Parte I - Lezioni di astrofisica per la II Scuola Estiva di Astronomia in Puglia. Società Astronomica Italiana - Sez. Puglia

1. L’evoluzione delle stelle
II Scuola Estiva di Astronomia in Puglia
Roberto Anglani, PhD | SAIT PUGLIA

2. Syllabus
Take one
Sequenza principale
Scenari post-sequenza 0.08 Mo < M < 8 Mo
M > 8 Mo
Scenari finali oggetti compatti
supernovae
Take two
Stelle di neutroni to be continued
1
2
3
4

3. plasma: stato della materia in cui gli
elettroni sono strappati totalmente dagli
atomi (gas di ioni positivi e cariche
negative)
Sferoide di gas caldissimo che produce
energia mediante reazioni nucleari, ed
emette luce propria
radiazione elettromagnetica: l’energia
prodotta dalla fusione nucleare viene
irradiata come radiazione
elettromagnetica
MASSA1
LUMINOSITA’2
RAGGIO3
TEMPERATURA4
TIPO SPETTRALE5
DENSITA’6
ENERGIA7
GRAVITA’ SUPERF8
VEL. ROT9
C. MAGNETICO 10
COMP. CHIMICA 11
Stella

4. Ordini di grandezza
Massa
0.08 : 150-200 M0
Dimensioni
10 : 1,000,000,000 Km
Luminosità
1/10000 : 10,000,000 L0
M0 = 1030 Kg (333400 MT)
D0 = 106 Km (109 DT)
G0 = 27.9 g

5. Radiazione elettromagnetica
Veicolo di informazioni

6. Classificazione
Classi spettrali

7. Diagramma H-R
E’ un diagramma che mette in relazione la temperatura
con la luminosità delle stelle, che sono quantità fisiche
che dipendono strettamente dalla massa, dall’età e
dalla composizione chimica.
Una versione “operativa” del diagramma H-R consiste
nel diagramma Colore-Magnitudine, nel quale vengono
messe in relazione quantità direttamente osservabili.
Il diagramma H-R è utile poiché
consente di comprendere l’evoluzione dei sistemi stellari e
confrontare le predizioni teoriche con i dati sperimentali.
Picture dell’evoluzione delle stelle

8. Diagramma H-R

9. Sequenza principale
Diagramma H-R
Il Sole è una stella della
“sequenza principale”
è una “nana gialla”
di classe spettrale G2
Ogni punto rappresenta una stella
conosciuta ed uno stadio ben
determinato della fase evolutiva
La sequenza principale è il luogo del
diagramma HR in corrispondenza del
quale le reazioni nucleari delle stelle
forniscono l’intera luminosità irradiata
dalla stella.

10. Sequenza principale
Permanenza sulla sequenza principale
La fase di sequenza principale è la fase di
bruciamento dell’idrogeno.
Fase più importante e più duratura
(ad esempio il Sole trascorre circa l’80% della propria vita)
La durata della vita sulla sequenza principale
dipende essenzialmente dalla
massa della stella
che a sua volta regola la
luminosità della stella
energia irradiata per unità di tempo
t /
✓
M
M
◆ 2.5
· 1010
y
M = 100 Mo ha un tempo di vita di 100 Ky
MASSA DURATA CICLO VITALE

11. Sequenza principale
Uscita dalla sequenza principale (post MS: post main sequence)
Quando si esaurisce il
combustibile nucleare la stella
si allontana dalla sequenza
principale per diventare
una gigante
La massa della stella
regola il percorso evolutivo
della traccia post MS
e conseguentemente
la “morte” della stella
stessa
La fusione di elementi più
pesanti guida la fase post MS

12. Scenari post sequenza
Classificazione per luminosità
0 Ipergiganti
I Supergiganti
Ia-0 Supergiganti estrem. luminose
Ia Supergiganti luminose (Deneb)
Iab Supergiganti intermedie (Betelgeuse)
Ib Supergiganti meno luminose
II Giganti brillanti a-ab-b
III Giganti a-ab-b
IV Subgiganti IVa-IVb
V Stelle di M.S./Nane a-ab-b-z
VI Subnane
VII Nane bianche

13. Scenari post sequenza
M > 8 MO
0.8 MO < M < 8 MO
0.08 MO < M < 0.8 MO
Distinzione degli scenari per massa, bruciamenti e luminosità
Rami delle giganti distinti dalle
fasi di bruciamento

14. Scenari post sequenza
Stelle giganti
He
H
H
H
H
H
H
H
H
H
Nel nucleo termina la riserva di H.
Subentra una fase instabile: serie di collassi
del core fanno innalzare temperatura
Il nucleo di He inizia a
contrarsi ma la temperatura
non è ancora sufficiente
all’innesco della fusione
L'idrogeno continua a
bruciare negli strati più
esterni
Gli strati esterni si
espandono e si raffreddano
Ramo delle
GIGANTI ROSSE
0.8 Mo < M < 8 Mo

15. Scenari post sequenza
Gigante rossa
Temperatura superf.
3000 K < T < 4000 K
Stelle più note
Aldebaran (rossa)
Arturo (arancione)
Dimensioni
O(UA)
0.8 Mo < M < 8 Mo

16. 150 000 000 Km
MercurioVenereTerraMarte
Scenari post sequenza
Sole come gigante rossa
Età stimata del Sole
4.5 miliardi di anni
Durata del bruciamento H
10 miliardi di anni
Fase di gigante rossa
R ~ 1 UA
L ~ 1000 Lo
Pianeti come Mercurio,
Venere e Terra
verranno inglobati
nella stella
0.8 Mo < M < 8 Mo

17. Scenari post sequenza
Evoluzione della gigante rossa
He
La contrazione del nucleo di He continua
La temperatura del core può arrivare a 100’000’000 K
M < 0.4 Mo
Temperatura del core insufficiente per
l’innesco della fusione: nane rosse
M ~ Mo
Innesco esplosivo della fusione dell’He in C e O “Flash dell’He”
L’He prosegue nel bruciamento. Nuovo equilibrio:
la stella entra nel Ramo Orizzontale dell’HR
M > 3Mo Innesco della fusione dell’He prima che il core diventi degenere
Quando le riserve di He si esauriscono all’interno del nucleo, lo strato adiacente
(shell) che aveva trasformato tutto l’H in He, fonde l’He in C. A sua volta una shell
adiacente che contiene il restante H inizia a fondere in He.
La stella entra nel Ramo Asintotico delle Giganti (AGB)
0.8 Mo < M < 8 Mo

18. Scenari post sequenza
Fusione degli elementi pesanti
Quando M > 8 Mo si susseguono fasi di
collasso ed espansione fino alla possibile
nucleosintesi contemporanea di più
elementi fino al raggiungimento del Fe,
dove la reazione si ferma per via
dell’energia di legame dell’elemento.
M > 8 Mo
Fase vicina alla “fine” della stella
Nel caso in cui M > 8 Mo quando inizia la
conversione dell’He in C, le stelle massicce
espandono raggiungendo lo stadio di
supergigante rossa
Se la stella ha una massa M > 4 Mo una
complessa catena di reazioni nucleari
fonde gli elementi più leggeri in quelli più
pesanti (C, O, Ne...).

19. Scenari post sequenza
Supergigante rossa
M > 8 Mo

20. Scenari post sequenza
Dimensioni in gioco VY Canis Maioris
M > 8 Mo

21. Scenari post sequenza
Sommario
✴ Sequenza principale: stelle che producono energia
mediante fusione dell’H in He. L’energia nucleare bilancia
il collasso portando la stella all’equilibrio idrostatico. La
permanenza in sequenza principale dipende dalla massa
iniziale della stella.
✴ Ramo delle giganti: quando il combustibile H termina, le
stelle entrano nel ramo delle giganti e si possono
classificare a seconda della massa e dei tipi di
bruciamenti.
✴ A seconda della massa iniziale la fusione dell’He viene
innescata in modi differenti (ad es. flash) e il processo può
continuare fino al raggiungimento del Fe.

22. Scenari finali
Verso gli oggetti compatti
In prossimità della fine del combustibile nucleare la
pressione di radiazione del nucleo non riesce a
contrastare il collasso gravitazionale degli strati più
esterni.
Il nucleo collassa, e la materia che avvolge il nucleo viene
espulsa (si parla di perdita di massa)
la massa iniziale determina la violenza di espulsione
Rimane una stella compatta

23. Scenari finali
Due scenari dipendenti dalla massa
La fine di una stella in questo stadio dipende
fortemente dalla massa iniziale che condiziona anche
la violenza di espulsione degli strati esterni
Fino a 10 MO
fase di Nebulosa Planetaria
stadio di Nana Bianca
Oltre 10 MO
esplosione di Supernova
grande quantità di materiale espulso (Supernova Remnant)
stadio di Stella di Neutroni o Buco Nero

24. Scenari finali
Nebulosa planetaria (Eskimo)
NANA BIANCA
Fino a 10 MO

25. Scenari finali
Nebulosa planetaria (IC 418)
NANA BIANCA
Fino a 10 MO

26. Scenari finali
Nebulosa planetaria (M57 Ring Nebula)
NANA BIANCA
Fino a 10 MO

27. Scenari finali
Intermezzo sul TRIANGOLO ESTIVO
Fino a 10 MO

28. Scenari finali
Nane bianche
Fino a 10 MO
Una nana bianca è ciò che rimane dopo il collasso di
una stella di massa intermedia
come se fosse un tizzone ancora rovente
E’ una stella poco luminosa in fase di raffreddamento
fase che dura centinaia di miliardi di anni
1862 Scoperta di Sirio B da parte di Clark
1925 Identificata come nana bianca da Adams
1931 Chandrasekar determina il limite per la massa
Il limite di Chandrasekar è il limite superiore per la massa di
una nana bianca prima del collasso gravitazionale pari a
M=1.44 MO

29. Scenari finali
Modello di nana bianca
Fino a 10 MO
Le caratteristiche tipiche di una nana bianca sono
materia: principalmente elio
densità: 107 g cm-3 (10 tonnellate per cm3)
massa: 1033 g ~ MO
temperatura centrale: 107 K ~ TO
E’ una massa di elio a temperatura e densità
estremamente alte: gli atomi di elio sono completamente
ionizzati
L’interno di una nana bianca è un gas di nuclei di elio
ed elettroni

30. Scenari finali
Statistica quantistica
Fino a 10 MO
In queste condizioni di temperatura e densità, il gas di
elettroni è un gas quantistico di Fermi degenere
la temperatura del gas è al di sotto della “temperatura di
Fermi” (di qui il nome di stelle degeneri)
Questo gas di elettroni esercita una fortissima pressione
“di punto zero” controbilanciando l’attrazione
gravitazionale esercitata dai nuclei di elio
In questo modello si dimostra che la massa limite per
sostenere il collasso gravitazionale è M = 1.4 MO
-- Chandrasekar, Stellar Structure, cap XI (Dover, 1957)

31. Scenari finali
Supernovae
Oltre 10 MO
Oltre le 10 masse solari, la fusione nucleare degli
elementi continua finché il nucleo degenere non
raggiunge una massa superiore al limite di
Chandrasekhar.
Superato tale limite, il nucleo inizia un collasso
irreversibile.
Questo violento collasso genera un’onda d'urto che
provoca la catastrofica esplosione della stella in una
brillantissima supernova
di tipo II
di tipo Ib o Ic

32. Scenari finali
Supernovae
Oltre 10 MO
La luminosità delle supernovae è così grande che può
superare anche quella complessiva della galassia che
la ospita.
Il termine novae si deve al fatto che in tempi passati esse venivano considerate "nuove
stelle" poiché apparse in regioni del cielo dove prima non erano presenti.
Si classificano in base alla curva di luce e alle linee di
assorbimento dei diversi elementi chimici che appaiono nei
loro spettri:
tipo II (presenza H)
tipo I (assenza H); Ia (Si ionizzato); Ib (He non ionizzato)
185 d.C. SN 185 prima testimonianza da astronomi cinesi
1006 d.C. SN 1006 descritta da astronomi cinesi e islamici
1054 d.C. SN 1054 minuziosamente osservata Crab Nebula

33. Scenari finali
Supernovae
Oltre 10 MO
Le supernovae possono essere innescate
(1) tramite la riaccensione della fusione nucleare in una stella degenere
accrescimento di materia di una nana bianca (a sinistra SN 1572, tipo Ia)
(2) tramite il collasso del nucleo di una stella massiccia.
(a destra SN 1054, tipo II)

34. Dopo la Supernova Oltre 10 MO
Gli scenari post supernova a questo punto si dividono
Massa del nucleo residuo 1.4 MO < M < 3.8 MO
collasso verso Stella di Neutroni (Pulsar)
Massa del nucleo residuo oltre 3.8 MO
collasso irreversibile verso Buco Nero
nella prossima lezione

35. Scenari finali
Sommario

36. Fine
Grazie per l’attenzione