la nascita, la vita e la morte delle stelle e la formazione degli elementi chimici
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LA NASCITA, LA VITA E LA MORTE DELLE STELLE E LA FORMAZIONE DEGLI ELEMENTI CHIMICI. Paola Andreani INAF- Osservatorio Astronomico di Trieste. SCHEMA DELLA LEZIONE. Quadro Osservativo: dove si formano le stelle che tipo di stelle osserviamo classificazione delle stelle - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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LA NASCITA, LA VITA E LA MORTE DELLE STELLE
E LA FORMAZIONE DEGLI ELEMENTI CHIMICI
Paola Andreani
INAF- Osservatorio Astronomico di Trieste
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SCHEMA DELLA LEZIONE
• Quadro Osservativo:
• dove si formano le stelle
• che tipo di stelle osserviamo
• classificazione delle stelle
• Quadro teorico:
• evoluzione delle stelle di piccola massa (Sole)
• evoluzione delle stelle massicce
• Chimica degli elementi
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Le stelle nasconodalla contrazionedi gas, di solito unanube forma stelle ditutte le masse
La nebulosa di Orione è proprio un sito in cui possiamoosservare stelle informazione, riconosciamo le stelle blu giovani a occhio nudo, ma ce ne sono anche di rosse di pari età
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globuli diBok“bozzolistellari”
IC 2948La maggiorparte delle appartiene adammassi oassociazioniNel piano della Galassia sonopresenti ammassiaperti di formairregolare di giovani eassociaz. O/T,gruppi di associate a nebulosita`diffuse.
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AMMASSI GLOBULARI:agglomerati di stelle legate gravitazionalmente, di forma sferoidale, tutte della stessa età.
47 Tuc con l'AAT e con HSTM80 con HST
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DIAGRAMMA H-R (Hertzsprung-Russel)osservato:Y: Magnitudine assoluta X: indice di colore B-Vle zone più popolate sonoquelle dove la stella trascorremolto tempo. I tratti chevengono percorsi rapidamente sonosottopopopolati(Lacuna di Hertzsprung)
il # di in una determinata fase evolutiva e` proporzionale alla sua durata
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Diagramma H-R di un ammasso globulare
Equivale a prendere un'istantanea:la curva dove giacciono le stelle è una ISOCRONA
TO
47 Tuc
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DIAGRAMMI H-Rdi ammassi di stelle aperti
• Ammassi aperti e globulari : diagrammi H-R profondamente diversi.
• Ammassi aperti: sviluppata S.P. altre regioni spopolate, + brillanti primi tipi spettrali (+ blu), disco della Galassia, giovani
• l'evoluzione di una stella dipende quasi unicamente dalla sua massa:
• S.P.: sequenza uniparametrica, un solo parametro (massa) varia in maniera indipendente influenzando sensibilmente la posizione nel diagramma H-R
• Stelle di massa maggiore: piu` luminose e piu` calde e si collocano in alto a sinistra nel piano L-T.
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DIAGRAMMA H-Rdi ammassi globulari di stelle
• Ammassi globulari: la S.P. quasi vuota, solo poco luminose, massicce sono gia` morte e le + brillanti le supergiganti rosse, ramo orizzontale molto popolato, alone della Galassia, vecchie
• importantissimi serbatoi di informazioni per la teoria di evoluzione stellare: l'origine comune e simile composizione chimica.
formate dalla stessa nube gassosa in un intervallo di tempo << eta` dell'ammasso: istantanea ad un certo t di un insieme di di massa diversa
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Intuitivamente è chiaro che le stelle più massicceavranno bisogno di una temperatura più altaper mantenere l'equilibrio e saranno quindi piùluminose
L ≈ M
(3-4)
stelle di massa maggiore irradiano energia ad un tasso piu` elevato
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In prima approssimazionepossiamo dire che la vitadi sequenza principale di una stella è inversamenteproporzionale al cubo dellasua massa
Sole ~ 1010 anni10M
sole ~ 107 anni
N.B. è una relazioneapprossimata !!!!!!
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righe di assorbimento: la composizione chimica della materia originaria
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Quindi lungo la sequenza principale lestelle più calde sono più luminose e più massicce
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O: 3.3 104K 20-60M⊙
9-15R⊙ 0.9-8 105L⊙
B: 1.5-3 104K 3-18M⊙
3-8 R⊙ 0.1-52104L⊙
A: 0.8-1104K 2-3M⊙
2-3R⊙ 8-55L⊙
F: 6-7103K 1-1.6M⊙
1-1.6R⊙ 2-7L⊙
G:5.5-6103K 0.9-1M⊙
0.9-1R⊙ 0.7-1.5L⊙
K:4-5103K 0.6-0.8M⊙
0.7-0.8R⊙ 0.1-0.4L⊙
M:2.6-3.8103K0.1-0.5M⊙ 0.1-0.6R⊙
0.001-0.008L⊙
R,N,S,L:1.3-2.5103K 0.08M⊙
T:<1.3103K <0.08M⊙
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Aspettative di vita di alcune stelle vicine
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Le stelle si formano in nubi molecolari densee fredde per contrazionegravitazionale(collisioni, onde di shock,instabilita’ magnetiche)Si rilascia energia gravitazche scalda la nube e meta’viene irraggiatatermicamenteGravita’ e’ piu’ forteal centro che collassa ediventa piu’ caldo primaIl collasso iniziale e’veloceLa pressione PV = NRTcontrasta la contrazione(equilibrio idrostatico)
FASE DI PRESEQUENZA
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FASE DI PROTOSTELLA• EG = mH M G/r energia gravitazionale di un atomo di H
• ET = k T energia di agitazione termica delle particelle del gas
• Se EG > ET gas contrae → protostella (tempi scala dinamici tdyn 2 R/g 103 s per il ⊙)
• la massa deve superare un certo valore: massa critica Mc > 1023 T3/2 ρ -1/2 (grammi)
• (ρ: densita` della materia in g cm-3)
• Collasso isotermico fino a ionizzazione del mezzo• equilibrio idrostatico: 2EK+EG=0 (tempi scala
termodinamici tK =-Ω/L 9.35 106 M2/L R anni)
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FASE DI PRESEQUENZA Si stabilisce un quasiequilibrio: contrazionee irraggiamentodettato dal teoremadel viriale: EK=-EG/2La contrae per far fronte alla richesta diL fino a che la Tnel core raggiunge valori tali da innescarele fusioni nucleari.
Durante questa fasela giace sopra la SPTali sono osservatecome T-Tauri in fasedi forte attivita’Materiale cade verso la ma viene anche espulso sottoforma di vento o jet.
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Tempi scala termodinamici per protostelle di diversa massa
Contrazionegravitazionalegontrastatada 2 processif(ρ,T):1.pressione deglie- degeneri2. reazioni di fusione nucleare
tnuc=10-3c2M/L1010 anni M/L
tK/tnuc 10-4 M/R
Per R piccolo tKtnuc piccole non riescono ad innescare le fusioni nucleari
Linea diHayashi:modelli tot.convettivi,comp. chim.omogenea+ eq. idrost.:fam. di soluz.f=f(L) cheuna linea neldiag. H-Ra destra non esistonosoluzioni stabili.Per ٧ M э 1soluzione:1 linea di H.T costL descr.
Linea di Hayashi
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EQUAZIONI DELL’EQUILIBRIO STELLARE
• dP/dr = - G M(r) ρ(r)/r2 equilibrio idrostatico
• dM/dr = 4 π r2 ρ(r) conservazione della massa
• dT/dr = - 3 χ(ρ,T) ρ(r) L(r)/(4 a c T3 4π r2) equazione del trasporto di energia
• dL(r)/dr = 4 π r2 ρ(r) ε(ρ,T) bilancio energetico
• P = P(ρ,T) equazione di stato della materia
• χ(ρ,T) opacita` della materia
• ε(ρ,T) generazione di energia
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p-p chain: 4p →4He
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SEQUENZA PRINCIPALE A ETA’ ZERO
• RN nel core → la nuovo equilibrio in 106 anni• Le RN dipendono fortemente da T, la catena p –
p concentrata nel nucleo: τreac ~ T4
• Fase SP : la + lunga nella vita di una (109 anni per una come il sole), H → He e’ la reazione di gran lunga piu’ efficace
• (nel H-R la SP no linea ma fascia: la inizia al bordo piu’ basso (zero age MS)
• All’inizio SP la ha 27 106 anni, Tcore 15 106 K Tatm 6000K.
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STABILITA` DELL’EQUILIBRIO
Per capire la stabilita` dell’equilibrio:
Supponiamo di allontanarci dall’equilibrio inizialmente sottoproducendo energia nucleare.
Nel core quindi non c’e` energia necessaria per contrastare quella irraggiata dalla superficie.
La perde energia che puo` essere rifornita solo da quella gravitazionale e la stella si contrae un poco
la pressione cresce e quindi si innalza la temperatura e la produzione di energia nucleare aumenta di nuovo.
Se invece la produce un eccesso di energia nel core l’aumento della pressione contrasta la gravita` e il core si espande e quindi si raffredda.
La produzione di energia nucleare diminuisce fino a ristabilire l’equilibrio.
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le reazioni di fusione nucleare forniscono l'energianecessaria a mantenere l'equilibrio idrostatico.
La luminosita` di una e` L ~ R2T4 e determina la quantita` di energiain uscita. Quindi fissa la richiesta di produzione di energia nucleare.
che in questa fase e` legata alle altre grandezze fisichedalla legge dei gas perfetti:
PV=NRT.
La spinta verso il basso della gravita`viene bilanciata dallapressione
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Stelle di Piccola Massa
Esaurito l'idrogeno nel nocciolo (core) che ormai è interamente composto di elio le reazioni nucleari proseguono in un guscio sferico più esterno (shell)come conseguenza la fotosfera si espande e il raggiodella stella aumenta
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La stella diventa quindi piùluminosa ma anche piùfredda.Nel diagramma HR la stellasi sposta a destra e versol'alto. Si arrampica quasiverticalmente lungo un luogo che viene chiamatoramo delle giganti.
Tcore troppo bassa per fusione HeMa la contrazione del core libera energiaed aumenta la T nel core di He e nella shell di H(aumentano le reazioni nella shell). Questa extraenergia spinge l’envelope verso l’esterno e
l’atmosfera esterna cresce di un fattore 200
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Il colore del TO dell'ammasso permette di misurarnel'età: è il tempo necessario affinchè stelle di quelcolore (massa) esauriscano l'idrogeno nel noccioloe comincino ad arrampicarsi lungo il ramo dellegiganti.
M67 è un vecchioammasso apertoIl suo TO avvienea temperature moltopiù alte che neiglobulari
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Il nocciolo di elio inerte, continua a contrarsi e adaumentare di massa perchè la shell di H vi depositasopra le scorie nucleari (elio) fino a quando....
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La stella ha adesso due sorgenti di energia:He che brucia nel nocciolo e H che bruciain una shell esterna
La contrazione del core causal’aumento delle T e ρ.Ma nel momento in cui la T e`tale da far si` che i nuclei di Hesuperino la barriera coulombianarepulsiva per formare il C,il core della e` in uno statodegenere
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Degenerazione ElettronicaIn un gas degenere la pressione è determinata dal principio di esclusionedi Pauli (che proibisce agli e- di occupare stati energetici identici).
Il core di una gigante rossa e` cosi` denso che tutti gli stati energeticisono riempiti e sono disponibili solo quelli ad alta energia. Il nucleoresiste alla compressione e la pressione degli e- e` significativamentediversa da quella di un gas perfetto: e` independente dalla T. Cio`elimina un elemento chiave nel controllo della stabilita` di una
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Un gas degenere è “freddo”Il gas di elettroni in un metalloa temperatura ambiente (~300 K)è un gas degenere
Il core di una nebulosa planetariaè degenere anche se a temperatura ~ 105 K
Più si raffredda e piùdiventa degenere
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Nel diagramma HR la stella si sposta in bassoe a sinistra disponendosi lungo una sequenzaorizzontale chiamata appunto ramo orizzontaleHORIZONTAL BRANCH (HB) che costituisce laSequenza principale della combustione dell’He.
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HBLa fase di HBè relativementelunga e duraqualche milionedi anni
Il core della siriassesta su una nuovaconfigurazione.L’energia viene fornitadalla fusione dell’He(3C) che rilasciasolo il 20% dell’energiarispetto a quella dell’H e la vita della e` solodi 2 miliardi di anni.
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C e He si fondono e formano O: 12C + 4He --> 16O Il core finale quindi sara` ricco di C/O.
He nel nocciolo si esaurisce e in una di piccola Mnessun’altra reazione e`possibile, di conseguenzail bruciamento si spostain un guscio esterno(stella a doppia shell)ma solo per un breveperiodo: la vitadella e`terminata
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La stella diventa più luminosa e si sposta dinuovo verso il ramo delle giganti lungo unacurva detta ramo asintotico delle gigantiASYMPTOTIC GIANT BRANCH AGB
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AGB La stella salelungo l'AGBe puo' diventarepiù luminosadi quanto erasull'RGB
Quando l’He e` esauritoil core C-O contrae dinuovo ma le T centralinon raggiungerannomai i valori necessarialla fusione del C e Oe l’He e l’H continuanoa bruciare nelle shellsper un po’.
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Il raggio diventa enorme, Betelgeuse ha un raggiopiù grande dell'orbita di Giove...qualsiasi pianetafosse esistito all'interno dell'attuale raggio è statosublimato...succederà anche alla Terra.
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Le stelle più luminose del'AGB possono attraversaredelle fasi di instabilità nelle quali le shell si muovonoavvicinandosi e allontanandosi tra di loro, la shelldi H quando viene a contatto con quella di He si spegne.... PULSI TERMICI (TP)
Mira Ceti ??????variabili semi-regolari ???
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si sovrappongono molti fenomenie la realtà è complessa
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Dal punto di vista della nucleosintesi le stelle AGBsono interessanti perchè sede di catture neutroniche
13C(,n)16Oè la sorgentedi neutroni
Le catture comincianocon elementi del piccodel ferro e proseguonofino al Pb
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Valle di stabilita` perdecadimento β
Nuclei rossi:stabiliNuclei verdi: instabili
β– (n → p+e-+νanti)
β+ (p → n+e++ν)
Ad alti A nuclei + stabili conmaggior # di n
linee punteggiatecorrispondonoai numeri magiciZ o N=2,8,10,2028,50,82
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Il risultato è che in alcune di queste stelle si vedonoi prodotti delle catture neutroniche, incluso iltecnezio (Tc) che ha un emivita di ~105 anni
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NGC 3242 HST
Una perde massadurante la sua interavita attraverso il ventostellare (come il ventosolare). Durante la fasefinale questa perdita dimassa e` molto piu`consistente: gli impulsitermici che si stabilisconodurante la combustionedell’He nella shellproduconoun gigantesco ‘starnuto’che fa perdere alla circa il 10% della sua M(il suo intero envelope)mettendo in luce le regioniinterne molto calde(>100000K)
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M 57
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M 27
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NGC 6543La nebulosaplanetariae` il risultatodell’interazionedel guscioappenagettato conil materialeemesso dallaprecedentementee la luce UVdel nucleoche scalda ilgas e causala fluorescenza
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CLOWN NEBULA --- NGC 2392
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La fase di PN è breve (tipicamente <105 anni)
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Essendo cosìdeboli le nanebianche sono difficilida scoprire, se fanno parte diun sistema binario vediamo il moto orbitale
SIRIO,una delle stellepiù brillanti in cieloha una compagna nana bianca
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Nel caso di Sirioriusciamoanche a distinguere visualmente la nanabiancanella maggior partedei casivediamo solo il moto orbitale della compagna..
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STELLE MASSICCE
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FASE TERMINALEDI UNA MASSICCIA
• Configurazione "a cipolla" con la presenza di strati di elementi sempre piu` pesanti muovendosi verso le regioni centrali.
• La fase quasi statica della termina fatalmente quando nelle zone centrali si forma un nucleo di Fe giunto ai limiti della fusione nucleare (T 5 109 K).
• La fusione del Fe e` endotermica (richiede energia) e sottrae energia. La non + sorretta dalla fusione interna → processo reazionato positivamente : tempi scala di nuovo dinamici
• La contrazione e` accelerata, la T centrale aumenta e quindi l'efficienza delle reazioni stesse → collasso della stella.
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Particellecariche percorronospirali nelcampo Hla luce di sincrotrone esce in un cono allineatolungo l'assemagnetico ---una specie diFARO
PULSAR
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ORIGINE DEGLI ELEMENTI
• spettri stellari → abbondanza degli elementi chimici• 98 % della materia H e He, ovunque presenti tracce di
elementi pesanti con abbondanza 10/100 inferiore per di alone rispetto a quelle di disco.
• oggetti + vecchi hanno una sottoabbondanza di elementi pesanti → composizione della materia non immutabile
• La sintesi degli elementi richiede una grande quantita` di energia: l'interno delle attraverso processi di fusione nucleare.
• La composizione chimica e` correlata con l'eta` della • Evoluzione delle → evoluzione nucleare nell'universo.• L’universo primordiale non ha avuto tempo per
sintetizzare gli elementi piu` pesanti del 7Li.
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CONCLUSIONI• Osservazioni + teoria (+computers!): ricostruire
l’evoluzione delle e degli elementi chimici nell’Universo
• Le si formano in nubi di gas e polveri per instabilita` gravitazionale
• Le di piccola M vivono miliardi di anni (> eta` dell’Universo) e terminano la loro vita come nane bianche
• Le massicce esplodono come supernove e immettono nel mezzo IS nuovo materiale ricco di elementi chimici piu` pesanti dell’He dal quale si formano nuove