P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio

Prima del novecento Si deve ai popoli dell antichita` (babilonesi, caldei, egizi, sumeri, fenici, ecc..) la nascita della nostra civilta`. Il mondo ellenistico fece una sintesi delle loro conoscenze e diede origine alla scienza classica. La Fisica di Aristotele: gli elementi fondamentali della natura (terra, acqua, aria, fuoco) e le forze che agiscono tra loro. La teoria atomistica: Democrito, Pitagora, Lucrezio. Astronomia e cosmologia degli antichi greci: Tolomeo e Ipparco. Le nuove idee: Bruno e Campanella. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 1

La prima rivoluzione scientifica: Copernico, Galileo, Keplero, Cartesio, Newton, Boyle, Laplace. La seconda rivoluzione scientifica e la nascita della scienz moderna. Teorie, esperimenti e osservazioni. Einstein e la relativita`. Planck e la meccanica quantistica. L atomo di Bohr e la nascita della fisica atomica. La fisica nucleare, la radioattivita`, fissione e fusione nucleare. Particelle elementari: quark e leptoni. Astrofisica e cosmologia moderne. Il Big Bang. Radiazione cosmica e la Fisica astroparticellare. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 2

LO SPETTRO ELETTROMAGNETICO P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 3

Trasparenza dell atmosfera alla radiazione elettromagnetica P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 4

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Gli strumenti Beppo-SAX XMM INTEGRAL Chandra P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 7

Osservazioni a diverse lunghezze d onda rivelano dettagli invisibili in ottico UV Infrarosso Betelgeuse Visibile Mappa della regione di Orione P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 8

Le dimensioni in gioco P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 10

LVD ai LNGS P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 11

Le stelle sono classificate per il loro spettro come tipi spettrali O, B, A, F, G, K, M P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 15

All Types of Stars Annie J Cannon (1863-1941) P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 16

Le pleiadi P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 17

HST Stellar Nursery P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 18

Le stelle si formano da nubi Le nubi forniscono la polvere e il gas da cui le stelle si formano. Granelli irregolari di carbonio e di silicio sono i semi per la formazione delle stelle. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 19

Le stelle neonate non sono tranquille Espulsione di gas da una giovane stella binaria P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 20

Il Sole visto dallo Skylab P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 21

Tempi evolutivi solari Il Sole deve avere un'eta` almeno pari a quella della Terra (4,5 10 9 anni e non deve aver avuto variazioni troppo grandi di luminosita`. Cio` vuo dire che, nel complesso, deve aver prodotto l'energia. E = Lτ = 4 10 26 4.5 10 9 3.1 10 7 6 10 43 J corrispondente a ε ~ 3 10 13 J/kg. L'ossidazione del carbonio fornisce solo ε ~ 9 10 6 J/kg, mentre la contrazione gravitazionale puo` aver R prodotto, in tutto l'energia: Le reazioni di fusione di H in He sono invece in grado di produrre ε ~ 6 10 14 J/kg e di garantire l'esistenza del Sole per oltre 10 10 anni. E P = = (4πρ) P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 24 1 3 0 4 ( πr 3 2 3 G ρ)(4πr R 0 r 4 dr 2 ρdr) = 3 5 G r = GM R 2 = 2 10 41 J

Fusione nucleare A circa 15 milioni di gradi avviene la fusione al centro di una stella 4 ( 1 H)? 4 He + 2 e + + 2 neutrini + energia Ma da dove proviene l'energia? Dal fatto che la massa di 4 1 H e' maggiore della massa di 1 4 He E = mc 2 P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 25

Quanta energia viene liberata? 4 ( 1 H)? 4 He + 2 e + + 2 neutrini + energia L'energia liberata e` ~ 25 MeV = 4 x 10-12 Joule = 1 x 10-15 Calorie Ma il Sole libera questa energia 10 38 volte al secondo E ha 10 56 atomi di H da bruciare P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 26

Le condizioni di equilibrio L'energia rilasciata nel processo di fusione nucleare bilancia le forze gravitazionali Durante tutta la vita di una stella queste due forze determinano le condizioni di equilibrio e gli stadi evolutivi P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 27

REAZIONE pp pep 7 Be 8 B 13 N 15 O 17 F 0,0 37 Cl catture (SNU) 0,23 1,12 6,15 0,10 0,34 0,003 0,0 0,21 0,99 4,06 0,10 0,37 71 Ga catture (SNU) 70,8 3,01 34,4 14,1 3,77 6,03 0,06 71,1 2,99 30,9 10,77 2,36 3,66 totale misurato 7,9 5,8 2,6+0,16+0,14 (Homestake) 132 122,5 70+8 (Gallex) 72+10 (Sage) P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 31

Ancora fusione A 100 milioni di gradi si fonde l'elio 3 ( 4 He)? 12 C + energia il Be, molto instabile, viene prodotto in uno stadio intermedio Si liberano solo 7.3 MeV di energia Ma questa energia e` in grado di far espandere gli strati esterni della stella La stella evolve verso lo stadio di gigante rossa P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 32

Fasi finali dell'evoluzione di stelle di tipo solare Finito il bruciamento dell'elio, gli strati esterni della stella vengono espulsi e si formano le nebulose planetarie P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 33

la nebulosa anulare della Lyra P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 34

Helix nebula P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 35

L'inizio della fine: le supergiganti Quando l'idrogeno si e` esaurito nelle parti centrali della stella (core) la gravita` non e` piu` bilanciata. la contrazione e il riscaldamento continuano inizia il bruciamento di elementi piu` pesanti il core collassa L'energia cinetica del collasso viene convertita in calore e gli strati esterni si espandono. La stella puo` esplodere come supernova P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 36

Betelgeuse: una stella gigante rossa a Orionis P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 38

Evoluzione finale di una stella di grande massa Una stella massiva brucia elementi sempre piu' pesanti, ma si deve fermare al gruppo del ferro perche` questo e` l'elemento piu` stabile in natura P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 39

Le supernove interagiscono con il mezzo interstellare Il gas interstellare viene compresso dall'onda generata nell'esplosione della supernova, favorendo la nascita di nuove stelle. Queste stelle si formano in un mezzo arricchito di elementi chimici pesanti P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 43

Composition of the Universe Actually, this is just the solar system. Composition varies from place to place in universe, and between different objects. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 44

Equazione di Drake N = R F P N T F V F F i C L N e il numero di civilta` con cui si potrebbe comunicare, R * e` il ritmo di formazione di stelle adatte, F P la frazione di queste stelle con pianeti, N T e` il numero di Terre per sistema planetario, F V la frazione in cui si e` sviluppata la vita, F I e` la frazione in cui la vita e divenuta intelligente, F C e` la frazione di esse in cui si e` sviluppata la tecnologia delle comunicazioni e L e` la durata della vita intelligente. P.Galeotti Evoluzione stellare - maggio 2004 48