Evoluzione stellare: dalle stelle alle galassie

1. Osservatorio Astronomico Lic. Classico A. D. Azuni Sassari Evoluzione stellare: dalle stelle alle galassie Prof. Paolo Abis

2. Cosa è una galassia? NGC 2997 Componenti principali: • Stelle • Gas La nostra Galassia (Via Lattea): • forma a spirale • rotazione 100 miliardi di stelle!

3. Tipi di galassie Ellittica Spirale Irregolare Peculiare

4. Gruppi di galassie

5. E STELLE! La nebulosa di Orione Una nube di gas

6. Un altro esempio M16

7. Si forma una stella

8. Le stelle nascono dalla contrazione di gas, di solito una nube forma stelle di tutte le masse La nebulosa di Orione è proprio un sito in cui possiamo osservare stelle in formazione, riconosciamo le stelle blu giovani a occhio nudo, ma ce ne sono anche di rosse di pari età

9. La maggior parte delle  appartiene ad ammassi o Associazioni. Nel piano della Galassia sono presenti ammassi aperti di forma irregolare di  giovani e gruppi di  associate a nebulosita` diffuse. globuli di Bok “bozzoli stellari” IC 2948

11. Il Diagramma H-R aiuta capire l’evoluzione delle stelle. Luminosità Temperatura

12. DIAGRAMMA H-R (Hertzsprung-Russel) le zone più popolate sono quelle dove la stella trascorre molto tempo. I tratti che vengono percorsi rapidamente sono sottopopopolati (Lacuna di Hertzsprung)

13. Sequenza principale 1000000 10000 100 Luminosità 1 1/100 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

14. Lungo la sequenza principale le stelle più calde sono più luminose e più massicce

15. Comincia la vita della stella Brucia Idrogeno (H) e lo trasforma in Elio (He) tramite una reazione nucleare Finchè dura l’idrogeno non succede gran che Ma quanto dura l’idrogeno? Una stella più grande contiene più idrogeno… … vivrà più a lungo? NO! • Più una stella è massiccia (e quindi grande), più velocemente brucia idrogeno e prima lo finisce! • Non solo: anche i cicli di vita di una stella dipendono dalla sua massa

16. Possibilità per la nostra stella SOLE

17. le reazioni di fusione nucleare forniscono l'energia necessaria a mantenere l'equilibrio idrostatico. La spinta verso il basso della gravita` viene bilanciata dalla pressione che in questa fase e` legata alle altre grandezze fisiche dalla legge dei gas perfetti: PV=NRT.

18. FASE DI PROTOSTELLA • Una protostella è la fase di evoluzione di una stella dopo che la nube di idrogeno, elio e polveri ha iniziato a contrarsi, ma prima che la stella raggiunta la sequenza principale del diagramma H-R. • Le protostelle di massa simile al Sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi da una nube in fase di condensazione ad una stella di sequenza principale. Stelle di massa maggiore sono molto più veloci: una stella di 15 masse solari impiega solo 100.000 anni per raggiungere la sequenza principale. • Una protostella si forma dalla contrazione di una densa nube di mezzo interstellare. La maggior parte di tali nubi sono in uno stato di equilibrio: la forza di gravità è bilanciata dall'energia termica degli atomi e delle molecole che compongono la nube.

19. FASE DI PRESEQUENZA Le stelle si formano in nubi molecolari dense e fredde per contrazione gravitazionale (collisioni, onde di shock, instabilita’ magnetiche) Si rilascia energia gravitaz che scalda la nube e meta’ viene irraggiata termicamente La Gravita’ e’ piu’ forte al centro che collassa e diventa piu’ caldo. Il collasso iniziale e’ veloce La pressione PV = NRT contrasta la contrazione (equilibrio idrostatico)

20. FASE DI PRESEQUENZA • Si stabilisce un quasi equilibrio: contrazione e irraggiamento • La  si contrae fino a che la T nel nucleo raggiunge valori tali da innescare le fusioni nucleari. • Durante questa fase la  giace sopra la SP • Materiale cade verso la  ma viene anche espulso sottoforma di vento o jet.

21. Illustrazione del disco di gas e polvere e dei getti tipici delle stelle in formazione

23. Il Sole Stella nana Molto comune Massa: 1 Luminosità: 1 Raggio: 1 Temperatura: 6000° Vita: 8 miliardi di anni ζ Puppis Stella supergigante Molto rara Massa: 50 Luminosità: 60000 Raggio: 20 Temperatura: 42000 ° Vita: 10 milioni di anni Seguiamo due stelle!

24. Sole ζPuppis 1000000 10000 100 Luminosità 1 1/100 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

25. Partiamo! Per nove milioni di anni non succede niente …………. Poi ζ Puppis finisce l’idrogeno e passa all’elio Ma l’elio dura pochissimo (1 milione di anni), la stella produce e brucia elementi sempre più pesanti, sempre più in fretta! Alla fine arriva al ferro, con cui la fusione nucleare non funziona più!

29. Supernova 1000000 10000 100 Luminosità 1 1/100 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

30. z Puppis si spegne Ma la stella era sostenuta dalle reazioni nucleari…Quindi adesso la gravità prende il sopravvento. La parte più interna della stella collassa…… e la parte più esterna viene espulsa La stella esplode!

31. SUPERNOVA!

32. Resti di supernova

33. SN 1987a Grande Nube di Magellano Piccola Nube di Magellano Supernova 1987a Febbraio 1987: una supernova esplode nella Grande Nube di Magellano, una galassia molto vicina!

34. Supernova 1987a Prima Dopo

35. Supernova 1987a

36. Supernova 1987a

37. Supernove in galassie lontane

38. Rimane qualcosa? La parte più interna della stella è collassata e può formare a) una STELLA DI NEUTRONI Raggio: 10 km Massa: 1.4 volte quella del sole Alta densità (materia neutronica): 1 cucchiaino ==> 100 miliardi di kg!

39. Stella di neutroni Se ruota la vediamo come un faro: una PULSAR!

40. Rimane qualcosa? Oppure potrebbe rimanere il più strano oggetto nella galassia a) un BUCO NERO! Tutta la massa in un punto! Lo possiamo vedere solo attraverso il gas che cattura, magari da una stella compagna)

41. Buco nero in un sistema binario Il buco nero strappa gas alla sua stella compagna E a volte lo sputa anche fuori!

44. Vita del sole • 1. Il sole ha cominciato la sua vita, come tutte le stelle, all’interno di una nube molecolare dell'idrogeno. 2. Questa nube è colassata a causa dell’attrazione di gravità in un denso nucleo. • 3. dopo circa milione anni un piccolo nucleo caldo e denso ha preso la forma di una protostella.

45. Vita del sole • Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finisce • l’Idrogeno • Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e si espande fino a 400 volte il suo diametro attuale • (inglobando l’orbita della terra!!!) Sub-gigante rossa

46. Sub-gigante rossa 1000000 10000 100 Luminosità 1 1/100 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

47. A un certo punto si accende il nucleo di elio (flash di elio) e la stella scende sul “braccio orizzontale” 1000000 10000 Sequenza principale dell’elio 100 Luminosità 1 1/100 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

48. Vita del sole Finito anche l’elio, due “shell” (gusci esterni): • una di idrogeno e • una di elio Si risale e si diventa una Supergigante rossa

49. Supergigante rossa 1000000 10000 100 Luminosità 1 1/100 1/10000 40000° 20000° 10000° 5000° 2500° Temperatura

50. Vita del sole Alla fine le cose diventano complicate, ma in sostanza si forma una Nebulosa planetaria che lascia una Nana bianca Una nana bianca ha la stessa massa del Sole ma dimensioni paragonabili a quelle della Terra