Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

2. Che cosa sono le stelle? Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

3. Che cosa sono le stelle? Le stelle sono enormi sfere autogravitanti composte principalente da gas idrogeno. Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005 Le stelle sono anche motori termonucelari. La fusione nucleare ha luogo in profondità nei nuclei delle stelle, dove la densità è estrema e la temperatura raggiunge decine di milioni di gradi.

4. Equilibrio idrostatico In una stella stabile, la spinta della gravità verso il centro è perfettamente bilanciata dall’azione verso l’esterno della pressione, e ciò accade ad ogni livello di profondità della struttura. Questa situazione va sotto il nome di equilibrio idrostatico. Le stelle che non sono in equilibrio idrostatico tendono ad espandersi o a contrarsi. Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

5. Pressione di radiazione Origine della pressione interna delle stelle: La radiazione è costituita da fotoni, i quali esercitano pressione sulla materia. Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005 Pressione dovuta alla materia Pressione di radiazione La pressione di radiazione può sopravanzare quella del gas in condizioni di densità poco elevata e di alta temperatura.

6. Da cosa traggono la loro energia le stelle? H Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005 He

7. Finora si è visto il funzionamento di una stella che si trova nella fase centrale (e più duratura) della sua esistenza, cioè lo stadio evolutivo attraversato attualmente dal nostro Sole. Ora passiamo a scoprire quando, dove e come tutto ha avuto inizio............ Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

8. Perché studiare l’evoluzione (ed in particolare la formazione) delle stelle? • Perché ci aiuta a far luce sul cammino evolutivo del Sole e del nostro sistema planetario • Perché è un importante banco di prova per lenostre conoscenze di fisica • Per… desiderio di conoscenza! Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

9. Siti di formazione stellare Nubi molecolari: Regioni del piano galattico costituite da gas (99% della massa totale), prevalentemente idrogeno, e polveri (1%). Proprietà delle nubi molecolari: Massa: 10˙000 - 1˙000˙000 masse solari Dimensioni: 10 - 100 anni-luce Temperatura: ~10 K Densità: 100 particelle/cm3 Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

10. L’attività a Lecce(1) Gruppo di Astrofisica Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005 Approccio allo studio delle nubi giganti per mezzo dell’analisi dell’emissione del tracciante CO

11. L’attività a Lecce(1) Gruppo di Astrofisica Si nota l’estrema complessità della struttura della nube.E’ evidente la presenza di clumps, con intensi picchi corrispondenti alle sorgenti infrarosse più brillanti. Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

12. Nube stella “vecchia” Nube compressa supernova Onda di shock Instabilità gravitazionale Nelle regioni più dense delle nubi molecolari si verificano le condizioni ideali perché la gravità possa innescare il collasso. Tutto deve prendere avvio da un’instabilità gravitazionale che può essere: Spontanea Innescatada: - collisione tra nubi - azione di venti stellari - fronti d'urto di supernovae Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

13. Gli antagonisti della gravità Agitazione termica Turbolenza Rotazione Campo magnetico Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

14. L’approccio teorico di Jeans Prima ipotesi nebulare di Kant-Laplace (1775-1796) Teoria di Jeans (1902), approccio semplice e immediato, ma molto significativo. La teoria di Jeans, nonostante la sua semplicità, consegue diversi successi nella descrizione delle prime fasi della formazione di una stella. Si avvale delle approssimazioni di: nube infinitamente estesa e isoterma, assenza di rotazione, turbolenza, campi magnetici. Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

15. Uno dei risultati pricipali della teoria di Jeans è la determinazione di una massa critica (“massa di Jeans”) minima, da cui può avere inizio il collasso. Essa aumenta all’aumentare della temperatura e diminuisce all’aumentare della densità del gas: Nelle condizioni fisiche tipiche delle nubi molecolari, Mj≈10˙000 M (si sono trascurati i contributi di energia magnetica, rotazionale e di turbolenza). E’ evidente, quindi, che la nube iniziale deve frammentarsi in più nuclei di condensazione. Oltretutto, questo fatto ha una spiegazione teorica: la massa di Jeans si riduce all’aumentare della densità! M = 104 MSun ρ = 10-23 g cm-3 102 MSun M104 MSun ρ = 10-19 g cm-3 10-2 MSun M102 MSun ρ = 10 g cm-3 10-2 MSun  M102 MSun ρ = 10-12 g cm-3 Frammentazione della nube Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

16. Fase di free fall Una porzione di nube collassa liberamente verso il centro. La temperatura si mantiene pressoché costante perché l’energia in eccesso sfugge come radiazione attraverso il mezzo, ancora sufficientemente rarefatto. Una nube di massa 1 M in equilibrio idrostatico alla temperatura di 10 K ha un raggio di circa 0.3 anni-luce. Se, per qualche ragione, la pressione del gas cede alla gravità, il tempo di free-fall è di circa 500˙000 anni. Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

17. Accrescimento sul core idrostatico Il libero collasso si arresta quando le mutate condizioni di densità impongono un nuovo equilibrio idrostatico alla condensazione centrale (M < 0.01 M, R ≈1 R). L’oggetto formatosi al centro è otticamente spesso, e l’energia in eccesso viene smaltita soprattutto grazie all’emissione da polveri. La materia circostante continua ad accrescersi sulla protostella (per una stella di piccola massa, questa fase può durare anche un milione di anni). Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

18. Conseguenze della rotazione Rotazione intrinseca della nube genitrice Tendenza della materia in accrescimento a disporsi sul piano equatoriale Formazione di un disco circumstellare (progenitore di un sistema planetario) Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

19. Perdita di momento angolare Il momento angolare in eccesso - Resta in parte confinato nel disco - Viene smaltito con getti di materia lungo le direzioni polari Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

20. Dischi e getti di materia Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

21. L’attività a Lecce(2) Gruppo di Astrofisica Stelle Ae/Be di Herbig: DISCO oINVILUPPO? Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005 La geometria e la composizione della polvere circumstellare possono fornire valide indicazioni sulla formazione di sistemi protoplanetari

22. Deuterium burning Una piccola frazione del gas che costituisce la protostella è costituita da deuterio (2H) Deuteriumburning • innesco di reazioni nucleari che trasformano il deuterio in elio: • Temperatura richiesta: T  1 milione di K • Aumento del raggio e dell’attività superficiale (produzione di venti, getti di materia) Il flash del deuterio provoca l’allontanamento dell’inviluppo residuo e la fine della fase di accrescimento Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

23. La stella appare Deuterium burning Intensa attività superficiale Allontanamento di materia circumstellare La stella appare Lento rilascio di energia gravitazionale Fase di lenta contrazione La temperatura centrale raggiunge 10 milioni di gradi Innesco delle reazioni nucleari Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

24. Masse e tempi evolutivi Le stelle di grande massa hanno tempi evolutivi più rapidi rispetto a quelle piccole: 10˙000˙000 anni per 1 M 1˙000 anni per 10 M Fase di lenta contrazione: Anche dopo l’accensione della stella… La produzione di energia è legata alla 4a potenza della massa. Una stella 10 volte più massiva del Sole brucia 10˙000 più in fretta ed esaurisce il combustibile nucleare in un tempo 1˙000 volte più breve!!! Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

25. Quando l’idrogeno termina... Il Sole consuma tutto l’idrogeno nel volgere di 10 miliardi di anni circa Il nucleo si contrae e si riscaldaL’idrogeno brucia in shell più esterne Gli strati esterni della stella si gonfiano e si raffreddano (subgigante; durata: 0,7 miliardi di anni) Più il nucleo si contrae, più si scalda e fa espandere l’inviluppo, fino a 160 volte le dimensioni originarie (prima fase di gigante rossa; durata: 0,6 miliardi di anni) Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

26. Gigante rossa Raggiunta la temperatura centrale di 100 milioni di gradi, comincia a bruciare l’elio, trasformandosi in carbonio e ossigeno (helium flash) Il nucleo si espande, l’inviluppo si restringe fino a 10 raggi solari (gigante gialla) Finito l’elio nel nucleo, parte il bruciamento “differenziato” nei vari strati. La parte esterna si espande nuovamente(seconda fase di gigante rossa; durata: 20 milioni di anni) Ad ogni accensione/spegnimento, la stella pulsa e rilascia gli strati più esterni Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

27. Nana bianca La materia rilasciata, illuminata dall’oggetto centrale, diviene un oggetto esteso e brillante (nebulosa planetaria) Al centro resta una nana bianca (1,5 raggi terrestri, temperatura superficiale di 120000 gradi), composta di carbonio e ossigeno Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

28. E le stelle di massa maggiore? Se l’oggetto centrale residuoha più di 1,4 masse solari: Si riscaldano ulteriormente e bruciano anche carbonio e ossigeno. Combustioni nucleari in shell, struttura “a cipolla” Ultimo stadio: silicio  ferro (3 miliardi di gradi), poi la struttura “crolla” Esplosione di supernova (ha lo splendore di più di 10 miliardi di stelle) Sintesi degli elementi più pesanti del ferro Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

29. Supernova Arricchimento del mezzo interstellare Al centro resta una stella di neutroni o un buco nero Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

30. Nova Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

31. Novae vs supernovae Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005

32. PROSSIMO APPUNTAMENTO: 19 MAGGIO 2005ore 18:00, Aula FerrariAchille NucitaGIGANTI OSCURI:L'inevitabile attrazione della gravità Davide Elia Nascita di una stella 21 aprile 2005