LA NASCITA, LA VITA E LA MORTE DELLE STELLE E LA FORMAZIONE DEGLI ELEMENTI CHIMICI

1. LA NASCITA, LA VITA E LA MORTE DELLE STELLE E LA FORMAZIONE DEGLI ELEMENTI CHIMICI Paola Andreani INAF- Osservatorio Astronomico di Trieste

2. SCHEMA DELLA LEZIONE • Quadro Osservativo: • dove si formano le stelle • che tipo di stelle osserviamo • classificazione delle stelle • Quadro teorico: • evoluzione delle stelle di piccola massa (Sole) • evoluzione delle stelle massicce • Chimica degli elementi

3. 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

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

7. AMMASSI GLOBULARI: agglomerati di stelle legate gravitazionalmente, di forma sferoidale, tutte della stessa età. 47 Tuc con l'AAT e con HST M80 con HST

8. DIAGRAMMA H-R (Hertzsprung-Russel) osservato: Y: Magnitudine assoluta X: indice di colore B-V le zone più popolate sono quelle dove la stella trascorre molto tempo. I tratti che vengono percorsi rapidamente sono sottopopopolati (Lacuna di Hertzsprung) il # di  in una determinata fase evolutiva e` proporzionale alla sua durata

9. Diagramma H-R di un ammasso globulare Equivale a prendere un'istantanea:la curva dove giacciono le stelle è una ISOCRONA TO 47 Tuc

10. DIAGRAMMI H-Rdi ammassi di stelle aperti • Ammassi aperti e globulari : diagrammi H-R profondamente diversi. • Ammassi aperti:sviluppata S.P. altre regioni spopolate,  + brillanti primi tipi spettrali (+ blu), disco della Galassia,  giovani • l'evoluzione di una stella dipende quasi unicamente dalla sua massa: • S.P.: sequenza uniparametrica, un solo parametro (massa) varia in maniera indipendente influenzando sensibilmente la posizione nel diagramma H-R • Stelle di massa maggiore: piu` luminose e piu` calde e si collocano in alto a sinistra nel piano L-T.

11. DIAGRAMMA H-Rdi ammassi globulari di stelle • Ammassi globulari: la S.P. quasi vuota, solo  poco luminose, massicce sono gia` morte e le + brillanti le supergiganti rosse, ramo orizzontale molto popolato, alone della Galassia,  vecchie • importantissimi serbatoi di informazioni per la teoria di evoluzione stellare: l'origine comune e simile composizione chimica. •  formate dalla stessa nube gassosa in un intervallo di tempo << eta` dell'ammasso: istantanea ad un certo t di un insieme di  di massa diversa

13. Intuitivamente è chiaro che le stelle più massicce avranno bisogno di una temperatura più alta per mantenere l'equilibrio e saranno quindi più luminose L ≈ M (3-4) stelle di massa maggiore irradiano energia ad un tasso piu` elevato

14. In prima approssimazione possiamo dire che la vita di sequenza principale di una stella è inversamente proporzionale al cubo della sua massa Sole ~ 1010 anni 10Msole ~ 107 anni N.B. è una relazione approssimata !!!!!!

16. righe di assorbimento: la composizione chimica della materia originaria

17. Quindi lungo la sequenza principale le stelle più calde sono più luminose e più massicce

18. O: 3.3 104K 20-60M⊙ 9-15R⊙0.9-8 105L⊙ B: 1.5-3 104K 3-18M⊙ 3-8 R⊙ 0.1-52104L⊙ A: 0.8-1104K 2-3M⊙ 2-3R⊙ 8-55L⊙ F: 6-7103K 1-1.6M⊙ 1-1.6R⊙ 2-7L⊙ G:5.5-6103K 0.9-1M⊙ 0.9-1R⊙ 0.7-1.5L⊙ K:4-5103K 0.6-0.8M⊙ 0.7-0.8R⊙ 0.1-0.4L⊙ M:2.6-3.8103K 0.1-0.5M⊙ 0.1-0.6R⊙ 0.001-0.008L⊙ R,N,S,L:1.3-2.5103K 0.08M⊙ T:<1.3103K <0.08M⊙

19. Aspettative di vita di alcune stelle vicine

20. 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 Gravita’ e’ piu’ forte al centro che collassa e diventa piu’ caldo prima Il collasso iniziale e’ veloce La pressione PV = NRT contrasta la contrazione (equilibrio idrostatico)

21. FASE DI PROTOSTELLA • EG = mH M G/renergia gravitazionale di un atomo di H • ET = k T energia di agitazione termica delle particelle del gas • SeEG > ET gas contrae → protostella (tempi scala dinamici tdyn 2 R/g 103 s per il ⊙) • la massa deve superare un certo valore: massa criticaMc > 1023 T3/2ρ-1/2 (grammi) • (ρ: densita` della materia in g cm-3) • Collasso isotermico fino a ionizzazione del mezzo • equilibrio idrostatico: 2EK+EG=0 (tempi scala termodinamici tK =-Ω/L 9.35 106 M2/L R anni)

22. FASE DI PRESEQUENZA Si stabilisce un quasi equilibrio: contrazione e irraggiamento dettato dal teorema del viriale: EK=-EG/2 La  contrae per far fronte alla richesta di L fino a che la T nel core raggiunge valori tali da innescare le fusioni nucleari. Durante questa fase la  giace sopra la SP Tali  sono osservate come T-Tauri in fase di forte attivita’ Materiale cade verso la  ma viene anche espulso sottoforma di vento o jet.

23. Tempi scala termodinamici per protostelle di diversa massa Contrazione gravitazionale gontrastata da 2 processi f(ρ,T): 1.pressione degli e- degeneri 2. reazioni di fusione nucleare Linea di Hayashi: modelli tot. convettivi, comp. chim. omogenea + eq. idrost.: fam. di soluz. f=f(L) che una linea nel diag. H-R a destra non esistono soluzioni stabili. Per ٧M э1 soluzione: 1 linea di H. T cost L descr. Linea di Hayashi tnuc=10-3c2M/L 1010 anni M/L tK/tnuc 10-4 M/R Per R piccolo tKtnuc  piccole non riescono ad innescare le fusioni nucleari

24. EQUAZIONI DELL’EQUILIBRIO STELLARE • dP/dr = - G M(r) ρ(r)/r2 equilibrio idrostatico • dM/dr = 4 π r2ρ(r) conservazione della massa • dT/dr = - 3 χ(ρ,T)ρ(r) L(r)/(4 a c T3 4π r2) equazione del trasporto di energia • dL(r)/dr = 4 π r2ρ(r) ε(ρ,T) bilancio energetico • P = P(ρ,T) equazione di stato della materia • χ(ρ,T)opacita` della materia • ε(ρ,T) generazione di energia

25. p-p chain: 4p →4He

26. SEQUENZA PRINCIPALE A ETA’ ZERO • RN nel core → la  nuovo equilibrio in  106 anni • Le RN dipendono fortemente da T, la catena p – p concentrata nel nucleo: τreac ~ T4 • Fase SP : la + lunga nella vita di una (109 anni per una  come il sole), H → He e’ la reazione di gran lunga piu’ efficace • (nel H-R la SP no linea ma fascia: la  inizia al bordo piu’ basso (zero age MS) • All’inizio SP la  ha 27 106 anni, Tcore 15 106 K Tatm 6000K.

27. STABILITA` DELL’EQUILIBRIO Per capire la stabilita` dell’equilibrio: Supponiamo di allontanarci dall’equilibrio inizialmente sottoproducendo energia nucleare. Nel core quindi non c’e` energia necessaria per contrastare quella irraggiata dalla superficie. La  perde energia che puo` essere rifornita solo da quella gravitazionale e la stella si contrae un poco la pressione cresce e quindi si innalza la temperatura e la produzione di energia nucleare aumenta di nuovo. Se invece la  produce un eccesso di energia nel core l’aumento della pressione contrasta la gravita` e il core si espande e quindi si raffredda. La produzione di energia nucleare diminuisce fino a ristabilire l’equilibrio.

28. le reazioni di fusione nucleare forniscono l'energia necessaria a mantenere l'equilibrio idrostatico. La luminosita` di una  e` L ~ R2T4 e determina la quantita` di energia in uscita. Quindi fissa la richiesta di produzione di energia nucleare. 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.

29. Stelle di Piccola Massa Esaurito l'idrogeno nel nocciolo (core) che ormai è interamente composto di elio le reazioni nucleari proseguono in un guscio sferico più esterno (shell) come conseguenza la fotosfera si espande e il raggio della stella aumenta

30. La stella diventa quindi più luminosa ma anche più fredda. Nel diagramma HR la stella si sposta a destra e verso l'alto. Si arrampica quasi verticalmente lungo un luogo che viene chiamato ramo delle giganti. Tcore troppo bassa per fusione He Ma la contrazione del core libera energia ed aumenta la T nel core di He e nella shell di H (aumentano le reazioni nella shell). Questa extra energia spinge l’envelope verso l’esterno e l’atmosfera esterna cresce di un fattore 200

31. Il colore del TO dell'ammasso permette di misurarne l'età: è il tempo necessario affinchè stelle di quel colore (massa) esauriscano l'idrogeno nel nocciolo e comincino ad arrampicarsi lungo il ramo delle giganti. M67 è un vecchio ammasso aperto Il suo TO avviene a temperature molto più alte che nei globulari

32. Il nocciolo di elio inerte, continua a contrarsi e ad aumentare di massa perchè la shell di H vi deposita sopra le scorie nucleari (elio) fino a quando....

33. La stella ha adesso due sorgenti di energia: He che brucia nel nocciolo e H che brucia in una shell esterna La contrazione del core causa l’aumento delle T e ρ. Ma nel momento in cui la T e` tale da far si` che i nuclei di He superino la barriera coulombiana repulsiva per formare il C, il core della  e` in uno stato degenere

34. Degenerazione Elettronica In un gas degenere la pressione è determinata dal principio di esclusione di Pauli (che proibisce agli e- di occupare stati energetici identici). Il core di unagigante rossae` cosi` denso che tutti gli stati energetici sono riempiti e sono disponibili solo quelli ad alta energia. Il nucleo resiste alla compressione e la pressione degli e- e` significativamente diversa da quella di un gas perfetto: e` independente dalla T. Cio` elimina un elemento chiave nel controllo della stabilita` di una 

35. Un gas degenere è “freddo” Il gas di elettroni in un metallo a temperatura ambiente (~300 K) è un gas degenere Il core di una nebulosa planetaria è degenere anche se a temperatura ~ 105 K Più si raffredda e più diventa degenere

36. Nel diagramma HR la stella si sposta in basso e a sinistra disponendosi lungo una sequenza orizzontale chiamata appunto ramo orizzontale HORIZONTAL BRANCH (HB) che costituisce la Sequenza principale della combustione dell’He.

37. La fase di HB è relativemente lunga e dura qualche milione di anni HB Il core della  si riassesta su una nuova configurazione. L’energia viene fornita dalla fusione dell’He (3C) che rilascia solo il 20% dell’energia rispetto a quella dell’H e la vita della  e` solo di 2 miliardi di anni.

38. C e He si fondono e formano O: 12C + 4He --> 16O Il core finale quindi sara` ricco di C/O. He nel nocciolo si esaurisce e in una  di piccola M nessun’altra reazione e` possibile, di conseguenza il bruciamento si sposta in un guscio esterno (stella a doppia shell) ma solo per un breve periodo: la vita della  e`terminata

39. La stella diventa più luminosa e si sposta di nuovo verso il ramo delle giganti lungo una curva detta ramo asintotico delle giganti ASYMPTOTIC GIANT BRANCH AGB

40. La stella sale lungo l'AGB e puo' diventare più luminosa di quanto era sull'RGB AGB Quando l’He e` esaurito il core C-O contrae di nuovo ma le T centrali non raggiungeranno mai i valori necessari alla fusione del C e O e l’He e l’H continuano a bruciare nelle shells per un po’.

41. Il raggio diventa enorme, Betelgeuse ha un raggio più grande dell'orbita di Giove...qualsiasi pianeta fosse esistito all'interno dell'attuale raggio è stato sublimato...succederà anche alla Terra.

42. Le stelle più luminose del'AGB possono attraversare delle fasi di instabilità nelle quali le shell si muovono avvicinandosi e allontanandosi tra di loro, la shell di H quando viene a contatto con quella di He si spegne.... PULSI TERMICI (TP) Mira Ceti ?????? variabili semi-regolari ???

43. si sovrappongono molti fenomeni e la realtà è complessa

44. Dal punto di vista della nucleosintesi le stelle AGB sono interessanti perchè sede di catture neutroniche 13C(,n)16O è la sorgente di neutroni Le catture cominciano con elementi del picco del ferro e proseguono fino al Pb

45. Valle di stabilita` per decadimento β linee punteggiate corrispondono ai numeri magici Z o N=2,8,10,20 28,50,82 β+ (p → n+e++ν) β– (n → p+e-+νanti) Ad alti A nuclei + stabili con maggior # di n Nuclei rossi:stabili Nuclei verdi: instabili

46. Il risultato è che in alcune di queste stelle si vedono i prodotti delle catture neutroniche, incluso il tecnezio (Tc) che ha un emivita di ~105 anni

47. Una perde massa durante la sua intera vita attraverso il vento stellare (come il vento solare). Durante la fase finale questa perdita di massa e` molto piu` consistente: gli impulsi termici che si stabiliscono durante la combustione dell’He nella shell producono un gigantesco ‘starnuto’ che fa perdere alla  circa il 10% della sua M (il suo intero envelope) mettendo in luce le regioni interne molto calde (>100000K) NGC 3242 HST

48. M 57

50. M 27