evoluzione stellare: dalle stelle alle galassie stefano covino (osservatorio astronomico di brera)...
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Evoluzione stellare: dalle stelle alle galassie
Stefano Covino (Osservatorio Astronomico di Brera)
Documento a cura di: Tomaso Belloni, Stefano Covino ed Ilaria Parolini
Vimercate, 8 Aprile 2002
Componenti principali:• Stelle• Gas
Cosa è una galassia?
La nostra Galassia(Via Lattea):
• forma a spirale• rotazione
NGC 2997
100 miliardi di stelle!
Tipi di galassieSpirale Ellittica
PeculiareIrregolare
Gruppi di galassie
Cosa è una stella?
Vista da fuori: una palla di gas
Guardiamoci dentro
Guardiamola da fuori
Il soleX/UV
Come si forma una stella?
Partiamo da una nube di gas
Orione
La nebulosa di Orione
Una nube di gas
E STELLE!
La nebulosa di Orione
Un altro esempio M16
Si forma una stella
Temperatura
Lum
inosi
tà
40000° 20000° 10000° 5000° 2500°
1/10000
1/100
1
100
10000
1000000
Sequenza principale
Comincia la vita della stella
• Brucia Idrogeno (H) e lo trasforma in Elio (He) tramite una reazione nucleare• Finchè dura l’idrogeno non succede gran che• Ma quanto dura l’idrogeno?• Una stella più grande contiene più idrogeno…• … vivrà più a lungo?
NO!
Più una stella è massiccia (e quindi grande), più velocementebrucia idrogeno e prima lo finisce!
Non solo: anche i cicli di vita di una stella dipendono dalla sua massa
Possibilità per la nostra stellaSOLE
Puppis
Stella supergiganteMolto raraMassa: 50Luminosità: 60000Raggio: 20Temperatura: 42000 °Vita: 10 milioni di anni
Il Sole
Stella nanaMolto comuneMassa: 1Luminosità: 1Raggio: 1Temperatura: 6000°Vita: 8 miliardi di anni
Seguiamo due stelle!
Temperatura
Lum
inosi
tà
40000° 20000° 10000° 5000° 2500°
1/10000
1/100
1
100
10000
1000000
Sole
Pup
Partiamo!
Per nove milioni di anni non succede niente
………….
Poi Puppis finisce l’idrogeno e passa all’elio
Ma l’elio dura pochissimo (1 milione di anni), la stella produce e brucia elementi sempre più pesanti, semprepiù in fretta!
Alla fine (dopo altri 300 anni!) arriva al ferro, con cui lafusione nucleare non funziona più!
Temperatura
Lum
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tà
40000° 20000° 10000° 5000° 2500°
1/10000
1/100
1
100
10000
1000000
Puppis si spegne
Ma la stella era sostenuta dalle reazioni nucleari…Quindi adesso la gravità prende il sopravvento.
La parte più interna della stella collassa…… e la parte più esterna viene espulsa
Vediamola meglio
Resti di supernova
Supernova 1987aFebbraio 1987: una supernova esplode nella GrandeNube di Magellano, una galassia molto vicina!
Grande Nube di Magellano
Piccola Nube di Magellano
SN 1987a
Supernova 1987aPrima Dopo
Supernova 1987a
Supernova 1987a
Supernove in galassie lontane
Rimane qualcosa?La parte più interna della stella è collassata e può formare
a) una STELLA DI NEUTRONI
Raggio: 10 kmMassa: 1.4 volte quella del sole
Alta densità (materia neutronica):1 cucchiaino ==> 100 miliardi di kg!
Stella di neutroniSe ruota la vediamo come un faro: una PULSAR!
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)
Buco nero in un sistema binario
Il buco nero strappa gas allasua stella compagna
E a volte lo sputa anche fuori!
Torniamo al nostro soleDopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finiscel’Idrogeno
Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e siespande fino a 400 volte il suo diametro attuale(inglobando l’orbita della terra!)
Sub-gigante rossa
Temperatura
Lum
inosi
tà
40000° 20000° 10000° 5000° 2500°
1/10000
1/100
1
100
10000
1000000
Torniamo al nostro sole
A un certo punto si accende il nucleo di elio (flash di elio)e la stella scende sul “braccio orizzontale”
Sequenza principale dell’elio
Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finiscel’Idrogeno
Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e siespande fino a 400 volte il suo diametro attuale(inglobando l’orbita della terra!)
Sub-gigante rossa
Temperatura
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40000° 20000° 10000° 5000° 2500°
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Torniamo al nostro sole
A un certo punto si accende il nucleo di elio (flash di elio)e la stella scende sul “braccio orizzontale”
Sequenza principale dell’elio
Finito anche l’elio, due “shell”: una di idrogeno e una di elioSi risale e si diventa una
Supergigante rossa
Temperatura
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Torniamo al nostro sole
Finito anche l’elio, due “shell”: una di idrogeno e una di elioSi risale e si diventa una
Supergigante rossa
Alla fine le cose diventano complicate, ma in sostanza siforma una
Nebulosa planetariache lascia una
Nana bianca
Temperatura
Lum
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tà
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1/10000
1/100
1
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10000
1000000
NANA BIANCA
Raggio: 10000 km (circa come la terra)Massa: 0.7 volte quella del sole
Alta densità:1 cucchiaino ==> 1 tonnellata!
Alta temperatura: 100000 gradiFatta di idrogeno e/o elio
Sirio A
Sirio B (nana bianca)
La materia espulsa dove va?
NEBULOSAPLANETARIA
Nebulose planetarie: FORMICA
Nebulose planetarie: ESKIMO
Nebulose planetarie: BOLLA
Nebulose planetarie: CLESSIDRA
E poi?
E poi niente… il sole continuerà a raffreddarsi finoa diventare una stella freddissima (morte termica),sempre nana ma non più bianca.
Abbiamo seguito due stelle
Ma se non fossero da sole? Nascono in gruppi (ammassi),alcune riescono a sfuggire, ma le altre?
AMMASSI APERTI Un migliaio di stelle
AMMASSI GLOBULARI Un milione di stelle!
Utili per studiare la evoluzione delle stelle
Ammassi aperti
h e Persei
Visibili anche a occhio nudo!
Ammassi aperti
Pleiadi
Visibili anche a occhio nudo!
Ammassi globulari
NGC 1850
Ammassi globulari
M 10
Simulazione di un ammasso
S.F. Portegies Zwart
Temperatura
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40000° 20000° 10000° 5000° 2500°
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1
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10000
1000000
GIOVANE
Temperatura
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40000° 20000° 10000° 5000° 2500°
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VECCHIO
Temperatura
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1/10000
1/100
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100
10000
1000000
VECCHISSIMO
FINE DEL NOSTRO VIAGGIO