di Michela L., 1^ ist. tecnico commerciale

1. Evoluzione stellare Michela L., 1° anno istituto tecnico commerciale

3. Classificazione delle stelle in base alla temperatura

5. Nascita di una stella Nell’ universo sono presenti nebulose costituite prevalentemente da idrogeno gassoso; queste si comprimono a causa della forza gravitazionale fra gli atomi che la compongono, e così si forma una protostella.

6. Questo turbolento “pinnacolo cosmico” si trova all’interno della Nebulosa Carina.

7. Regione di formazione stellare W5, distante 7000 anni luce, nella costellazione di Cassiopea

8. Nascita di una stella Durante questo fenomeno la massa si addensa e riscalda: gli atomi di idrogeno, scaldandosi sempre di più, e cominciano ad urtarsi con sempre maggiore energia.

9. Nascita di una stella 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.

10. Nascita di una stella 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.

11. Nascita di una stella 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).

12. Nascita di una stella 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 …

13. Nascita di una stella … e si formerà un corpo detto "Nana bruna", cioè una piccola stella con una temperatura superficiale piuttosto bassa (inferiore ai 3000°C), poco luminosa e di colore rossastro.

14. Questa nana bruna, chiamata GL229B, orbita intorno alla nana rossa Gliese 229, che si trova alla distanza di circa 18 anni-luce dalla Terra, nella costellazione Lepus. La nana bruna ha circa il diametro di Giove (129 000 km circa) ma è molto più densa, avendo una massa fra 20 e 50 volte maggiore.

15. Nebulosa Iris - NGC 7023

16. Reazioni nucleari Quando le distanze fra i protoni diminuiscono di un certo valore, «scattano» le forze nucleari. La forza nucleare fra protoni fa sì che da nuclei di idrogeno si formino nuclei di elio.

17. Reazioni nucleari Questa reazione si chiama fusione nucleare. 4 nuclei di idrogeno   1 nucleo di elio + energia.

19. nucleo di idrogeno nucleo di deuterio ENERGIA nucleo di trizio nucleo di elio

20. Reazioni nucleari La reazione per la creazione dell'elio a partire dall'idrogeno ha una fondamentale caratteristica: la massa di un nucleo di elio prodotto è lievemente minore della massa dei quattro nucleoni che l'hanno formato.

21. Reazioni nucleari Secondo il principio di conservazione della massa e dell'energia, se in una reazione si perde massa essa si deve trasformare in energia. L'energia che si libera in questa reazione è data dalla nota formula di Einstein : E = m c ² E= energia, m=massa, c= velocità luce in m/s cioè 9 x 1016 m²/s².

22. Reazioni nucleari La produzione di energia dalla fusione nucleare è enorme. La stella così si "accende" emettendo una enorme quantità di energia sotto forma di radiazione elettromagnetica e di particelle.

23. Reazioni nucleari 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.

24. “Nuvolette” rossastre attorno a una stella appena formata, fotografata dal telescopio Hubble: proviene dalla galassia nana NGC 6503

25. Prima possibile evoluzione L'idrogeno che costituisce il "combustibile", trasformandosi in elio, prima o poi si esaurisce. Dopo milioni o miliardi di anni (a seconda della sua massa) una stella è destinata a morire.

26. Prima possibile evoluzione Avvengono allora tutta una serie di trasformazioni, che portano la stella a diversi destini, e ciò in dipendenza della sua massa.

27. Prima possibile evoluzione Si sa che, se una stella è più leggera di una certa massa critica (fino a circa 7 masse solari) questa diventa prima una gigante rossa, e poi una nana bianca, rimanendo tale fino alla sua completa morte.

28. Prima possibile evoluzione 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.

29. Prima possibile evoluzione La combustione più superficiale rende la stella molto luminosa perché più esterna è la superficie emittente, più la temperatura è bassa.

30. Prima possibile evoluzione Prima di diventare gigante rossa una stella ha un lungo stadio di «equilibrio», quello attuale del sole.

31. Immagine di “fantasia”: una gigante rossa tramonta sopra un lago (?) di un pianeta ormai morto, sul quale, molti millenni fa, esistevano numerose forme di vita.

32. Si pensa che sia il destino verso il quale andrà incontro anche la Terra.

33. Prima possibile evoluzione: le fasi conclusive 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.

34. Prima possibile evoluzione: le fasi conclusive A questo punto la stella, divenuta una nana bianca, sarà costituita da carbonio e così lentamente si spegnerà.

35. Prima possibile evoluzione: le fasi conclusive 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).

36. Prima possibile evoluzione: le fasi conclusive Nel passaggio tra gigante rossa e nana bianca si forma una nebulosa planetaria. 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.

37. Prima possibile evoluzione: le fasi conclusive Il nostro Sole probabilmente produrrà una nebulosa planetaria tra circa 5 miliardi di anni. La stella centrale allora emette abbastanza radiazione da mantenere il gas espulso sufficientemente caldo da riemettere luce.

38. nebulosa planetaria NGC 6751

39. nana bianca RX J0648-4418

40. Seconda possibile evoluzione Per le stelle dell'altra categoria (quelle con massa maggiore della massa critica) l'evoluzione è diversa.

41. Seconda possibile evoluzione Per le stelle dell'altra categoria (quelle con massa maggiore della massa critica) l'evoluzione è diversa. Esse diventeranno supergiganti rosse e poi, esplodendo con una immane esplosione, (fase di supernova) diventeranno o stelle di neutroni o buchi neri.

42. Seconda possibile evoluzione Durante la fase di supergigante rossa, verranno “creati” dalle enormi temperature anche gli atomi fino al ferro. Gli atomi più pesanti del ferro, però non possono essere creati in quella fase. Non vi è energia sufficiente.

43. Seconda possibile evoluzione 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.

44. Seconda possibile evoluzione A questo punto la stella “crolla su se stessa” non essendo più la gravità controbilanciata dal calore prodotto dalla fusione nucleare. Si ha così la creazione di una supernova con una immane esplosione.

45. Ciò che rimane di una supernova nella costellazione del Toro.

46. Foto NASA sulla supergigante rossa V838 (in sequenza temporale).

47. Foto NASA sulla supergigante rossa V838 (in sequenza temporale).

48. Foto NASA sulla supergigante rossa V838 (in sequenza temporale).

49. Foto NASA sulla supergigante rossa V838 (in sequenza temporale).

50. Foto NASA sulla supergigante rossa V838 (in sequenza temporale).

51. Foto NASA sulla supergigante rossa V838 (in sequenza temporale).

52. Seconda possibile evoluzione: le fasi conclusive In pochi istanti tutta la massa della stella collassa drammaticamente con emissione di grandi quantità di materia ed energia. Una supernova è addirittura visibile in pieno giorno: ci sono state varie testimonianze storiche fra cui l'ultima, quella di TychoBrahe, del 1572.

53. Seconda possibile evoluzione: le fasi conclusive 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) ?

54. Seconda possibile evoluzione: le fasi conclusive La risposta è che, probabilmente, la nebulosa da cui si è generato il sole (e con esso il sistema solare) è stata "inseminata" dall'esplosione di una supernova che era nelle sue vicinanze.

55. Seconda possibile evoluzione: le fasi conclusive 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.

56. Seconda possibile evoluzione: le fasi conclusive Se, infatti, gli elettroni si fondono con i protoni, si ottengono neutroni. Quindi, in certe condizioni di pressione, la materia si trasforma in neutroni estremamente addensati.

57. Seconda possibile evoluzione: le fasi conclusive Tutta la massa di una stella si riduce così in una "palla" di pochi chilometri di raggio. E' così che si forma una stella di neutroni.

58. Stella di neutroni all’ interno della supernova Cassiopea A

59. Seconda possibile evoluzione: le fasi conclusive Se poi, la densità di questa materia supera un certo valore, si ha un fenomeno che ha dell'incredibile.

60. Seconda possibile evoluzione: le fasi conclusive 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).

61. Curiosità: ecco il primo “buco nero” prodotto in laboratorio in Cina. Questo potrebbe aprire una nuova era energetica rinnovabile e pulita.

62. Si tratta di un’invenzione di TieJun Cui QiangChen, dell’Università di Nanchino, che ha progettato e realizzato un dispositivo capace di curvare le onde elettromagnetiche.

63. In questo modo si potrebbe arrivare alla realizzazione di un “buco nero ottico” capace di attrarre le radiazioni luminose ...

64. … raccogliendole e concentrandole in una maniera migliore rispetto agli attuali sistemi con celle fotovoltaiche.