Evoluzione stelle

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Osservatorio Astronomico Lic. Classico A. D.
Azuni Sassari
Evoluzione stellare dalle stelle alle galassie
Prof. Paolo Abis
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Cosa è una galassia?
NGC 2997

• Componenti principali
• Stelle
• Gas

• La nostra Galassia
• (Via Lattea)
• forma a spirale
• rotazione

100 miliardi di stelle!
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Tipi di galassie
Ellittica
Spirale
Irregolare
Peculiare
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Gruppi di galassie
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La nebulosa di Orione
Una nube di gas
6
Un altro esempio
M16
7
Si forma una stella
8
Le stelle nascono dalla contrazione di gas, di
solito una nube forma stelle di tutte le
masse La nebulosa di Orione è proprio un sito
in cui possiamo osservare stelle in formazione,
riconosciamo le stelle blu giovani a occhio
nudo, ma ce ne sono anche di rosse di pari età
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La maggior parte delle ? appartiene ad ammassi
o Associazioni. Nel piano della Galassia
sono presenti ammassi aperti di forma irregolare
di ? giovani e gruppi di ? associate a
nebulosita diffuse.
globuli di Bok bozzoli stellari IC 2948
10
(No Transcript)
11
Il Diagramma H-R aiuta capire levoluzione delle
stelle.
Luminosità
Temperatura
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DIAGRAMMA H-R (Hertzsprung-Russel) le zone più
popolate sono quelle dove la stella
trascorre molto tempo. I tratti che vengono
percorsi rapidamente sono sottopopopolati (Lacun
a di Hertzsprung)
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Sequenza principale
1000000
10000
100
Luminosità
1
1/100
1/10000
40000 20000 10000 5000
2500
Temperatura
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Lungo la sequenza principale le stelle più calde
sono più luminose e più massicce
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Comincia la vita della stella

• Brucia Idrogeno (H) e lo trasforma in Elio (He)
  tramite una reazione nucleare
• Finchè dura lidrogeno non succede gran che
• Ma quanto dura lidrogeno?
• Una stella più grande contiene più idrogeno
• vivrà più a lungo?

• NO!
• Più una stella è massiccia (e quindi grande),
  più velocemente brucia idrogeno e prima lo
  finisce!
• Non solo anche i cicli di vita di una stella
  dipendono dalla sua massa

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Possibilità per la nostra stella
SOLE
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le reazioni di fusione nucleare forniscono
l'energia necessaria a mantenere l'equilibrio
idrostatico.
La spinta verso il basso della gravita viene
bilanciata dalla pressione
che in questa fase e legata alle altre grandezze
fisiche dalla legge dei gas perfetti PVNRT.
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FASE DI PROTOSTELLA

• Una protostella è la fase di evoluzione di una
  stella dopo che la nube di idrogeno, elio e
  polveri ha iniziato a contrarsi, ma prima che la
  stella raggiunta la sequenza principale del
  diagramma H-R.
• Le protostelle di massa simile al Sole impiegano
  tipicamente 10 milioni di anni per evolversi da
  una nube in fase di condensazione ad una stella
  di sequenza principale. Stelle di massa maggiore
  sono molto più veloci una stella di 15 masse
  solari impiega solo 100.000 anni per raggiungere
  la sequenza principale.
• Una protostella si forma dalla contrazione di una
  densa nube di mezzo interstellare. La maggior
  parte di tali nubi sono in uno stato di
  equilibrio la forza di gravità è bilanciata
  dall'energia termica degli atomi e delle molecole
  che compongono la nube.

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FASE DI PRESEQUENZA
Le stelle si formano in nubi molecolari dense e
fredde per contrazione gravitazionale (collisioni,
onde di shock, instabilita magnetiche) Si
rilascia energia gravitaz che scalda la nube e
meta viene irraggiata termicamente La Gravita
e piu forte al centro che collassa e diventa
piu caldo. Il collasso iniziale e veloce La
pressione PV NRT contrasta la
contrazione (equilibrio idrostatico)
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FASE DI PRESEQUENZA

• Si stabilisce un quasi equilibrio contrazione e
  irraggiamento
• La ? si contrae fino a che la T nel nucleo
  raggiunge valori tali da innescare le fusioni
  nucleari.
• Durante questa fase
• la ? giace sopra la SP
• Materiale cade verso la ? ma viene anche espulso
  sottoforma di vento o jet.

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Illustrazione del disco di gas e polvere e dei
getti tipici delle stelle in formazione
22
(No Transcript)
23
Seguiamo due stelle!
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1000000
10000
100
Luminosità
1
1/100
1/10000
40000 20000 10000 5000
2500
Temperatura
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Partiamo!
Per nove milioni di anni non succede
niente . Poi ? Puppis finisce lidrogeno e
passa allelio
Ma lelio dura pochissimo (1 milione di anni), la
stella produce e brucia elementi sempre più
pesanti, sempre più in fretta!
Alla fine arriva al ferro, con cui la fusione
nucleare non funziona più!
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(No Transcript)
27
(No Transcript)
28
(No Transcript)
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Supernova
1000000
10000
100
Luminosità
1
1/100
1/10000
40000 20000 10000 5000
2500
Temperatura
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z Puppis si spegne
Ma la stella era sostenuta dalle reazioni
nucleariQuindi adesso la gravità prende il
sopravvento.
La parte più interna della stella collassa e
la parte più esterna viene espulsa
La stella esplode!
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SUPERNOVA!
32
Resti di supernova
33
Supernova 1987a
Febbraio 1987 una supernova esplode nella
Grande Nube di Magellano, una galassia molto
vicina!
34
Supernova 1987a
Prima
Dopo
35
Supernova 1987a
36
Supernova 1987a
37
Supernove in galassie lontane
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Rimane qualcosa?
La parte più interna della stella è collassata e
può formare
a) una STELLA DI NEUTRONI
Raggio 10 km Massa 1.4 volte quella del sole
Alta densità (materia neutronica) 1 cucchiaino
gt 100 miliardi di kg!
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Stella di neutroni
Se ruota la vediamo come un faro una PULSAR!
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Rimane qualcosa?
Oppure potrebbe rimanere il più strano oggetto
nella galassia
a) un BUCO NERO!
Tutta la massa in un punto!
Lo possiamo vedere solo attraverso il gas che
cattura, magari da una stella compagna)
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Buco nero in un sistema binario
Il buco nero strappa gas alla sua stella compagna
E a volte lo sputa anche fuori!
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(No Transcript)
43
(No Transcript)
44
Vita del sole

• 1. Il sole ha cominciato la sua vita, come tutte
  le stelle, allinterno di una nube molecolare
  dell'idrogeno.
• 2. Questa nube è colassata a causa
  dellattrazione di gravità in un denso nucleo.
• 3. dopo circa milione anni un piccolo nucleo
  caldo e denso ha preso la forma di una
  protostella.

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Vita del sole

• Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche
  il sole finisce
• lIdrogeno
• Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati
  esterni e si
• espande fino a 400 volte il suo diametro attuale
• (inglobando lorbita della terra!!!)
• Sub-gigante rossa

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Sub-gigante rossa
1000000
10000
100
Luminosità
1
1/100
1/10000
40000 20000 10000 5000
2500
Temperatura
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A un certo punto si accende il nucleo di elio
(flash di elio) e la stella scende sul braccio
orizzontale
1000000
10000
Sequenza principale dellelio
100
Luminosità
1
1/100
1/10000
40000 20000 10000 5000
2500
Temperatura
48
Vita del sole

• Finito anche lelio, due shell (gusci esterni)
  
• una di idrogeno e
• una di elio
• Si risale e si diventa una
• Supergigante rossa

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Supergigante rossa
1000000
10000
100
Luminosità
1
1/100
1/10000
40000 20000 10000 5000
2500
Temperatura
50
Vita del sole
Alla fine le cose diventano complicate, ma in
sostanza si forma una Nebulosa planetaria che
lascia una Nana bianca
Una nana bianca ha la stessa massa del Sole ma
dimensioni paragonabili a quelle della Terra
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1000000
10000
100
Luminosità
1
1/100
Nana bianca
1/10000
40000 20000 10000 5000
2500
Temperatura
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Proto-stella
Contrazione gravitazionale
inizia la fusione nucleare e la protostella si
trasforma in una stella della sequenza principale
Nube stellare
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Nebulosa planetaria
Gigante rossa
Carbonio inerte
Guscio di elio
Gigante rossa
Guscio di idrogeno
Stella ad elio
Stella ad elio
Elio inerte
Sub-Gigante
Nana bianca
Guscio di idrogeno
Sub-Gigante
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(No Transcript)
55
NGC 6543
Nebulosa planetaria
La nebulosa planetaria e il risultato dellintera
zione del guscio appena gettato, con il
materiale precedentemente emesso dalla stella e
la luce UV del nucleo che scalda il gas e
causa la fluorescenza
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CLOWN NEBULA --- NGC 2392
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NANA BIANCA
Raggio 10000 km (circa come la terra) Massa
0.7 volte quella del sole
Alta densità 1 cucchiaino gt 1 tonnellata!
Alta temperatura 100.000 gradi Fatta di idrogeno
e/o elio
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Nel caso di Sirio riusciamo anche a distinguere
visualmente la nana bianca nella maggior
parte dei casi vediamo solo il moto orbitale
della compagna..
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Sirio A
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La materia espulsa dove va?
NEBULOSA PLANETARIA
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Nebulose planetarie FORMICA
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Nebulose planetarie ESKIMO
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Nebulose planetarie BOLLA
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Nebulose planetarie CLESSIDRA
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E poi?
E poi niente il sole continuerà a raffreddarsi
fino a diventare una stella freddissima (morte
termica), sempre nana ma non più bianca.
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CONCLUSIONI

• Le ? si formano in nubi di gas e polveri per
  instabilita gravitazionale
• Le ? di piccola M vivono miliardi di anni e
  terminano la loro vita come nane bianche
• Le ? massicce esplodono come supernove e
  immettono nelluniverso nuovo materiale ricco di
  elementi chimici piu pesanti dellHe dal quale
  si formano nuove ?

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FINE DEL NOSTRO VIAGGIO