Il Sole e le stelle

1. Il Sole e le stelle R. Poggiani DipartimentodiFisica, Universitàdi Pisa Viterbo, 14/4/2009

6. L’astrofisica come scienza osservativa • L’astrofisica è unascienzaosservativa: • Glioggettimisuratisonoinaccessibili e deboli • Le condizionidiosservazione non sonocontrollabili • Glieventiinteressanti non sonoprogrammati • Occorrecombinaremolti tipi diosservazione a diverse lunghezzed’onda

7. Radiazione elettromagnetica

8. Le osservabili stellari: temperatura e luminosità • Luminosità: energia totale emessa per unità di tempo • In realtà la quantità misurata è un flusso, cioè l’energia per unità di tempo e di superficie. Quindi occorre conoscere la distanza

9. Temperatura e colore delle stelle

11. Temperatura e colore delle stelle • Le stellesonosistemitermodinamiciall’equilibriotramateria e radiazione: ilcolorediunastella è collegatoallasuatemperatura • La distribuzione in energiadeifotoni è la distribuzionedicorponero, quelladi un oggettoteoricocheassorbeil 100% dellaenergiaincidentesudiesso, senzariflessione, quindiapparenero. Assorbendoenergiasiriscalda e riemetteradiazione • Esempiodicorponero (approssimativamente): filamentodellelampade ad incandescenza

12. Radiazione di corpo nero • Per temperature dimigliaiadigradi, ilpiccodellospettrodicorponerocadeentro la regionedellalucevisibile, ma la distribuzionedienergiacopreanche le regioniinfrarossa e ultravioletta • Oggettipiùcaldiemettonopiùenergia ad ognilunghezzad’onda • Oggettipiùcaldihanno un picco a lunghezzad’ondaminori

13. Equilibrio idrostatico • Le misure di luminosità e di temperatura sono costanti su tempi di centinaia di anni e oltre, cioè le stelle sono in equilibrio • Equilibrioidrostatico: le stellesonosistemigassosiall’equilibriotra la pressione del gas e la forzagravitazionale

14. Equilibrio termico • Considerando una stella come un insieme di gusci, la quantità di energia che esce da ogni guscio verso l’esterno è uguale a quella che vi entra, proveniente dalle regioni più interne, più quella eventualmente prodotta all’interno del guscio stesso • Le stelle perdono energia per emissione di fotoni dagli strati superficiali • All’equilibrio termico l’atmosfera riceve continuamente energia dagli strati sottostanti

15. Nascita delle stelle • Le stelle nascono dalla accumulazione di gas e polveri • La contrazione causa un aumento di temperatura e pressione

18. La stella si contrae e si scalda finchè la pressione del gas caldo non eguaglia la forza di gravità • Più la stella è massiccia, più dovrà riscaldarsi per restare in equilibrio idrostatico: le stelle massicce sono più calde e luminose • Ma le stelle calde irraggiano e quindi si raffreddano.... • La stella resta in equilibrio per un tempo dell’ordine di quello occorrente ai fotoni prodotti al centro per uscire dalla stella Random walk t ≈ 107 anni

19. Il tempo scala termodinamico del Sole è il tempo di Kelvin-Helmoltz, cioè il tempo impiegato per irraggiare l’energia acquistata contraendosi (energia potenziale gravitazionale), circa 107 anni • Questo tempo è molto minore della età del Sole, circa 4.5 miliardi di anni • Le reazioni di fusione nucleare hanno fornito l’energia al Sole per irraggiare per un periodo così lungo

20. Reazioni nucleari • Fondendo due o più nuclei leggeri in un nucleo più pesante si produce energia

21. Reazioni nucleari • La prima reazione nucleare che si innesca è la fusione di idrogeno in elio • La reazione produce energia a causa della piccola differenza di massa tra i 4 atomi di idrogeno e un atomo di elio

22. Struttura interna del Sole • Nocciolo (core): zona di produzione dell’energia. Ogni secondo 700 milioni di tonnellate di idrogeno si trasformano in elio • Zona radiativa: zona di trasporto radiativo dell’energia • Zona convettiva: zona di trasporto convettivo dell’energia

23. Macchie solari

24. Macchie solari

25. Macchie solari • Zone “fredde” nella fotosfera • Ombra (centrale): circa 2200 0C • Penombra: circa 3500 0C

26. Macchie solari • Il numero di macchie solari varia con un ciclo di 11 anni

27. Minimo Massimo

28. Diagramma di Hertzsprung-Russell • Grafico della luminosità in funzione della temperatura

29. Le stelle sono in equilibrio: la pressione del gas compensa la forza di gravità, mentre l’energia per irraggiare è fornita dalle reazioni nucleari • Man mano che le fusioni nucleari procedono, la quantità di combustibile diminuisce: la stella si evolve secondo i tempi scala nucleari • Le stelle massicce sono piu’ calde e luminose e consumano più velocemente il combustibile nucleare, cioè hanno vite più brevi • Il Sole impiegherà 10 miliardi di anni ad esaurire l’idrogeno al centro • Una stella di 10 masse solari impiegherà solo 10 milioni di anni

32. Vita delle stelle • Una volta esaurito l’idrogeno nel nocciolo, le reazioni nucleari rallentano per mancanza di combustibile • Il nocciolo inizia a contrarsi e quindi la sua temperatura aumenta, come quella di della zona circostante • Quindi le reazioni nucleari proseguono in un guscio più esterno. Gli strati esterni si espandono e si raffreddano: la stella diventa una gigante rossa • Il raggio della stella può diventare 1000 volte più grande di quello iniziale, quindi la stella diventa molto più brillante

34. Vita delle stelle • Il nucleo continua a contrarsi, riscaldandosi fino a 100 milioni di gradi • Gli atomi di elio si urtano producendo nuclei di carbonio • A questo punto la stella ha trovato una nuova sorgente di combustibile e ritorna all’equilibrio • La superficie si riscalda e si contrae, la luminosità diminuisce • La evoluzione successiva è diversa per stelle di piccola massa (fino a due masse solari) e stelle di grande massa (da due a cento masse solari)

35. Stelle di piccola massa • Quando l’elio si esaurisce, la densità della zona centrale è così elevata da inibire le reazioni nucleari • Il nucleo si contrae, mentre l’esterno si espande e si raffredda • Gli strati esterni vengono espulsi, scoprendo il nucleo della stella: abbiamo una nebulosa planetaria • Il gas espulso forma una nube, mentre al centro resta una nana bianca, oggetto compatto molto calso con le dimensioni di un pianeta • La stella immette materiale nello spazio parte del materiale che la compone, ma parte dell’idrogeno iniziale è stata trasformata in elio e carbonio • Questo sarà il destino del Sole: terminato l’idrogeno, diventerà una gigante rossa, poi una nebulosa planetaria e una nana bianca

38. Stelle di grande massa • Le stelle più pesanti consumano il combustibile più velocemente delle stelle più leggere • Dopo la fase di gigante rossa la stelle inizia a bruciare elio nel nucleo ed idrogeno in un guscio esterno; finito l’elio, la stella usa combustibili sempre più pesanti, ma ogni volta la temperatura richiesta è più elevata • Alla fine la stella collassa. Gli strati esterni cadono sul nucleo, riscaldandosi e innescando reazioni che lanciano il materiale nello spazio: abbiamo una supernova

42. Spettroscopia • Lo spettro della luce contiene molte informazioni sulle caratteristiche dei corpi celesti studiati: temperatura, composizione…. • Spettro = distribuzione della radiazione in funzione dell’energia o lunghezza d’onda • In genere gli spettri astronomici contengono una parte che varia lentamente in funzione della lunghezza d’onda o spettro continuo e varie righe spettrali in emissione o assorbimento

43. Storia • 1666: Newton scompone la luce solare con prismi • 1815: Fraunhofer osserva le righe degli spettri di Sole e stelle • 1858: Kirchoff separa le righe di origine stellare da quelle di origine terrestre; identificazione sodio • 1868: prima identificazione dell’elio nello spettro solare

45. Ogni sostanza ha uno spettro caratteristico

46. Righe spettrali • Le righe spettrali di assorbimento ed emissione nascono dalla interazione tra gli elettroni degli atomi e la radiazione • Fotoni: E = h f • Un elettrone in orbita stabile attorno ad un nucleo può saltare ad un livello più alto assorbendo un fotone o scendere ad un livello più basso emettendo un fotone

47. Tecniche di spettroscopia • Dispersione della luce per rifrazione: prismi • Dispersione della luce per diffrazione: reticoli, formati da migliaia di incisioni

48. Tecniche di spettroscopia • Gli spettri astronomici sono misurati con una CCD

49. Spettri stellari

50. Spettri stellari • L’energia prodotta entro la stella viene trasportata in superficie e attraversa la fotosfera • Lo spettro di una stella è la sovrapposizione dello spettro di un corpo nero e dello spettro di assorbimento della fotosfera stellare