Evoluzione cosmica - stellare

1. Evoluzione cosmica - stellare Colore e luminosità delle stelleevoluzione delle stellesequenza principaleorigine elementi nelle stelleorigine elementi universo iniziale Schermo completo- cliccare quando serve…

2. Luminosità in funzione di superficie emittente e temperatura : L = s T^4 * S = 4 pi*R^2 *s T^4 Contraendosi aumenta la temperatura e diminuisce la superficie emittente:varia la luminosità Espandendosi diminuisce la temperatura e aumenta la superficie emittente:varia la luminosità

3. La luminosità di una stella (nebulosa…) dipende fondamentalmente dallaampiezza della superficie emittente ,dalla sua temperatura, dalla massa:il colore (spettro) dipende dalla temperatura superficiale(valori solo esemplificativi) Nanarossa, poco luminosa, 3000° Gigante rossa,molto luminosa, 3000° Giganteazzurra, molto luminosa, 20000° Nanaazzurra,poco luminosa,20000°

4. Evoluzione stellare Inizia con il collasso di una nebulosa,massa gassosa (idrogeno-elio) contracce di elementi sintetizzati in stellepiù antiche:bassa temperatura e bassaluminosità:diventa più densa, calda,luminosa:compare una protostella avvoltada residuo gassoso

5. Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nana nera Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova Evoluzione stellare

6. Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nana nera Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova Evoluzione stellare

7. Inizio evoluzione da nebulosa a stella:da sistema stabile a instabile Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementiderivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione:inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa

8. Inizio fusione nucleare Proseguendo la contrazione anche latemperatura e la luminosità aumentano:quando al centro della stella si raggiungeuna temperatura di circa 10 milioni di gradiinizia la fusione che trasforma idrogenoin elio liberando energia:la stella mantieneun raggio più o meno costante:entra nellasequenza principale ove rimane per lamaggior parte della sua esistenza

9. Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementiderivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione:inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce una stellainizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio:la stella entra nellasequenza principale, zona di stabilità

10. Sequenza principale Quando termina la fusione dell’idrogeno del centro, riprende la contrazione al centro con espansione della parteperiferica:la stella si espande e riduce latemperatura:diventa rossa ed esce dallasequenza principale

11. Evoluzione: stella esce da sequenza principale Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi ,uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa

12. La stella rossa diventa un gigante rossa:questa , in funzione della massa residua,si trasforma in una nebulosa planetaria,con nana bianca al centro, che può continuare a perdere energia e diventareuna nana nera e scomparire

13. Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stellarossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria):la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera

14. La gigante rossa può invece, se possiedeuna grande massa, diventare unasupergigante rossa e poi trasformarsi inuna supernova che esplodendo puòtrasformarsi in una stella a neutroni o inun buco nero

15. La supergigante si trasforma in supernova:continua sintesi di elementi chimici:questa esplode originandouna stella neutronica o un buco nero

16. nucleosintesi Nelle stelle della sequenza principaleviene trasformato idrogeno in elio Nelle stelle più massicce, con temperaturemolto più elevate, possono venire sintetizzati anche elementi più pesanti chepoi verranno immessi nello spazio quandola stella esplode

17. Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nana nera Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova Evoluzione stellare

18. Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Supergigante rossa Nana nera Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova Evoluzione stellare

19. Inizio evoluzione da nebulosa a stella:da sistema stabile a instabile Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementiderivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione:inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa

20. Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementiderivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione:inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce una stellainizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio:la stella entra nellasequenza principale, zona di stabilità

21. Evoluzione: stella esce da sequenza principale Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi ,uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa

22. Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stellarossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria):la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera

23. Se la massa della gigante rossa è molto grande, riprende un ciclo di espansione e contrazione : gigante rossariprende la sintesi si elementi chimici

24. La supergigante si trasforma in supernova:continua sintesi di elementi chimici:questa esplode originandouna stella neutronica o un buco nero

25. La posizione nella sequenza principaleove si inserisce la stella dipende dalla suamassa:masse iniziali molto grandicontraendosi raggiungono rapidamenteal centro temperature che permettonola nucleosintesi e si inseriscono nellasezione con elevata luminosità:permangono poco tempoperché consumano molto velocemente l’idrogenocentrale ed escono dalla sequenza:masse più ridotte impiegano più tempo perentrare nella sequenza principale, in zone conminor temperatura :permangono più a lungoconsumando lentamente l’idrogeno centrale:alla fine escono dalla sequenza e continuanola loro evoluzione

26. Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Nebulosa planetaria Nana bianca Nana nera Nebulosa gassosa Evoluzione stellare per masse simila quella solare

27. Stella rossa stella protostella Gigante rossa Nebulosa in fase di contrazione Supergigante rossa Stella neutronica Buco nero Nebulosa gassosa supernova Evoluzione stellare:per masse maggiori di 2-3 masse solari

28. Diagramma di Hertzsprung-Russel :pone in relazione la magnitudo(luminosità)con la temperatura(spettro,colore) Sequenza principale, ove avviene la trasformazione dell’idrogeno (del centro) in elio con emissione di energia magnitudo 20000° 6000° 3000° temperatura azzurro giallo rosso

29. Evoluzione di stella simile al sole Sequenza principale, ove avviene la trasformazione dell’idrogeno (del centro) in elio con emissione di energia magnitudo 20000° 6000° 3000° temperatura azzurro giallo rosso

30. Evoluzione di stella con massa superiore a 3-4 masse solari magnitudo 20000° 6000° 3000° temperatura azzurro giallo rosso

31. Mancano stelle giovani,calde,azzurre:galassia evoluta, antica Mancano stelle giganti rosse,presenti stelle calde,azzurre,giovani:galassia recente Presenza di stelle di varie età:stelle ancora in evoluzione a partire da gas residuo:galassia matura Valutazione della età di una galassia osservando il suo spettro stellare

32. Origine degli elementicostituenti le nebulosele galassiele stelle

33. L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang ,presenta una elevata temperatura (10 miliardi di K°)elevato contenuto energeticouna elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle) derivati dalla trasformazione di energia in materia,antimateria,e annichilazione in equilibrio Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansionedell’universo e abbassamento della temperatura si rendepossibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da idrogeno (protone),neutroni Nei milioni di anni seguenti continuando espansione eraffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi diidrogeno (protone+elettrone) Si verifica disaccopiamento tra radiazione ed elettroniinizia comparsa della radiazione fossile oggi osservata : 3°K Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione digalassie e la nascita di stelle entro le quali avviene lasintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementimediante successive fusioni in stelle più massicce

34. L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang ,presenta una elevata temperatura (10 miliardi di K°)elevato contenuto energeticouna elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle) derivati dalla trasformazione di energia in materia,antimateria,e annichilazione in equilibrio protoniantiprotonineutroniantineutronielettronipositroni

35. Avviene la annichilazione materia e antimateria:permane un residuo di sola materiaprotoni, neutroni, elettroni protonineutronielettroni

36. Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansionedell’universo e abbassamento della temperatura si rendepossibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da idrogeno (protone),neutroni protonineutronielettronideuterioelio

37. Disaccoppiamento radiazione e materia_espansione dell’universoradiazione iniziale a 3000°K subisce redshift cosmologico :oggi presenta una temperatura di 3°K :radiazione fossile temperatura 3000°K 3°K espansione

38. Nei milioni di anni seguenti continuando espansione eraffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi diidrogeno (protone+elettrone)

39. Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione digalassie e la nascita di stelle entro le quali avviene lasintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementimediante successive fusioni in stelle più massicce

40. La sintesi degli elementi chimici avviene fondamentalmente nelle stellequando la temperatura interna permette la fusione di nuclei più leggeriin nuclei più pesanti (fino al ferro…):tale temperatura raggiunge valoridiversi in funzione della massa della stella in fase di collasso gravitazionale:stelle con la massa simile a quella solare possono raggiungere al loro centrotemperature che permettono solo la trasformazione di idrogeno in elio:stelle più massicce possono attraverso fasi alterne di compressione edespansione raggiungere temperature che permettono la sintesi di nucleifino al ferro:oltre tale elemento la stella eventualmente esplode comesupernova immettendo nello spazio gli elementi sintetizzati(altri elementi più pesanti possono essere prodotti mediante processi di neutronizzazione…) Popolazioni stellari:stelle molto antiche sono povere di elementi pesantiperché apparse quando il gas delle nebulose non era ancorainquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplosestelle più recenti sono più ricche di elementi pesantiperché generate a partire da nebulose arricchite inelementi immessi dopo esplosione di supernove

41. Popolazioni stellari:stelle molto antiche sono povere di elementi pesantiperché apparse quando il gas delle nebulose non era ancorainquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose Non “ metalliche”popolazione II stelle più recenti sono più ricche di elementi pesantiperché generate a partire da nebulose arricchite inelementi immessi dopo esplosione di supernove “metalliche”popolazione I

42. Mentre la massa gassosa collassa, la temperatura verso l’interno aumentafino a raggiungere valori (10.000.000 °…) che permettono l’inizio dellafusione nucleare:l’energia irradiata permette di equilibrare la forza responsabile del collasso:la stella si mantiene costante come volume Idrogeno >>> elio + energia

43. Terminata la fusione dell’idrogeno centrale, riprende il collasso della massa gassosa: mentre la parte centrale collassa e si riscalda,la parte periferica si espande rapidamente per effetto della radiazione proveniente dall’interno:la temperatura diminuisce e il colore passa verso il rosso:nasce unagigante rossa che poi disperderà lentamente energia e massa senzapiù permettere ulteriori fusioni:si evolverà verso la fase di nana bianca, nana nera…

44. Sintesi di elementi in stelle più massicce del solemediante fasi alterne di compressione ed espansione si possono otteneretemperature sempre più elevate che permettono la sintesi di elementifino al ferro (oltre avviene il collasso ed esplosione della stella, conimmissione degli elementi sintetizzati nello spazio circostante)