Stage astrofisica 2010- 4. Formazione planetaria e stellare - M.Badiali

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Stage di astrofisica IASF/IFSI, 3° Edizione
Giorno 2- Lezione 4: La formazione di stelle e pianeti

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Stage astrofisica 2010- 4. Formazione planetaria e stellare - M.Badiali

  1. 1. Come si formano stelle e pianeti Massimo Badiali INAF Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica cosmica 26/02/08 
  2. 2. Oggi sappiamo che le stelle sono solo una parte della materia che compone l‘universo: ci sono i corpi non luminosi, le nubi fredde di gas interstellare e intergalattico, la materia oscura … … veramente neppure tutto ciò che è luminoso, cioè emette radiazione, è necessariamente una stella. Faremo conoscenza di questi oggetti strani più oltre. Per non confondere le idee sin dall’inizio, cerchiamo di dare una prima definizione semplice di STELLA
  3. 3. Le stelle sono sfere di plasma, cioè di gas ionizzato perché molto caldo, che brillano di luce propria, nel senso che emettono radiazione grazie ad un processo interno che produce energia . Possiamo aggiungere che il volume di queste sfere è più o meno stabile, grazie all’equilibrio tra la forza di gravità e la pressione generata nel cuore della stella dal processo di produzione di energia.
  4. 4. Adesso possiamo formulare la domanda che presuppone la lezione sulla formazione stellare. Da dove spuntano fuori le stelle? Per poter rispondere, dobbiamo risalire all’inizio del tempo, quando, circa 13 miliardi e mezzo di anni fa, nasceva l’universo. Non ne seguiremo tutta la storia in dettaglio ...
  5. 5. Basterà sapere che il BIG BANG iniziale è riuscito con le prime reazioni di fusione a produrre i primi elementi di materia, i più leggeri: idrogeno, elio, rare tracce di litio e berillio. La massa della giovane materia ha cominciato a opporsi all’espansione generale, grazie alla FORZA DI GRAVITÀ. Mentre l’espansione proseguiva, la materia cominciava localmente a concentrarsi, formando nubi più o meno dense: le future galassie.
  6. 6. Come si forma una singola galassia? Circa un miliardo di anni dopo il big bang, la materia comincia a condensarsi in grosse nubi più o meno sferiche. Ogni nube si muove rispetto alle altre, sia per traslazione che per rotazione. Con la contrazione, la rotazione accelera per conservare il momento angolare. La materia comincia a contrarsi non solo verso il nucleo, ma anche intorno al disco perpendicolare all’asse di rotazione. La galassia risulta tanto più schiacciata quanto maggiore è la velocità di rotazione. La forma risultante della galassia dipende dalle condizioni dinamiche in cui si è formata dalla nube primordiale, e anche dalle interazioni gravitazionali col resto dell’universo, anzitutto con le galassie vicine.
  7. 7. Su scala molto più piccola e condensata vi sono nubi di gas molecolare (principalmente idrogeno), come la grande nebulosa di Orione Contengono una massa pari a migliaia di volte quella del Sole e hanno un diametro di parecchi anni-luce
  8. 8. IC 1396 Proboscide Contraendosi, queste grandi nubi si riscaldano, cominciando ad emettere luce visibile, e soprattutto infrarossa
  9. 9. Su scala ancora più piccola e condensata, si formano oggetti opachi, molto compatti. Sono masse scure, chiamate globuli di Bok (che li scoprì nel 1940), in cui la materia si è condensata fino a risultare opaca alla radiazione: sono luoghi in cui possono formarsi nuove stelle. Contengono una massa pari a 10-50 volte quella del Sole e hanno un diametro di circa 1 anno-luce Bok globes IC 2944
  10. 10. In una grande nube molecolare si possono formare numerosi globuli di Bok La nebulosa IC 2948, fra la Croce del Sud e la Carena, a sud del Centauro A questo punto siamo in grado di raccontare la storia della formazione di una stella. Ad esempio una stella come il Sole.
  11. 11. All’origine, quindi, abbiamo una nebulosa primordiale, fredda (pochi gradi Kelvin), fatta di gas e polveri Una nube del genere contiene grandi quantità di materia: migliaia di volte la massa del Sole o anche più. Ma la materia è molto diffusa, dispersa su volumi enormi (parecchi anni-luce)
  12. 12. La nube è molto rarefatta, ma talvolta non abbastanza da impedire che attorno ai punti più densi si accumuli materia per reciproca attrazione gravitazionale. Inizia così un lento processo di contrazione che va accelerando nel tempo: in tal caso parliamo di collasso gravitazionale Equazione di Jeans, che descrive l’equilibrio tra la pressione e la forza di gravità. Qui M in è la massa della nube contenuta all'interno della sfera di raggio r  ; p è la pressione G è la costante di gravitazione universale .  è la densità della nube
  13. 13. In altri casi, le nubi sono tanto rarefatte da non poter collassare spontaneamente. Ma nei paraggi può esplodere una stella gigante, una supernova . La materia circostante viene compressa dall’esplosione e in alcuni punti della nostra nube può raggiungere la “densità critica”.
  14. 14. IC 2944 Così, spontaneamente o innescati dalla supernova, si formano i globuli densi dove con la densità cresce anche la forza di attrazione gravitazionale: le zone più dense diventano gravitazionalmente legate Lì la contrazione non può che accelerare, e la materia cade sempre più velocemente verso il baricentro del globulo. Lì si formeranno le stelle Che cosa vuol dire?
  15. 15. La contrazione causa la compressione del gas e l’aumento della temperatura, specialmente al centro del globulo, finché lì si raggiungono valori tali di temperatura da rendere il gas incandescente . Con l’apparire della luce, possiamo dire che è nata una stella? Andiamoci piano … IRIS Nebula, Cepheus
  16. 16. Che cosa significa “nasce una stella”? Che cosa ne alimenta la combustione? Una stella è una sfera di gas di volume abbastanza stabile, che emette radiazione finché è abbastanza calda.
  17. 17. Perché il volume è stabile? La gravità tende a comprimere la stella. Se si comprime un gas, questo si riscalda. Se si riscalda, la sua pressione aumenta ed esso tende a espandersi. Ma se si espande, tende a raffreddarsi, e la pressione diminuisce: la gravità prevale e la stella torna a comprimersi: equilibrio! Chi può turbare l’equilibrio? Prima o poi, il combustibile deve esaurirsi, perché le stelle perdono continuamente energia, irradiandola nello spazio. Dovrebbero gradualmente raffreddarsi, diventare più rosse e più piccole, e infine spegnersi …
  18. 18. Non è così Il calore originario immagazzinato per contrazione della nube, basterebbe al massimo per pochi milioni di anni. Invece, stelle come il Sole sono in grado di brillare per MILIARDI DI ANNI con splendore inalterato. Deve esserci al loro interno una fonte di energia potente e duratura. L’elisir di lunga vita è … Lo sapremo alla prossima puntata. Cioè alla lezione seguente Eravamo rimasti alla nube che si contrae…
  19. 19. Le cose non sono così semplici come potrebbero sembrare a prima vista. Il fatto è che la grande nube primaria non è mai perfettamente “ferma” rispetto all’universo. Possiede un sia pur debole moto di rotazione complessivo. Quando un oggetto rotante si contrae, la rotazione accelera per conservare il momento angolare. Quanto? Dipende dall’entità della contrazione. Qui, diversamente dalla famosa pattinatrice che serra le braccia, passiamo da dimensioni di un anno-luce a quelle di un raggio stellare (meno di un milione di Km, cioè pochi secondi-luce) Una contrazione di 10 milioni di volte provoca una tremenda accelerazione del moto rotatorio, tale da spaccare il globulo per forza centrifuga prima di formare la stella.
  20. 20. In genere è proprio quello che succede: molto spesso si formano stelle multiple.
  21. 21. Come conseguenza della rotazione vorticosa, lo spazio intorno a una stella giovane è piuttosto turbolento: l’involucro di materia attorno ad essa è sconvolto da accelerazioni e forze intense, gravitazionali e anche magnetiche. Grazie ai campi magnetici si formano immensi getti di materia lungo i poli
  22. 23. Diversi scorci di un Herbig-Haro
  23. 24. Chamaeleon  Oph Qui, oltre agli estesi getti lungo i poli, si possono vedere i dischi protoplanetari, disposti sull’equatore: è la materia che, a causa della rotazione vorticosa, per la forza centrifuga non riesce a cadere sulla stella
  24. 25. I processi di espulsione di materia e la stessa radiazione della giovane stella “puliscono” gradualmente lo spazio circostante. Resta, attorno al nucleo condensato, il disco protoplanetario. Su questo disco la materia continuerà a condensarsi in anelli, poi in corpi più piccoli: asteroidi, comete, pianeti.
  25. 26. Beta Pictoris: giovane stella con disco protoplanetario a 50 anni-luce da noi, immagine infrarossa (ESO)
  26. 27. I detriti del disco protoplanetario, sempre per attrazione gravitazionale, fanno raccogliere la materia in corpi più grandi, sempre minori della stella centrale.
  27. 28. Nel caso del Sistema Solare, come già detto, resta la grande nube di Oort, raggio 1 anno-luce Resta qualcosa della nube protoplanetaria?
  28. 29. Qui ogni tanto scopriamo un piccolo pianeta nuovo, come QUAOAR (2002) e SEDNA (2003), entrambi più piccoli di Plutone, a parecchie ore-luce dal Sole.
  29. 30. Un momento! In tutta questa storia c’è qualcosa che non torna Avevamo detto: il Big Bang produce un Universo d’idrogeno e di elio. Poi abbiamo detto che nelle nubi protostellari c’è “polvere”, tanto che si formano pianeti, asteroidi: rocce ! Silicio, calcio, ferro, nichel … Da dove vengono gli elementi pesanti? Chi li ha prodotti?
  30. 31. Risposta: le STELLE! Come? Lo vedremo fra poco Questi elementi possono essere immessi di nuovo nello spazio. Le nebulose che danno vita alle stelle che si formano successivamente (seconda e terza generazione) contengono già elementi pesanti. Quindi abbiamo stelle di composizione chimica diversa a seconda dell’epoca in cui si sono formate. Le prime stelle potevano essere fatte solo di idrogeno ed elio: se pure avevano pianeti, questi dovevano essere esclusivamente gassosi.
  31. 32. <ul><li>Riassumendo </li></ul><ul><ul><li>Il materiale originario è costituito da idrogeno ed elio. Le prime stelle sono prive di elementi più pesanti: cominciano loro a fabbricarli. </li></ul></ul><ul><ul><li>Tra le prime stelle se ne formano di molto massicce, giganti molto dense e calde. Oggi non le vediamo più perché esse bruciano in fretta ed esplodono arricchendo l’ambiente di elementi pesanti. Le massicce “giganti blu” che vediamo oggi sono di formazione recente. </li></ul></ul><ul><ul><li>Di quella formazione primordiale sopravvivono oggi le stelle che hanno vissuto più a lungo, cioè quelle di massa minore (bruciano più lentamente) </li></ul></ul><ul><ul><li>Grazie ai “prodotti di scarico” di quella prima generazione di stelle, il gas interstellare, che per lo più si addensa sul disco, contiene elementi pesanti. Le stelle di successive generazioni che si formano con questo gas contengono già gli elementi pesanti e attorno ad esse possono formarsi pianeti rocciosi. </li></ul></ul>
  32. 33. Abbiamo parlato di stelle piccole e grandi, di stelle che “bruciano in fretta” o lentamente, di stelle rosse o blu, e anche di stelle che esplodono. Speriamo di aver suscitato qualche curiosità sulla vita delle stelle, sulla loro evoluzione e sul loro destino finale. Ma questa è un’altra storia, che stiamo per vedere.

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