Astronomia Lezione 13/12/2012

Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Sito web per slides lezioni: oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2012/ Libri di testo consigliati: - An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley - Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H. Freeman and Company, New York

- Astronomy: A physical perspective, Marc L. Kutner, Cambridge University Press.

- Fundamental Astronomy, Karttunen e altri, Springer

- Elementi di Astronomia, P. Giannone.

Fasi di pre-sequenza: tempi scala

Il tempo scala di arrivo In sequenza principale dipende dalla massa della stella. Più e’ massiva, meno tempo ci mette.

La fase di sequenza principale è la fase di combustione dell’idrogeno ed è la fase più importante nella vita di una stella. Quando l’idrogeno nel nucleo è esaurito, la stella si allontana rapidamente dalla sequenza principale. I tempi di vita sulla sequenza principale dipendono da: riserva di energia disponibile (massa H); tasso di perdita di energia (Luminosità).

Tempo di vita in sequenza principale

Evoluzione in sequenza principale

- Quando ha luogo la fusione dell’idrogeno nel nucleo e la stella si stabilizza, la stella raggiunge la Zero Age Main Sequence (ZAMS). - In una stella tipo Sole con nucleo radiativo la fusione si ha solo nel nucleo: cambia la percentuale di Elio solo nel nucleo (non negli strati più esterni). La percentuale Elio/Idrogeno in superficie e’ uguale a quella originaria. Per stelle con massa minore di 0.4 Masse solari non è cosi’ perché abbiamo stelle convettive. - Con la fusione di 4 nuclei di idrogeno in 1 nucleo di Elio il nucleo si «contrae» e diventa più caldo aumentando il processo di fusione. La stella diventa piu’ luminosa, gli strati esterni si espandono, la stella diventa più grande e più calda.

Evoluzione in sequenza principale

Essenzialmente in sequenza principale le stelle crescono di raggio. Il Sole dalla ZAMS ad oggi e’ cresciuto del 6% in raggio (40% in luminosità). L’andamento a zig-zag durante la fase di Sequenza principale è dovuto al diminuire della quantità di idrogeno nel nucleo e all’inizio della fusione negli strati più esterni.

Nane Rosse

Le stelle con massa inferiore alle 0.4 masse solari (le nane rosse) sono completamente Convettive. Si ha quindi la fusione dell’idrogeno nel nucleo ma L’Elio prodotto viene portato immediatamente negli strati più esterni e rimpiazzato con altro idrogeno. Queste stelle bruciano tutto l’idrogeno nel loro lunghissimo ciclo vitale. Lo stadio finale di queste stelle è quindi quello di una palla di Elio inerte che si va raffreddando. Al momento però ancora nessuna delle nane rosse ha raggiunto questo stadio.

Giganti Rosse

Stelle con masse superiori invece diventano delle giganti rosse quando finisce la fusione di idrogeno nel nucleo: - Il nucleo si contrae e (anche se non si ha più fusione!) si riscalda. Per una stella tipo Sole il nucleo si riduce ad un terzo delle dimensioni precedenti e la temperatura sale dai 10^7 K fino ai 10^8 K. Il riscaldamento avviene per contrazione gravitazionale (Kelvin-Helmotz) - Gli strati piu’ esterni si riscaldano e si rarefanno. La stella diventa più grande. La temperatura superficiale quindi diminuisce e la stella diventa di colore rosso. - La Gigante rossa perde massa negli strati più esterni ad un tasso di 10^-7 masse solari L’anno. (Il Sole ne perde 10^-14 l’anno al momento).

Giganti Rosse Ad un certo punto, contraendosi, il nucleo raggiunge la temperatura per fondere l’Elio. L’inizio della fusione dell’Elio però fa espandere Il nucleo, questo si raffredda facendo diminuire Inzialmente la luminosità della stella. Gli strati esterni si contraggono e la temperatura aumenta. Per le stelle con massa inferiore alle 2-3 masse solari si ha il flash dell’elio. Nucleo degenere, alla fusione dell’elio si ha un aumento di temperatura ma questo non e’ bilanciato da un aumento di pressione. Attenzione il flash c’e’ solo nell’interno della stella da fuori non si vede anche se il nucleo Puo’ avere una luminosità pari a 10^11 quella del Sole attuale.

Evoluzione post-sequenza

Le stelle si espandono: la temperature diminuisce ma il raggio aumenta e la luminosità è praticamente costante.

Risultati da una simulazione Numerica.

Età degli ammassi stellari

Un ammasso stellare nasce dalla stessa nube molecolare. La formazione di stelle ha inizio allo stesso tempo per tutte le stelle dell’ammasso. In figura si vedono due ammassi. uno ha stelle molto luminose e blu di sequenza principale -> ammasso giovane. Il secondo ha stelle rosse meno luminose -> ammasso vecchio. I modelli di evoluzione stellare ci permettono di determinare le età degli ammassi.

Ammassi globulari

Di particolare interesse sono gli ammassi Globulari, sono ammassi stellari contenenti Fino ad un milione di stelle in una regione Di circa 100 pc. In questi ammassi non si vedono stelle di sequenza principale blu e quindi sono molto antichi. Tuttavia vi sono alcune stelle blu. Queste formano il cosidetto ramo orizzontale. Non sono stelle di sequenza principale. Sono stelle di massa piccola nelle quali e’ già avvenuto il Flash dell’Elio e stanno bruciano l’idrogeno negli strati piu’ esterni.

Ammassi globulari

Ammasso globulare M10 Grande circa 30 pc. Ha una massa di 2 10^5 masse solari

Determinazione dell’età tramite misura del turn-off point.

Popolazioni stellari

Stelle di popolazione I : sono ricche (3-4 %) di metalli. Sono stelle giovani cioè Formatesi da poco da mezzo interstellare con metalli prodotti da residui di stelle Passate. Il Sole e’ di popolazione I. Basse latitudini galattiche (dove formazione stellare è più intensa). Stelle di popolazione II : sono povere di metalli. Sono stelle vecchie cioè formatesi da molto da mezzo interstellare con pochi metalli prodotti da residui di stelle passate. Alti latitudini galattiche. Ammassi Globulari. Stelle di popolazione III: solo Idrogeno ed Elio ? Non si sono ancora viste in modo chiaro. Stelle formatesi dopo il Big Bang: manca il CNO ed elementi per il PP. Possono formarsi solo stelle estremamente massive con vita molto breve.

Evoluzione di una stella tipo Sole

Le fasi finali di una stella dipendono dalla sua massa. Le nane rosse (meno di 0.4 masse solari) bruciano tutto l’idrogeno per convezione e diventano poi delle nane bianche di Elio. Stelle tipo Sole hanno il nucleo radiativo quindi l’idrogeno si brucia in strati e si ha questo Andamento. La fase finale per il sole e’ una nebulosa planetaria (il cui nucleo sarà poi una nana bianca di Carbonio).

Stella del Ramo delle Giganti Asintotico (Asintotic Giant Branch).

Una volta che anche tutto l’Elio nel nucleo è terminato si ha che la stella si muove verso il Ramo asintotico delle giganti. L’espansione fa si che la fusione dell’idrogeno negli strati esterni finisca. La stella ha un nucleo inerte di Carbonio-Ossigeno, uno strato in cui si ha la fusione dell’elio ed uno strato esterno di idrogeno inerte. La stella ha un nucleo delle dimensioni della Terra e le dimensioni di 1 AU.

Stelle di Carbonio

Nelle stelle del ramo asintotico cominciano ad essere molto importanti i moti convettivi. Nelle stelle tipo Sole questi moti portano gli elementi prodotti dalla fusione sulla superficie Della Stella. Stelle con massa superiore alle 2 masse solari portano il carbonio prodotto in superficie, diventando delle stelle di carbonio. Il ciclo tre alfa e’ l’unico modo conosciuto per produrre carbonio.

Trasformazione da Stella AGB a nebulosa planetaria

La shell di Idrogeno esterna ad un certo punto si contrae, innescando nuovamente la fusione in Elio. Ad un certo punto si raggiungono temperature per avere il flash dell’Elio ma questa volta nella shell esterna ! Questo provaca degli impulsi termici che spazzano via gli strati più esterni. La superficie del nucleo a questo punto rimane esposta e, con una temperatura di 100.000 K ionizza il materiale circostante dando luogo ad una nebulosa planetaria. NB non hanno niente a che vedere con i pianeti. Si chiamano planetarie per un errore….

Nebulose Planetarie

Alcune immagini di nebulose planetarie. Da misure spettroscopiche del gas si misura una velocita’ di espansione di circa 10-20 km/s. Le dimensioni delle nebulose sono di circa un anno luce, quindi per avere tali dimensioni le nebulose devono avere sui 10.000 anni. Non sono state osservate nebulose planetarie più vecchie di 50.000 anni. Dopo questo periodo la nebulosa scompare completamenten el mezzo interstellare. Si stima che le nebulose forniscano circa 5 masse solari l’anno di mezzo interstellare alla nostra galassia.

Cosa succede quando finisce l’elio nel nucleo ?

La stella tipo-sole diventa una nebulosa planetaria. Abbiamo un nucleo di carbonio-ossigeno e fusione di elio ed idrogeno nelle shell esterne. Questa fusione negli strati esterni provoca Instabilita’ e venti che rimuovono gli stati piu’ esterni formando appunto una nebulosa. Alla fine la nebulosa va nel mezzo interstellare (producendo nuove stelle) mentre il nucleo Continua a contrarsi fino a diventare una nana bianca.

Nana Bianca

In questo corso le abbiamo gia’ incontrate, ricordiamoci il moto di Sirio, che indicava una compagnia non visibile (sirio B) che e’ appunto una nana bianca.

Sirius B

E’ distante circa 20 U.A. da Sirius A. Ha una massima pari a 0.8 masse solari (quindi come il Sole in pratica). Ha un raggio pari a quello terrestre ! Ha una temperatura superficiale di T=25200 K. Quindi nane bianche: stelle molto calde, ma molto piccole e bassa luminosita’ (3% del Sole).

Nane Bianche: caratteristiche

• Le temperature superficiali variano tra i 5000 K e 80000 K

• Le masse sono tra 0.5 e 1.4 masse solari • La distribuzione delle masse ha un picco intorno a 0.56

masse solari.

• Sono l’evoluzione «finale» di stelle con massa iniziale minore di 8-9 Masse solari.

• Estremamente dense!! Un cucchiaino di materia di nana bianca equivale a 16 tonnellate. Un pallone da spiaggia di nana bianca pesa quanto una nave da crociera….

Nane bianche • Cosa limita il collasso della nana bianca ? E’ la degenerazione elettronica cioe’ ancora una volta e’ dovuto al principio di esclusione di Pauli che sancisce che non piu’ di due elettroni si possono trovare nello stesso stato energetico. Quindi nel caso della nana bianca gli elettroni non possono andare negli stati fondamentali perche’ questi sono gia’ occupati da altri elettroni. La stella e’ un gas degenere: la pressione non dipende Dalla temperatura ma solo dalla densita’. Questo crea una pressione che si oppone al collasso gravitazionale della stella. Maggiore e’ la massa della nana bianca, minore sara’ il raggio della stella. Se pero’ la massa supera le 1.4 masse solari (detto limite di Chandrasekar) l’equilibrio non c’e’ piu’ e la stella implode.