Tano Cavattoni

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L’UniversoEtà 13,7 miliardi di anniL’UniversoEtà 13,7 miliardi di anni

T. Cavattoni - l’Universo età 13,7 miliardi di anni - © Italo Bovolenta editore 2010 2

Capitolo 9 L’universo vicino

Tutti gli astri [...] dei quali non si scorge alcun movimento e che scintillano, sono fuochi ossia soli; secondo le dovute proporzioni, è da ritenere coerente che, come questo Sole si muove tra le sue terre, così anche quelli si muovano fra le terre. Le loro terre non sono visibili a causa della rilevante distanza.

Giordano Bruno


Lezione 23 Gli albori dell’astrofisica

§ 9.1 Un primo sguardo alla Galassia

§ 9.2 Classificazione delle stelle

§ 9.3 Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità, dimensione

Lezione 24 Maturità dell’astrofisica

§ 9.4 Il diagramma H-R

§ 9.5 Evoluzione stellare



Lezione 25 Strani oggetti nella galassia

§ 9.6 Ciò che resta di una stella

§ 9.7 Stelle variabili

§ 9.8 Gli ammassi stellari




Tutte le stelle che osserviamo sulla volta celeste appartengono alla Galassia, o Via Lattea, un aggregato contenente 200 miliardi di stelle.

Visione completa della Via Lattea Nubi di Magellano

Centro galatticoNubi di polveri e gas che assorbono la luce



Le componenti della Galassia:

• il disco galattico, con un diametro di 100.000 a.l.;• i bracci di spirale, formati dalle stelle più giovani;• il rigonfiamento galattico, con uno spessore di 15.000 a.l., formato dalle stelle più vecchie;• l’alone, una regione sferica che include la Galassia e gli ammassi globulari.



Una stella è una sfera di gas che nella fase più stabile della propria evoluzione produce energia nel nucleo, con la fusione di idrogeno in elio.



1^ magnitudine: le prime stelle che appaiono dopo il tramonto;

6^ magnitudine: le stelle visibili solo nelle notti più buie.

Classificazione per magnitudine

Ai tempi di Ipparco (II sec. a.C.) le stelle erano state suddivise i 6 classi in base alla magnitudine apparente, ossia per la luminosità apparente:

Atlante sostiene il cielo di Ipparco



Classificazione per magnitudine

Nel 1856 l’astronomo inglese Pogson propose una formula che esprime in modo oggettivo la relazione fra magnitudine (m) e intensità luminosa (I) da noi percepita:

m = –2,5 log(I) + k*

* log: è il logaritmo in base 10;

k: è una costante per la taratura della scala.



In Orione:

Betelgeuse: 0,50m

Alnitak: 1,85m

Saiph: 2,06m

Bellatrix: 1,64m

Rigel: 0,12m

HP 25028: 5,65m

La magnitudine cresce al diminuire della luminosità



Classificazione di Harvard

È una classificazione spettrale basata sulle caratteristiche fisiche delle stelle. Ogni stella emette dalla fotosfera uno spettro continuo come quello di un corpo nero. L’atmosfera della stella, in relazione alla propria composizione e alla temperatura, è in grado di assorbire determinate lunghezze d’onda.

Lo spettro in assorbimento è la carta d’identità della stella.



Classificazione di HarvardLe righe spettrali raccontano agli scienziati quali elementi compongono l’atmosfera stellare, qual è la temperatura, la densità o il livello di ionizzazione. Ecco una parte dello spettro del Sole (380 nm < λ < 550 nm).

Calcio Hβ Magnesio



Classificazione di HarvardIn base alle caratteristiche dello spettro e in ordine decrescente di temperatura sono state individuate 7 classi spettrali: O, B, A, F, G, K, M.

T. Cavattoni - l’Universo età 13,7 miliardi di anni - © Italo Bovolenta editore 2010

Temperatura

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Classificazione di HarvardNelle classi spettrali si hanno diverse intensità delle righe in assorbimento:

Ad alte temperature sono intense le righe degli elementi ionizzati.

A basse temperature sono intense le righe delle molecole.



Classificazione di HarvardOgni classe spettrale è poi suddivisa in ulteriori 10 sottoclassi numerate da 0 a 9, sempre in ordine decrescente di temperatura: O0, O1, O2,...O9, B0, B1, eccetera.

Il tipo spettrale è la caratteristica comune alle stelle che appartengono alla stessa classe spettrale.

Si dice quindi che nostro Sole è una stella di tipo spettrale G2 o, semplicemente, di classe spettrale G2.

Per memorizzare facilmente l’ordine delle classi spettrali gli studenti delle università statunitensi hanno inventato la seguente filastrocca:

«Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me».



MassaLa massa (m) è un parametro determinante per la durata della vita di una stella. I valori sono molto diversi fra loro:

• Le stelle con massa maggiore hanno vita più breve.

• Le stelle con massa minore hanno vita più lunga.

0,08 m < m < 120 m*

* m = massa del Sole



LuminositàLe stelle note hanno luminosità L, detta anche luminosità intrinseca, molto diverse fra loro:

* L = luminosità del Sole

10–5 L < L < 105 L*

Per confrontare la luminosità delle stelle si utilizza anche la magnitudine assoluta (M): la magnitudine (apparente) che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 pc (32,6 a.l.), supponendo nullo l’assorbimento da parte del mezzo interstellare.



LuminositàLa magnitudine apparente non permette il confronto di luminosità fra le stelle. Il confronto è invece possibile ricorrendo alla magnitudine assoluta.

Magnitudini apparenti e assolute (fra parentesi) di alcune stelle.

NB La magnitudine cala al crescere della luminosità.



Luminosità

Fra i parametri magnitudine apparente (m), magnitudine assoluta (M) e distanza della stella (d, espressa in parsec) intercorre la seguente relazione:

M = m + 2,5 log(102/d2)

d = 10(m – M +5)/5

da cui, note M e m, si può ricavare la distanza d:



DimensioneLe stelle, che appaiono puntiformi a qualsiasi telescopio, hanno dimensioni diverse tra loro. I possibili valori del raggio R: 10–1 R < R < 103 R*.

* R = raggio del Sole

Confronto fra le dimensioni di alcune stelle.



Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni.

La sequenza principale

Attraversa il diagramma in diagonale e contiene la maggior parte delle stelle che osserviamo in cielo: le stelle nella fase stabile della loro vita, durante la quale convertono in elio l’idrogeno del nucleo.

Il Sole è vicino al centro della sequenza principale




Le supergiganti

Sono stelle fuori dalla sequenza principale e si trovano in tutte le classi spettrali. Hanno massa superiore alle 10 m, e luminosità fino a 105 volte quella del Sole.




Le giganti

Sono le stelle fra la regione selle supergiganti e la sequenza principale. Hanno dimensioni 50 volte superiori a quelle del Sole e luminosità fino a migliaia di volte quella del Sole.




Le nane bianche

Sono stelle nella fase finale dell’evoluzione. Hanno massa inferiore a 1,44 m, dimensioni molto ridotte e densità elevate. La luminosità va da 10–4 a 10–6 volte quella del Sole.



Nascita di una stellaLe stelle nascono a gruppi di centinaia o migliaia in seguito al collasso gravitazionale che avviene in una nebulosa oscura, nube di gas e polveri alla temperatura di qualche kelvin.

La Testa di Cavallo è una nebulosa oscura, formata da gas e polveri che assorbono la luce proveniente dalla retrostante nebulosa a emissione, composta invece da gas che viene ionizzato dalle giovani stelle che vi si trovano.



Nascita di una stellaIl collasso gravitazionale porta alla formazione di centri di aggregazione: i globuli di Bok. Hanno dimensioni di circa 100.000 UA, paragonabili alle dimensione della nube di Oort.

Nebulosa Rosetta sede di formazione stellare.

In 100.000 anni i globuli diminuiscono di 1000 volte le loro dimensioni e al loro interno la temperatura sale a circa 10.000 K: inizia la fase di protostella.



Nascita di una stellaUna protostella è una stella nelle fasi iniziali della sua evoluzione, in cui non si sono ancora innescate le reazioni di fusione dell’idrogeno nel nucleo.

Nella fase di protostella la temperatura continua a salire per il collasso del materiale che si è disposto su un disco. Se la massa è inferiore a 0,08 m, non si innesca la fusione dell’idrogeno e si ha una nana bruna.Getti di gas lungo l’asse di rotazione



La fase stabile di una stellaNella fase stabile dell’evoluzione la stella si trova nella sequenza principale e nel suo nucleo avviene la fusione dell’idrogeno in elio. Il tempo di permanenza nella sequenza principale dipende dalla massa della stella.

Nelle stelle con massa maggiore, la temperatura del nucleo supera i 18 milioni di kelvin e i processi di fusione, come il ciclo C-N-O, accelerano il consumo dell’idrogeno del nucleo.



Ultime fasi dell’evoluzioneTerminato il bruciamento dell’idrogeno nel nucleo, la stella esce dalla fase stabile della sua vita e ha un’evoluzione fortemente dipendente dalla massa.

• m < 0,5 m

la stella collassa sul nucleo di elio e la temperatura sale, ma non in misura sufficiente per innescare la fusione dell’elio.

Inizia la fase di nana bianca che durerà per un intervallo di tempo superiore all’attuale età dell’universo.

Sirio B, una nana bianca in orbita attorno a Sirio A.

Sirio A, la stella più luminosa del nostro emisfero.



• 0,5 m < m < 8 m

In seguito al collasso inizia il bruciamento dell’idrogeno che avvolge il nucleo inerte di elio.

La fusione dell’idrogeno fa espandere la stella. Si abbassa la temperatura superficiale: gigante rossa.

I successivi collassi portano la temperatura nel nucleo a 100 milioni di gradi: l’elio fonde in carbonio e ossigeno.

1H 4He

1H

4He

12C

16O



• 0,5 m < m < 8 m

Dopo innumerevoli espansioni e contrazioni, la stella torna a collassare. Inizia il bruciamento dell’elio nel guscio che avvolge il nucleo. La stella espelle la parte esterna.

Il nucleo collassato non supera le 1,44 masse solari: nasce una nana bianca.Il gas espulso dà vita a una nebulosa planetaria.



• 8 m < m < 20 m

In seguito al collasso inizia il bruciamento dell’idrogeno che avvolge il nucleo inerte di elio.

La fusione dell’idrogeno fa espandere la stella. Si abbassa la temperatura superficiale: gigante rossa.

La contrazione del nucleo si ripete più volte fino a sintetizzare il ferro. La temperatura del nucleo raggiunge i miliardi di kelvin.



• 8 m < m < 20 m

L’innesco di processi che assorbono energia fanno crollare definitivamente il nucleo che si trasforma in una stella di neutroni e la stella esplode in una supernova di tipo II.

La Crab Nebula è un residuo di supernova: la nebulosa prodotta dall’esplosione di supernova avvenuta nel 1054. Al centro c’è una stella di neutroni.



Nana bianca

È un nucleo, solitamente di carbonio, con massa inferiore a 1,44 m in un volume come quello della Terra. Il collasso è impedito dalla pressione degenere esercitata dagli elettroni. La temperatura in superficie è tra i 10.000 e i 20.000 K.

La densità di una nana bianca è così alta che 1 cm3 ha una massa di circa 1 tonnellata.

Le dimensioni di una nana bianca confrontate con la Terra.



Stella di neutroni

La pressione degenere non riesce a contrastare il collasso della stella, se la massa del nucleo è compresa fra 1,44 m e 2,5 m. In tal caso gli elettroni si fondono ai protoni, generando una stella di neutroni, con una densità che arriva anche a 100 milioni di tonnellate per cm3.



Buchi neri (BH)

Se il nucleo della stella morente ha massa superiore al limite di Oppenheimer-Volkoff (2,5 m), il collasso è inarrestabile e si ritiene che la materia scompaia in una singolarità: un punto di dimensioni nulle e densità infinita: un buco nero.

Il buco nero è limitato dall’orizzonte degli eventi, dove la velocità di fuga è pari a quella della luce: anche la luce rimane intrappolata al suo interno.

Cygnus X-1: un candidato buco nero.



Variabili pulsanti

Sono giganti o supergiganti che variano la propria magnitudine a causa delle periodiche contrazioni ed espansioni della superficie. La famiglia più importante di variabili è quella delle cefeidi (da δ Cephey).

La relazione fra il periodo T e la magnitudine assoluta media (M) di una cefeide fu uno strumento fondamentale per il calcolo delle distanze.

M = a – b·log(T)*

* con a e b costanti.Henrietta Leavitt



Variabili a eclisse

È un sistema binario la cui luminosità è minima quando la stella meno luminosa transita davanti a quella più luminosa.

Quando è la stella meno luminosa ad essere occultata, si ha solo un leggero calo di luminosità complessiva.



Variabili cataclismiche

Supernovae di tipo IaSe la nana bianca supera il limite di Chandrasekhar (1,44 m), l’energia liberata

in seguito al collasso distrugge completamente la stella.

Supernova nella galassia NGC 4526

NovaeIl materiale strappato dalla nana bianca precipita e libera energia innescando il processo di fusione, con aumento della luminosità ed espulsione di materiale.



Stelle variabili e misura delle distanzeLe supernovae hanno una magnitudine assoluta massima:

• tipo Ia: Mmax = –19m;

• tipo II: Mmax = –16m.Il confronto con la magnitudine apparente, come per le cefeidi, consente di determinare la distanza della sorgente luminosa.

Tecnica o oggetti usati Ordine di grandezza delle distanze misurate

Note

Parallasse (trigonometrica) Fino a 102 a.L. Si basa sulla trigonometria e ha l’UA come unità di misura.

Variabili cefeidi Da 102 a 107 a.L. Si basa sulla legge che pone in relazione periodo e luminosità delle variabili.

Novae e supernovae Da 106 a 109 a.L. Confrontando la magnitudine assoluta massima con quella apparente, grazie anche alla luminosità dei fenomeni, permette di determinare distanze ben oltre la Galassia.



Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente.

Ammassi apertiContengono decine o centinaia di stelle in volumi del diametro delle decine di a.l.

Il doppio ammasso aperto nella costellazione di Perseo

Ammassi globulariArrivano a contenere milioni di stelle in volumi del diametro di poche centinaia di a.l.

L’ammasso globulare M13 in Ercole



Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente.

Ammassi globulariAmmassi apertiContengono soprattutto stelle piuttosto vecchie e si trovano nell’alone galattico.

Formati principalmente da giovani stelle della sequenza principale, si trovano nei bracci di spirale.


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