Conferenza di Francesco Ferraro del 17/4/2009 corso di aggiornamento AIF

1. Alla scoperta del cosmo – 17 aprile 2009 Francesco R. Ferraro Dip. di Astronomia - Università di Bologna gli orologi dell'Universo Le stelle: le fornaci e

2. Radiazione elettromagnetica ? luce visibile !!

3. Ipparco (120 a.c.) Astronomia "contemplativa" "sistematica" Galileo (1600 d.c.) "tecnologica"

4. Onde elettromagnetiche    LUNGHEZZA D’ONDA- distanza tra due massimi successivi FREQUENZA- numero di massimi nell’unità di tempo postini cosmici Perturbazioni che si propagano nello spazio, generate da cariche elettriche che si muovono di moto non uniforme   c E=  h  velocità della luce 300,000 Km/sec Cost. di Plank (6.6 10 –27 erg sec)

5. Onde elettromagnetiche luce visibile Radiazione di alta energia Radiazione di bassa energia  corte  lunghe

6. onde radio luce visibile atmosfera Radiazione elettromagnetica

7. Assorbimento atmosferico luce visibile Radiazione di alta energia

8. Onde elettromagnetiche La radiazione trasporta molta informazione: Le onde elettromagnetiche trasportano energia (informazione) da un punto all’altro dello spazio luminosità La storia dell’astronomia è la storia di come gli uomini hanno imparato a rivelare e registrare queste radiazioni provenienti dai corpi celesti temperatura composizione chimica

9. Luminosità Magnitudini: scala di luminosità relativa Ipparco m1 - m2 = -2.5 Log (F1/F2) le magnitudini sono definite su determinati intervalli di lunghezza d’onda mag=10 mag=12.5 (10 volte meno luminosa) mag=15 (100 volte meno luminosa) mag=20 (10,000 volte meno luminosa)

10. Filtri B R osservatore osservatore sorgente sorgente                                                

11. Possiamo definire gli INDICI DI COLORE B – V U – V U – B che sono indicatori di TEMPERATURA FILTRI U B V rappresentano così le magnitudini ottenute utilizzando tre differenti filtri

12. Un corpo ad una certa temperatura non emette uniformemente a tutte le lunghezze d’onda Legge di CORPO NERO (Plank) Legge di Wien  max = 3 10 7 /T (A) 8,000 o K 6,000 o K 4,000 o K

13. B-V per una stella a 8,000 o K B V B-V per una stella a 6,000 o K B V intensi tà

14. ABBONDANZE CHIMICHE e      e       

15.   e              e       

16. RIGHE SPETTRALI impronte digitali degli elementi chimici analizzando lo spettro di una stella siamo in grado di identificare quali elementi sono presenti nella sua atmosfera

17. Sole 8 min-luce  Cen 4 anni-luce AG 15,000 anni-luce M31 2 Mil. anni-luce Virgo 36 Mil. anni-luce

18. NUCLEO (BULGE) DISCO ALONE

20. “ mattone” della struttura di qualunque oggetto astronomico “ mattone” dell’evoluzione chimica delle galassie “ mattone” dell’evoluzione delle proprietà integrate delle galassie elemento fondamentale per la definizione di “orologi”

21. Cos'è una stella? Una sfera di gas in equilibrio idrostatico GRAVITA’ = PRESSIONE composizione chimica Idrogeno (H) 73% Elio (He) 25% Metalli (Z) 2%

22. Cos'è una stella? INVILUPPO NUCLEO Produzione di energia Trasporto di energia in superficie

25. 5 10 26 erg/anno 4 10 33 erg/sec !!! Helmoltz (1850) – energia dovuta alla contrazione del gas ( contrazione necessaria = 60/70 m/anno) Il sole potrebbe produrre energia per 50 Milioni di anni… Tuttavia l’eta della TERRA è di circa 4.5 Miliardi di anni !!!! ? Energia Nucleare Fusione Fissione ENERGIA?

26. Il tipo di elemento è determinato dal numero di PROTONI presenti nel Nucleo Un elemento con lo stesso numero di PROTONI ma un differente numero di NEUTRONI viene detto ISOTOPO He 4 Protone Neutrone H 1 H 2 (Deuterio) Li 7 Be 9 He 3

27. m 1 + m 2 > m 3 E = mc 2 Come avviene il processo di Fusione? + m 1 + m 2 + m 3  m

28. C’è solo un problema….. R Forza di Repulsione Coloumbiana Forza di attrazione NUCLEARE R 0 <10 —13 cm + + R

29. … .. Forza di Repulsione Coloumbiana Forza di attrazione NUCLEARE R 0 <10 —13 cm Un decimillesimo di miliardesimo di centimetro !!! ! ABBIAMO FORMATO UN NUOVO ELEMENTO CHIMICO!!!! + + R + + + +

30. ½ m V 2 = K T DENSITA’ TEMPERATURA 10 milioni di gradi

31. H 1 H 1 H 2 He 3 He 3 H 1 He 4 + + H 1 H 1 4 H 1 He 4 p + n + e + + 

32. ATTENZIONE questo processo NON e’ spontaneo Ma richiede energia. Un protone in quiete NON puo`traformarsi spontaneamente in un neutrone perche` violerebbe la conservazione della massa (energia) 0.9382 Gev === 0.9395 GeV + 0.0005 GeV +…. p + n + e + + 

33. Il Deuterio (H 2 ) e` costituito da un protone e un neutrone… perche` allora non si forma direttamente dall’interazione di un protone e un neutrone? In questo caso NON CI SAREBBE barriera di carica da superare…. ATTENZIONE !!! In natura NON ci sono neutroni liberi.. A causa dell’interazione debole un neutrone decade spontaneamente (in 15 minuti) H 1 H 1 H 2 n p + e - + 

34. N 15 C 12 N 13 O 15 C 13 N 14 H 1 H 1 He 4 H 1 4 H 1 He 4 H 1

35. In base a quanto abbiamo detto finora possiamo cercare di stimare (in maniera approssimata) quanto possa durare la riserva di combustibile H che il Sole possiede nel suo nucleo

36. Δm = (4x 1.67 - 6.645 ) 10 -24 = 0.035 10 -24 gr E = Δ m c 2 =0.035 x 10 -24 (3x 10 10 ) 2 = 0.035 10 -24 10 21 erg = 3.5 10 -5 erg In ogni ciclo di combustione una certa quantita di Massa viene trasformata in energia 4 H 1 He 4 H 1 1.67 10 -24 gr He 4 6.645 10 -24 gr

37. E =3.5 10 -5 erg x 5 10 55 = 1.7 10 51 erg Massa del Sole = 2 x 10 33 gr il 70 % e’ fatto di H Supponendo che il core ospiti circa il 20% della massa totale MassaH = 2x10 33 X0.7x0.2 =3 10 32 gr N(H) = 3 10 32 / 1.67 10 -24 = 2 10 56 Con questo numero di H possiamo fare 5 10 55 cicli di bruciamento (4 H in un He) e produrre…

38. Sapendo che il sole emette L = 4 x10 33 erg/sec Possiamo calcolare quanti anni puo Durare il combustibile nel nucleo del sole t = 1.7 10 51 / 4 10 33 =4 10 17 sec Sapendo che in un anno ci sono circa 3 10 7 sec t= 4 10 17 / 3 10 7 = 10 10 anni !!!!

39. + 2 x ( ) REAZIONE 1 10 milioni di gradi H H He 4 + 3 He 4 C 12 REAZIONE 2 100 milioni di gradi

40. Fe 56 + O 16 + O 16 Ne 20 Ne 20 + Mg 24 REAZIONE 3 800 milioni di gradi + C 12 Ne + He 4 C 12

41. Tutti gli elementi più pesanti dell’He sono stati sintetizzati all’interno delle stelle Le stelle sono dunque la FORNACE COSMICA in cui si formano gli elementi

42. Gigante Rossa Seq. Principale Braccio Orizzontale Braccio Asintotico bruciamento nel nucleo He He  C 4H   He 4H  He bruciamento nel nucleo H He 4H   He contrazione del nucleo bruciamento in un guscio sottile H C-O He   C contrazione del nucleo bruciamento in un guscio sottile H   He H

43. T   10 10 o K e - + p + n +  processo URCA FOTO-DISINTEGRAZIONE Fe 56 +  13He 4 + 4 n He 4 +  2p + 2n Fe Si Ne + Mg C + O He H n Si Ne + Mg

44. SUPERNOVA n n stella di neutroni n Si Ne + Mg n Si Ne + Mg

45. SUPERNOVA

46. SUPERNOVA Le SNe arricchiscono il mezzo interstellare del materiale sintetizzato negli interni stellari Si, C, O, etc n

47. Durante l’esplosione di una supernova vengono prodotti numerosi NEUTRONI formazione degli elementi più pesanti del FERRO Fe 56 +   13 He 4 + 4 n n p + + e - +  + Z n Z+1 + e - + 

48. 15 Mo

49. Tutte le stelle esplodono come SNe? NO ! Solo le stelle più massicce riescono ad innescare tutte le reazioni termonucleari fino a formare un nucleo di Ferro SOLE Una stella come il Sole, dopo la fase di GR innescherà anche l’He, ma non innescherà il bruciamento del Carbonio e quindi si spegnerà diventando una NANA BIANCA Gigante Rossa il raggio della stella aumenta di 100-400 volte Mercurio Venere Terra He 4H   He H

50. EVOLUZIONE di una stella di 1.0 Mo

51. EVOLUZIONE di una stella di 2.5 Mo

52. Evoluzione di una stella di 1.0 Mo

53. La massa è il parametro che stabilisce il tempo di evoluzione (la vita) e la morte della stella 1 M o t SP = 10 10 anni 3 M o t SP =3 10 7 anni 25 M o t SP = 2 10 6 anni La “vita” della della stella è scandita dall’innesco delle reazioni termonucleari La SP è la fase più lunga e più stabile della “vita” della stella Il bruciamento degli altri combustibili nucleari (He, C, O etc) avviene su tempi significativamente più corti

54. La massa è il parametro che stabilisce il tempo di evoluzione (la vita) e la morte della stella stadio finale C-O M<8 Mo Nel core si innesca il bruciamento dell’He (= si forma un nucleo di C-O) ma NON si innescherà mai il bruciamento di C. Una volta perso l’inviluppo, il nucleo si contrae e si raffredda progressivamente ( NANA BIANCA di C-O ) La contrazione è arrestata dal raggiungimento della massima concentrazione possibile di elettroni R  10 3 Km   10 6 gr/cm 3

55. La massa è il parametro che stabilisce il tempo di evoluzione (la vita) e la morte della stella stadio finale M>25 Mo M>8 Mo una stella costituita principalmente da NEUTRONI ( STELLA DI NEUTRONI ) La contrazione è arrestata dal raggiungimento della massima concentrazione possibile dai neutroni R  10 Km   10 14 gr/cm 3 La contrazione non si arresta BUCO NERO n 8 Mo <M<25 Mo SUPERNOVA TIPO II

56. possiamo immaginare che esista un R lim in corrispondenza del quale V fuga = c NASA V BUCO NERO “ Remnant” del collasso gravitazionale di una stella massiccia V > V fuga V fuga = 2 G M R R lim  1 Km

57. Un BUCO NERO nel centro galattico

62. M o = 3   10 33 gr t E   7 miliardi di anni 3 M o t E   300 milioni di anni 25 M o t E   2 milioni di anni EVOLUZIONE STELLARE

63. Evolution of stars 1-8 Mo === that will eventually become WHITE DWARF

64. ?? t E   100 anni M o = 3   10 33 gr t E   7 miliardi di anni 3 M o t E   300 milioni di anni 25 M o t E   2 milioni di anni EVOLUZIONE STELLARE t E   1 ora

65. Se l’osservatore ha un tempo di evoluzione troppo corto per osservare l’intero ciclo evolutivo di un singolo oggetto deve necessariamente ricorrere all’osservazione un campione statisticamente significativo AMMASSI STELLARI

66. AMMASSI STELLARI Le differenze di luminosità tra le stelle indicano differenze strutturali Le stelle sono tutte alla stessa distanza dall’osservatore Le stelle hanno tutte la stessa composizione chimica (si sono formate dalla stessa nube interstellare) Sono coeve (si sono formate contemporaneamente) Sono in stadi evolutivi diversi (perché hanno masse differenti)

67. combinando due misure di luminosità ottenute con due filtri diversi (per esempio B e V ) si può costruire il DIAGRAMMA COLORE - MAGNITUDINE In questo diagramma le magnitudini delle stelle NON si dispongono in maniera casuale MA definiscono sequenze V B-V

68. stelle calde stelle fredde SEQUENZA PRINCIPALE ( bruciamento di H in He nel “ core” ) stelle brill. stelle deb. Le sequenze nel diagramma CM corrispondono a stelle in fasi evolutive diverse (bruciamento di diverso combustibile)

69. SEQUENZA PRINCIPALE ( bruciamento di H in He nel “ core” ) La SP è la fase più stabile della vita di una stella,dura finche la stella non ha bruciato quasi tutto (95%) l’H nel nucleo. Le caratteristiche strutturali della stella rimangono praticamente invariate durante tutta questa fase evolutiva stelle brill. stelle deb.

70. SEQUENZA PRINCIPALE ( bruciamento di H in He nel “ core” ) In un ammasso stellare in cui tutte le stelle sono alla stessa distanza la SP è praticamente una sequenza in massa , dove le stelle più brillanti sono le stelle più massicce e le più deboli sono stelle di piccola massa Stelle massicce Stelle di piccola massa

71. 1 M o t SP = 10 10 anni 3 M o t SP =3 10 7 anni 25 M o t SP = 2 10 6 anni Col passar del tempo le stelle più massicce evolvono fuori dalla SP (come già detto il tempo di permanenza sulla SP dipende dalla massa della stella) T o < T 1 <T 2 <T 3 <T 4 Inizialmente (in un ammasso stellare giovane)tutte le stelle sono disposte lungo la SP (tutte le stelle – anche le più massicce – stanno bruciando H in He)

72. 1 3 2

73. Sequenza Principale Stelle evolute

75. la SP si consuma col tempo come una candela Abbiamo trovato un orologio per misurare lo scorrere del tempo nell’Universo Le lancette di questo “orologio” stellare sono il punto terminale della SP (il cosiddetto Turn-Off) TEMPO

76. perché ci interessano gli orologi? Per stimare quanto è vecchio l’Universo!! AMMASSI GLOBULARI sono gli oggetti più vecchi di cui possiamo stimare l’età

77. L'età dell'Universo dagli AG La lettura dell’età dalla luminosità del TO della SP degli AG La Galassia si è formata 12-13 Miliardi di anni fa L’età dell’Universo è almeno di 14 Miliardi di anni TO

78. NUBE PROTOGALATTICA disco galattico T = 0 T = 10 8 anni SNe H =76% He=24% Z = 0% H =74% He=24% Z = 2% Ammassi Globulari

79. AMMASSI STELLARI

81. H He nel core H He in shell He C nel core H He in shell He C in shell H He in shell SEQUENZA PRINCIPALE RAMO DELLE GIGANTI RAMO ORIZZONTALE RAMO ASINTOTICO Perdita di massa 1 Perdita di massa 2

82. ESO European Southern Observatory

84. “ D’interessante c’e` che secondo gli astronomi moderni lo spazio cosmico e` finito. E` un pensiero confortante specie per chi non ricorda mai dove ha lasciato gli occhiali.” Woody Allen

85. The End Stelle: fornaci ed orologi

86. Blue sequences in the UV: blue straggler stars BSS crucial link between stellar evolution & stellar dynamics