Evoluzione delle stelle

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di Michela L., 1^ ist. tecnico commerciale

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Evoluzione delle stelle

  1. 1. Evoluzione stellare Michela L., 1° anno istituto tecnico commerciale
  2. 3. CLASSIFICAZIONE STELLARE
  3. 4. <ul><li>Nell’ universo sono presenti delle nubi, delle nebulose costituite prevalentemente da idrogeno, queste si comprimono a causa della forza gravitazionale fra gli atomi che la compongono, così si ha una protostella. </li></ul>NEBULOSE
  4. 5. <ul><li>Durante questo fenomeno si addensa e riscalda, gli atomi di idrogeno, scaldandosi sempre di più cominciano ad urtarsi con maggiore energia. </li></ul>NEBULOSE
  5. 6. <ul><li>Ad un certo punto, a causa degli urti sempre più energetici, gli elettroni si staccano dagli atomi di idrogeno e si forma un plasma (stato di aggregazione della materia in cui nuclei ed elettroni sono mescolati in una specie di gas caldissimo). </li></ul>NEBULOSE
  6. 7. <ul><li>A causa della gravitazione la nube diventa sempre più densa e calda ed ad un certo punto i protoni cominciano ad urtarsi con sempre maggiore forza ed a raggiungere distanze relative molto piccole. </li></ul>NEBULOSE
  7. 8. <ul><li>Riescono allora, a causa dell'enorme energia che possiedono, a vincere le forze di respinsione elettrica che a distanze sempre più piccole diventano sempre più grandi (inversamente proporzionali al quadrato della distanza). </li></ul>NEBULOSE
  8. 9. <ul><li>Nel caso in cui la protostella non riesce a raggiungere gli 8 milioni di gradi (temperatura alla quale si innescano le reazioni termo-nucleari), perché la sua massa iniziale non è sufficiente, allora nel centro della nebulosa non si innescano i processi nucleari a pieno regime … </li></ul>NEBULOSE
  9. 10. <ul><li>… e si formerà un corpo detto &quot;Nana Bruna&quot;, cioè una piccola stella con una temperatura superficiale piuttosto bassa (inferiore ai 3000°C), poco luminosa e di colore rossastro (da cui il nome nana bruna). </li></ul>NEBULOSE
  10. 11. NEBULOSA IRIS - NGC 7023
  11. 12. <ul><li>Quando le distanze fra i protoni diminuiscono di un certo valore, «scattano» le forze nucleari. </li></ul><ul><li>La forza nucleare fra protoni fa sì che da nuclei di idrogeno si formino nuclei di elio. </li></ul><ul><li>Questa reazione si chiama fusione nucleare. </li></ul><ul><li>1 deuterio + 1 deuterio ===> 1 nucleo di elio + energia. </li></ul>REAZIONE NUCLEARE
  12. 13. <ul><li>La reazione per la creazione dell'elio a partire dall'idrogeno ha una fondamentale caratteristica: </li></ul><ul><li>la massa di un nucleo di elio prodotto è lievemente minore della massa dei quattro nucleoni che l'hanno formato. </li></ul>REAZIONE NUCLEARE
  13. 14. <ul><li>Secondo il principio di conservazione della massa e dell'energia, se in una reazione si perde massa essa si deve trasformare in energia. </li></ul><ul><li>L'energia che si libera in questa reazione è data dalla nota formula di Einstein : </li></ul><ul><li>E = m c ² </li></ul><ul><li>(E= energia, m=massa, c= velocita luce in m/s cioè 9 x 10 alla sedicesima, m²/s²). </li></ul>REAZIONE NUCLEARE
  14. 15. <ul><li>La produzione di energia dalla fusione nucleare è enorme. </li></ul><ul><li>La stella così si &quot;accende&quot; emettendo una enorme quantità di energia sotto forma di radiazione elettromagnetica e di particelle. </li></ul>REAZIONE NUCLEARE
  15. 16. <ul><li>La stella raggiunge allora l'equilibrio e cessa di comprimersi, perché la pressione verso l'esterno prodotta dalla fusione nucleare controbilancia la forza gravitazionale che tenderebbe a farla comprimere su se stessa indefinitamente. </li></ul>REAZIONE NUCLEARE
  16. 17. Nuvolette rossastre attorno a una stella appena formata, fotografata dal telescopio Hubble: proviene dalla galassia nana NGC 6503
  17. 18. <ul><li>L'idrogeno che costituisce il &quot;combustibile&quot;, trasformandosi in elio, prima o poi si esaurisce. </li></ul><ul><li>Dopo milioni o miliardi di anni (a seconda della sua massa) una stella è destinata a morire. </li></ul>PRIMA POSSIBILE EVOLUZIONE
  18. 19. <ul><li>Avvengono allora tutta una serie di trasformazioni, che portano la stella a diversi destini, e ciò in dipendenza della sua massa. </li></ul>PRIMA POSSIBILE EVOLUZIONE
  19. 20. <ul><li>Si sa che, se una stella è più leggera di una certa massa critica (circa 7 masse solari) questa diventa prima una gigante rossa e poi una nana bianca rimanendo tale fino alla sua completa morte. </li></ul>PRIMA POSSIBILE EVOLUZIONE
  20. 21. <ul><li>Una gigante rossa ha quasi finito la riserva di idrogeno nel proprio nucleo; tale combustibile continua invece ad essere bruciato negli strati più superficiali e, di conseguenza la stella si espande. </li></ul>PRIMA POSSIBILE EVOLUZIONE
  21. 22. <ul><li>La combustione più superficiale rende la stella molto luminosa perché più esterna è la superficie emittente, più la temperatura è bassa. </li></ul>PRIMA POSSIBILE EVOLUZIONE
  22. 23. <ul><li>Prima di diventare gigante rossa una stella a un lungo stadio di «equilibrio», quello attuale del sole. </li></ul>PRIMA POSSIBILE EVOLUZIONE
  23. 24. Una gigante rossa tramonta sopra un lago di un pianeta ormai morto, sul quale, molti millenni fa, esistevano numerose forme di vita. Si pensa sia il destino verso il quale andrà incontro anche la Terra.
  24. 25. <ul><li>Per le stelle di tipo gigante rossa, dopo che si è bruciato tutto l'idrogeno, si comincia a bruciare l'elio creando i nuclei fino al carbonio. </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  25. 26. <ul><li>A questo punto la stella, divenuta una nana bianca, sarà costituita da carbonio e così lentamente si spegnerà. </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  26. 27. <ul><li>Il nostro Sole avrà questo destino! Nella fase precedente di gigante rossa diventerà così grande caldo da inglobare e distruggere almeno i pianeti più vicini (compresa, la nostra terra). </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  27. 28. <ul><li>Nel passaggio tra gigante rossa e nana bianca si forma una nebulosa planetaria. </li></ul><ul><li>Le nebulose planetarie si generano quando alcune stelle, solitamente al termine della loro vita emettono una gran quantità di gas, formando bolle (o coni) di gas. </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  28. 29. <ul><li>La stella centrale allora emette abbastanza radiazione da mantenere il gas espulso sufficientemente caldo da riemettere luce. </li></ul><ul><li>Il nostro Sole probabilmente produrrà una nebulosa planetaria tra circa 5 miliardi di anni. </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  29. 30. nana bianca RX J0648-4418 nebulosa planetaria NGC 6751
  30. 31. <ul><li>Per le stelle dell'altra categoria (quelle con massa maggiore della massa critica) l'evoluzione è diversa. </li></ul><ul><li>Esse diventeranno supergiganti rosse e poi, esplodendo con una immane esplosione, (fase di supernova) diventeranno o stelle di neutroni o buchi neri. </li></ul>SECONDA POSSIBILE EVOLUZIONE
  31. 32. <ul><li>Durante la fase di supergigante rossa, verranno creati dalle enormi temperature anche gli atomi fino al ferro. </li></ul><ul><li>Gli atomi più pesanti del ferro, però non possono essere creati in quella fase. Non vi è energia sufficiente. </li></ul>SECONDA POSSIBILE EVOLUZIONE
  32. 33. <ul><li>Quando tutta la materia si è trasformata in ferro, non vi è più nulla da “bruciare”, cioè non vi è energia sufficiente per fondere (nuclearmente) il ferro e creare atomi più pesanti. </li></ul>SECONDA POSSIBILE EVOLUZIONE
  33. 34. <ul><li>A questo punto la stella “crolla su se stessa” non essendo più la gravità controbilanciata dal calore prodotto dalla fusione nucleare. </li></ul><ul><li>Si ha così la creazione di una supernova con una immane esplosione. </li></ul>SECONDA POSSIBILE EVOLUZIONE
  34. 35. Clip video prodotto dalla NASA sulla supergigante rossa V838 e a fianco ciò che rimane di una supernova in Taurus
  35. 36. <ul><li>In pochi istanti tutta la massa della stella collassa drammaticamente con emissione di grandi quantità di materia ed energia. </li></ul><ul><li>Una supernova è addirittura visibile in pieno giorno: ci sono state varie testimonianze storiche fra cui l'ultima , quella di Tycho Brahe, del 1572. </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  36. 37. <ul><li>Sorge allora una domanda. Come è possibile che qui sulla terra esistano gli elementi più pesanti del ferro quando il nostro sole non è in grado di produrli (appartenendo esso alla prima categoria di stelle) ? </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  37. 38. <ul><li>La risposta è che, probabilmente, la nebulosa da cui si è generato il sole (e con esso il sistema solare) è stata &quot;inseminata&quot; dall'esplosione di una supernova che era nelle sue vicinanze. </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  38. 39. <ul><li>Quando una stella massiccia (di questo tipo) muore, una sua parte, dopo l'esplosione che produce la supernova, si trasforma in un nucleo densissimo di neutroni. </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  39. 40. <ul><li>Se, infatti, gli elettroni si fondono con i protoni, si ottengono neutroni. </li></ul><ul><li>Quindi, in certe condizioni di pressione, la materia si trasforma in neutroni estremamente addensati. </li></ul><ul><li>Tutta la massa di una stella si riduce così in una &quot;palla&quot; di pochi chilometri di raggio. E' così che si forma una stella di neutroni. </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  40. 41. <ul><li>Se poi, la densità di questa materia supera un certo valore, si ha un fenomeno che ha dell'incredibile. </li></ul><ul><li>Si ha la formazione di un buco nero che, secondo la teoria della relatività generale di Einstein, incurva così tanto lo spazio intorno a sé da far sì che nemmeno la luce ne possa più uscire (da qui il nome). </li></ul>FINE EVOLUZIONE
  41. 42. Stella di neutroni nella all’ interno della supernova Cassiopea A, a fianco un buco nero.
  42. 43. Si tratta di un’invenzione di Tie Jun Cui Qiang Chen, dell’Università di Nachino, i quali hanno progettato e realizzato un dispositivo capace di curvare le onde elettromagnetiche si potrebbe arrivare alla realizzazione di un “buco nero ottico” capace dunque di attrarre le radiazioni luminose, raccogliendole e concentrandole in una maniera migliore rispetto agli attuali sistemi con celle fotovoltaiche. Curiosità: ecco il primo buco nero prodotto in laboratorio in Cina. Questo potrebbe aprire una nuova era energetica rinnovabile e pulita.

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