1° Seminario tenuto giorno 8 novembre 2011 presso la Sede dell'O.R.S.A. a Palermo

1. Le stelle e la loro evoluzione
Claudio Fazio
O.R.S.A. – Palermo

2. Cos’è una stella?
Da wikipedia:
Una stella è un corpo celeste che
brilla di luce propria.
In astronomia e astrofisica il
termine designa uno sferoide
luminoso di plasma che genera
energia nel proprio nucleo
attraverso processi di fusione
nucleare; tale energia è irradiata
nello spazio sotto forma di
radiazione elettromagnetica, flusso
di particelle elementari (vento
stellare) e neutrini

3. Cos’è una stella?
Massa: tra 0,08 e 200 masse solari ( 1 massa solare = circa 333.000 volte la
massa della Terra, cioè:
1,989 x 1031 kg
Al di sotto del valore di 0,08 masse solari non si innescano reazioni di fusione
nucleare dell’idrogeno.
Immagine del Sole
nella banda X

4. La fusione nucleare
i nuclei di due o più atomi si uniscono e
generano un nucleo di massa maggiore
dei singoli nuclei reagenti (più neutroni
liberi).
La fusione di elementi fino ai numeri
atomici 26 e 28 (ferro e nichel) è
esoenergetica, cioè «produce» energia.
Gli elementi più pesanti possono fondere
anch’essi, ma la reazione è
endoenergetica, cioè assorbe energia.
Schema reazione Deuterio (2H) – Trizio (3H)

5. La fusione nel Sole
catena protone-protone
Il 91% dei processi di fusione nel
Sole sono di questo tipo.
Lo 0,7% della massa originaria è
convertita in energia, sotto forma
di raggi gamma e di neutrini
rilasciati durante le reazioni
individuali. L'energia totale che si
ottiene da un ramo intero è di
26,73 MeV (o, se si preferisce,
11,6 x 10-19 KWh …)
Problemi:
è un processo molto lento;
avviene a temperature e
pressioni enormi (T maggiore di
10 milioni di gradi.

6. La fusione nel Sole

7. Ma cosa sono i corpi di massa inferiore a 0,08
masse solari?
Pianeti
rocciosi gassosi
Debole
emissione di
energia
(banda
infrarosso)
emissione di energia “autogena” molto scarsa
Immagini non in scala …

8. Ma cosa sono i corpi di massa inferiore a 0,08
masse solari?
Nane brune
Massa maggiore di 13 masse gioviane
e T comprese tra 2500 K e 700 K.
Nelle fasi iniziali, fusione del Deuterio e
del Litio
Emissione di energia (banda infrarosso
e visibile) per contrazione
gravitazionale.
Gliese 229B, a circa 19 anni luce dal Sole, nella
costellazione della Lepre.
Massa compresa tra 30 e 50 volte la massa di Giove
(che è circa 1 millesimo di quella del Sole e 317
volte quella della Terra) .

9. … e la storia finisce qui?
Le sub-nane brune
Massa minore di 13 masse gioviane e T inferiore a 700 K
Non c’è fusione di Litio o Deuterio, nenche nelle fasi iniziali di vita.
Emissione di energia (banda infrarosso) per contrazione gravitazionale
Cha 110913-773444, a 163 anni luce dal
Sole, nella costellazione del Camaleonte

10. L’evoluzione stellare
la nascita e … la crescita
Le stelle si formano all'interno di nubi
molecolari, presenti nel mezzo interstellare,
La formazione di una stella ha inizio quando
una nube molecolare inizia a manifestare
fenomeni di instabilità gravitazionale,
spesso innescati dalle onde d'urto di una
supernova o dalla collisione tra due
galassie.
Il collasso gravitazionale della nube porta
alla formazione di densi agglomerati di gas
Rappresentazione artistica della protostella e polveri oscure al cui interno si forma la
scoperta nella nube oscura LDN 1014; ben
visibili sono il disco di accrescimento e i getti che
protostella, circondata da un disco, detto «di
si dipartono dai poli della protostella accrescimento».

11. L’evoluzione stellare
E dopo?
Massa < 0,08 masse solari
Le reazioni di fusione non si attivano. La
protostella evolve in una nana bruna
Massa > 0,08 masse solari e < 8 masse solari
si forma una stella pre-sequenza principale,
spesso circondata da un disco
protoplanetario
Massa > 8 masse solari
la stella raggiunge direttamente la
sequenza principale senza passare per la
fase di pre-sequenza

12. L’evoluzione stellare
La sequenza principale: la vita (segreta?) delle stelle
Il diagramma Hertzsprung-Russell
La sequenza
principale è una
fase di stabilità
durante la quale le
stelle fondono
l'idrogeno del
proprio nucleo in
elio a temperatura e
pressione elevate.
Le stelle trascorrono
in questa fase circa
il 90% della propria
esistenza

13. L’evoluzione stellare
Il tramonto…
Massa tra 0,08 e 0,4
masse solari
Finito l’idrogeno, le stelle più
piccole, le nane rosse, si
riscaldano per poco tempo, per
poi contrarsi gradualmente in
nane bianche

14. L’evoluzione stellare
Il tramonto…
Massa tra 0,4 e 8 masse
solari
Queste stelle «intermedie», finito di
«bruciare» idrogeno, subiscono
una serie di collassi gravitazionali,
Attivano nuovi processi di fusione
(elio in carbonio, ossigeno,
magnesio), gradualmente si
espandono e si raffreddano,
assumendo di conseguenza una
colorazione rossastra. La stella si
trasforma in una brillante gigante
rossa.

15. L’evoluzione stellare
il Sole, quindi …

16. L’evoluzione stellare
il Sole, quindi …
Si stima che il Sole diverrà una
gigante rossa tra circa 5 miliardi
di anni: le sue dimensioni
saranno colossali (circa 200
volte quelle attuali) e il suo
raggio si estenderà sino quasi
al doppio dell’attuale distanza
che lo separa dalla Terra (1 UA)

17. L’evoluzione stellare
Il tramonto…
Massa > 8 masse solari
Le stelle più massicce al termine della
loro vita si espandono allo stadio di
supergigante rossa. In questa fase,
l'astro fonde l'elio in carbonio e,
all'esaurimento di questo processo,
sintetizzano altri elementi più pesanti:
neon, silicio e zolfo, per terminare con il
nichel-56, che decade in ferro-56.
Le stelle supermassicce (>30 masse
solari), dopo aver attraversato la fase
instabile di variabile blu luminosa, man
mano che procedono lungo il loro
percorso post-sequenza principale
accumulano al loro centro un grande
nucleo di ferro inerte; divengono così
stelle di Wolf-Rayet.

18. L’evoluzione stellare
La fine …
Massa > 0,08 masse solari e < 8-10 masse solari
Il nucleo della stella collassa, gli strati esterni sono espulsi e si forma una
nana bianca
Massa > 0,08 ma Massa > 0,5 e < 8-10
< 0,5 masse solari masse solari
Gli strati esterni sono espulsi in
Gli strati esterni sono espulsi in
modo violento. Il gas emesso è
modo «non traumatico», sotto forma
eccitato dalle altissime temperature
di vento stellare
ed emette luce anche nel visibile. Si
forma una nebulosa planetaria.
Una nana bianca ha, più o meno, le stesse
dimensioni della Terra, ma densità molto più alta

20. L’evoluzione stellare
La fine …
Massa > 8-10 masse solari
Il nucleo della stella collassa in modo «traumatico». Gli elettroni sono spinti
contro i protoni, dando origine a neutroni e neutrini. L’onda d’urto generata
da questo evento provoca una catastrofica esplosione. Una
supernova
di tipo II o di tipo Ib o Ic

21. L’evoluzione stellare
La fine …
Massa > 8-10 masse solari
Il nucleo della stella collassa in modo «traumatico». Gli elettroni sono spinti
contro i protoni, dando origine a neutroni e neutrini. L’onda d’urto generata
da questo evento provoca una catastrofica esplosione. Una
supernova
di tipo II o di tipo Ib o Ic

22. L’evoluzione stellare
La fine …
Massa > 8-10 masse solari
Il nucleo della stella collassa in modo «traumatico». Gli elettroni sono spinti
contro i protoni, dando origine a neutroni e neutrini. L’onda d’urto generata
da questo evento provoca una catastrofica esplosione. Una
supernova
di tipo II o di tipo Ib o Ic
Nucleosintesi delle
supernovae: creazione di
elementi ancora più pesanti del
ferro, quali oro, magnesio etc.
Tali elementi sono diffusi nello
spazio dall’esplosione, mentre
il nucleo residuo sopravvive in
uno stato altamente degenere

23. L’evoluzione stellare
… e dopo la fine? Lo stato degenere.
Massa del nucleo residuo compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari
Si forma una stella di neutroni (densità circa pari a 1017 kg/m3). Talvolta a tale
oggetto è associata una Pulsar

24. L’evoluzione stellare
… e dopo la fine? Lo stato degenere.
Massa del nucleo residuo maggiore di 3,8 masse solari
Nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e si forma
un oggetto altamente «esotico» detto buco nero stellare

25. L’evoluzione stellare
… e dopo la fine?
Massa del nucleo residuo maggiore di 3,8 masse solari
Nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e si forma
un oggetto altamente «esotico» detto buco nero stellare

26. FINE PRIMA PARTE …