in un disco sottile dove instabilità gravitazionali creano addensamenti promovendo una crescita ulteriore. 32
La crescita dei protopianeti I Planetesimi si fondono a formare protopianeti. Le collisioni non sono violente perchè i planetesimi orbitano tutti nella stessa direzione. I planetesimi più grandi crescono più rapidamente e spazzano via i più piccoli. Quando sono sufficientemente massicci i protopianeti si riscaldano per radioattività e contrazione gravitazionale. Le parti interne si fondono portando alla differenziazione e all espulsione dei gas. Diversa è la formazione dei pianeti gioviani che sono nubi dense di gas e accrescono gas e polvere. (a) Nel disco attorno al protosole, i grani solidi collidono e condensano a formare i planetesimi. Planetesimi Protosole (b) I pianeti terrestri crescono per collisioni e accrescimento di planetesimi per attrazione gravitazionale. I pianeti gioviani crescono per l accrescimento di gas. Pianeti terrestri Planetesimi Sole Pianeti gioviani Gas Pianeti Sistema solare 33
La condensazione dei solidi I pianeti si formano dalle stesse nubi protostellare da cui si formano le stelle. Ma se la composizione chimica è la stessa perché ci sono 2 tipi di pianeti? La ragione è il gradiente di temperatura della nebulosa: la temperatura diminuisce all allontanarsi dalla stella. Gli elementi si devono condensare in grani solidi (roccia o ghiaccio) per poter formare i pianeti. Nelle regioni centrali si condensano solo i composti di metalli e silicati (pianeti terrestri). I ghiacci di acqua, ammoniaca e metano (che formano i pianeti gioviani) si condensano nelle regioni più esterne. 34
La formazione dei pianeti Sistema solare interno: i pianeti terrestri si formano da metalli e silicati sono piccoli e densi. Sistema solare esterno: i pianeti gioviani si formano dai ghiacci e dalla cattura (accrescimento) di H e He sono grandi e poco densi. Protosole Anche i silicati condensano. Solo i composti metallici condensano nei grani. Temperatura descresce Ghiacci di H 2 O, NH 3, CH 4 ecc. Pianeti gioviani Pianeti terrestri I pianeti possono crescere solo per accrescimento di grani metallici e silicati. Inizialmente i pianeti crescono rapidamente per la cattura di grani con mantelli di ghiaccio. Quando la massa è >15 volte quella della Terra, catturano gas (H e He) dalla nube protostellare. 35
Il dissolvimento della nebulosa Diversi processi contribuiscono a spazzar via i resti della nube protostellare: Radiazione UV emessa dalle stelle calde: probabilmente il Sole si è formato in una nube molecolare gigante insieme ad un ammasso di altre stelle. Pressione di radiazione dal Sole. Vento solare. Rimozione dei detriti solidi (p.e. asteroidi) da parte dei pianeti appena formati. Effetto fionda gravitazionale. I modelli suggeriscono che il processo di formazione del sistema solare sia durato ~ 100 milioni di anni. La superficie dei pianeti rocciosi mostra evidenze di un pesante bombardamento di asteroidi. 36
La sparizione della nebulosa Alcuni vuoti osservati in alcuni dischi protoplanetari possono essere stati causati dalla formazione di pianeti giganti come Giove e Saturno. NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC/Caltech) 37
Conclusioni Le stelle su formano a seguito del collasso gravitazionale di nuclei densi di nubi molecolari giganti (regioni che contengono massa pari a circa la massa di Jeans). Supernovae e ed i fronti di ionizzazione da stelle O/B sono la causa di successive generazioni di formazione stellare. Le protostelle espellono il momento angolare in eccesso formando dischi e venti bipolari. I dischi protostellari si condensano a formare i pianeti. Durante il collasso la protostella è riscaldata dal rilascio di energia gravitazionale; la fase di collasso termina finché la pressione e la temperatura nucleari non sono sufficientemente alte da accendere le reazioni di fusione nucleare; la protostella diviene allora una stella di sequenza principale. 38
World Wide Web Filmato su formazione stellare indotta da supernove: http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/resources/ informal_education/videos.html Filmato sulla formazione di buchi nei dischi protoplanetari: http://www.astro.virginia.edu/vita/papers/planet1/ Filmato sulla formazione dei pianeti: http://cougar.jpl.nasa.gov/hr4796/anim.html 39