Stage di astrofisica IASF/IFSI, 3° Edizione Giorno 2- Lezione 5: Vita delle stelle

2. Per gli antichi, le stelle erano luci incastonate sul firmamento, cioè su una volta celeste solida. Ma già Ipparco di Nicea aveva intuito nel II sec. A. C. che erano disposte a distanze diverse e che non erano FISSE. In ogni caso, non era chiaro che cosa fossero. Ipparco non disponeva degli strumenti adatti per misurare le distanze radiali. Possiamo cominciare da un’altra domanda: da dove vengono le stelle? Per rinfrescarci la memoria, dobbiamo disporre di un diagramma del tempo dell’Universo

3. Come abbiamo visto, la storia comincia 14 miliardi di anni fa. Circa un miliardo di anni dopo il big bang, la materia comincia a condensarsi in grosse nubi più o meno sferiche. Ogni nube si muove rispetto alle altre, sia per traslazione che per rotazione. E si contrae , per attrazione gravitazionale della materia su se stessa. Le nubi assumono gradualmente l’aspetto delle attuali Galassie . È un processo relativamente rapido: a un miliardo di anni dopo il Big Bang, le galassie sono già formate. In che senso? Che è successo lì dentro?

4. Nelle zone più dense il gas si surriscalda e comincia ad emettere radiazione: la nube comincia ad “accendersi” Come avviene ciò? finché le singole particelle di materia sono in caduta libera e accelerano senza urtarsi tra loro e trasformare in calore le proprie energie cinetiche, vuol dire che non esiste nessun genere di equilibro alla gravità. Ci accorgiamo invece che c’è equilibrio allorché l’oggetto centrale comincia a risplendere , perché l’energia cinetica delle particelle che si scontrano si trasforma in calore e, in base a una legge di fisica, una sfera calda emette luce

5. La diversa densità nelle diverse zone provoca contrasto tra zone opache, ancora relativamente fredde, e zone luminose più calde

6. È nelle zone dense che la temperatura può raggiungere valori così alti che succede qualcosa di nuovo. Si accende radiazione intensa da sorgenti puntiformi: le stelle!

7. E la Galassia si accende: le stelle sono la principale sorgente di luce

9. Sono i tempi che non tornano: una sfera del genere si raffredda milioni di volte più in fretta delle stelle reali che vediamo. Il nostro vecchio Sole, che è una stella come tante altre, ha quasi 5 miliardi di anni e non sembra essersi raffreddato per niente. Secondo l’ipotesi della “sfera calda” avrebbe dovuto raffreddarsi in poche migliaia di anni . La gravità avrebbe compensato il raffreddamento, allungandone molto i tempi, ma solo fino a qualche milione di anni , a spese di una progressiva riduzione delle dimensioni . Sarebbe comunque diventato sempre più debole fino a spegnersi . Come si spiega la sua longevità?

10. La temperatura di alcune migliaia di gradi è tipica della superficie di una stella. Nel cuore della stella si raggiungono temperature di parecchi milioni di gradi , e densità molto più elevate che in superficie. Ricordiamoci che l’elemento di gran lunga più abbondante del gas stellare è l’idrogeno, il cui atomo è composto da un protone e da un elettrone. Al crescere della temperatura, gli elettroni non sono più trattenuti dai protoni, e le collisioni tra i protoni (relativamente frequenti per l’alta densità) si fanno sempre più violente. Finché … … finché i protoni riescono a superare la barriera repulsiva delle loro cariche elettriche, e a unirsi per formare un nucleo più complesso: è la fusione nucleare. Quattro protoni (nuclei di idrogeno) formano un nucleo di elio (He). Il prodotto (He) pesa meno di 4 protoni: m anca un po’ di massa, che va in energia di radiazione: E = mc 2 pochissima massa => moltissima energia!

11. Per i… palati più esigenti: uno schema più dettagliato della reazione protone-protone. 1. Due nuclei di idrogeno (protoni) formano un nucleo di Deuterio, liberando un positrone e un neutrino 2. Un nucleo di deuterio collide con un protone e forma un isotopo di elio con un solo neutrone (Elio 3), con emissione di radiazione gamma 3. Due nuclei di He-3 collidono e formano un nucleo di He-4 Esiste anche il ciclo del carbonio-azoto, in cui lo stesso risultato di trasformazione di idrogeno a elio si ottiene con la presenza di questi altri due elementi più pesanti che hanno una funzione di catalizzatori della reazione. Questo ciclo ovviamente ha luogo solo nelle stelle in cui carbonio e azoto sono già presenti

12. Adesso possiamo rispondere alla domanda iniziale: che cos’è una stella? Una stella è una sfera di gas il cui volume è mantenuto in equilibrio tra l’attrazione gravitazionale che tende a far precipitare la stella verso il centro, e la pressione verso l’esterno causata da un’esplosione permanente: la reazione di fusione nucleare nel cuore della stella La fusione nucleare ha un’altissima efficienza e garantisce la vita di una stella per miliardi di anni. Alla fine anche questa reazione, che consuma idrogeno e produce elio, si esaurisce , quando nel nucleo c’è troppo elio e poco idrogeno. Fine dell’equilibrio, succedono eventi nuovi, anche violenti. E qui la storia si complica …

13. L’equilibrio: la reazione avviene nel nucleo, che esercita una pressione verso fuori. Il resto della stella preme verso il centro per gravità Come si è raggiunta la temperatura di 15 milioni di gradi all’interno? Da quando inizia tale reazione fino all’esaurimento dell’idrogeno nel nucleo la stella rimane in condizioni abbastanza stabili. Le stelle più massicce “bruciano” più in fretta, le più piccole più lentamente.

14. Come abbiamo visto, una zona densa di gas si contrae per gravità. Comprimendosi, fa crescere la temperatura, tanto più alta quanto maggiore è la massa della stella, finché a 10 ML di gradi inizia la fusione Non tutte le stelle ce la fanno.

15. Non tutte le stelle ce la fanno. Stelle più piccole di 8 centesimi della massa del Sole non riescono a comprimersi fino a raggiungere 10 ML di gradi. Pian piano si raffreddano, senza mai accendere la fusione: sono le NANE BRUNE

16. Le stelle di massa superiore a 8 centesimi di masse solari fondono idrogeno tanto più in fretta quanto maggiore è la massa. Questo perché grande massa significa alta densità nel nucleo, collisioni più frequenti dei protoni e quindi fusione più rapida. Una nana rossa può vivere decine di miliardi di anni, una gigante blu solo milioni di anni. Il Sole ha un tempo di vita di circa 10 miliardi di anni.

17. Le stelle quindi possono essere molto diverse, per vari parametri, a partire dalla loro massa che è la proprietà principale. Per una corretta comprensione dell’evoluzione stellare, vale la pena di tentare una CLASSIFICAZIONE delle stelle. Per questo è utile usare uno strumento molto caro agli astrofisici teorici: il diagramma di Herzsprung & Russel È la massa che determina la luminosità, la temperatura, la durata della vita di una stella, il modo in cui essa conclude la sua evoluzione E qui devo cercare di farvi digerire una serie di concetti di evoluzione sellare senza di che non riusciremmo a capire la vita delle stelle

18. Agli inizi del 1900, questi due signori pensarono di disporre su un diagramma la luminosità e il colore delle stelle: ogni punto sul diagramma avrebbe rappresentato una stella di un dato colore e una data luminosità. Come si sarebbero distribuiti i punti di una popolazione di stelle? Herzsprung & Russel LUMINOS I TA’ COLORE (DA BLU A ROSSO) Temperatura, da caldo a freddo Forse in modo casuale, come una sparata di pallini? brillanti deboli calde deboli brillanti fredde brillanti calde deboli calde deboli fredde brillanti fredde

19. No, si scoprì che le stelle si raggruppano in determinate zone Ogni zona indica un certo tipo di stelle. La striscia maggiore è la SEQUENZA PRINCIPALE. Contiene le stelle nel loro periodo di vita “normale”, durante il quale avviene la fusione dell’idrogeno. È anche il periodo di vita di gran lunga maggiore

20. Ci sono stelle più o meno luminose, e ci sono stelle più rosse o più blu. Che vuol dire? Il colore complessivo è una caratteristica del loro spettro T = 4000° (piccola massa) Sole T = 5700° T = 7500° (grande massa) Lo spettro della luce emessa dalla stella dipende dalla TEMPERATURA della superficie stellare. Stelle più massicce hanno una maggiore temperatura di superficie.

21. In realtà, la diversità si può quasi ricondurre ad un unico parametro: la MASSA: Dalla massa dipendono la luminosità, la temperatura (e quindi il colore) e anche la struttura interna Diagramma massa-luminosità in scala lineare in scala logaritmica: la legge di potenza segue una retta

22. Il diagramma HR (luce-colore) mostra diversi gruppi subnane nane bianche Giganti rosse sequenza principale (il Sole sta qui)

23. Questa che vediamo è una popolazione tipica del disco galattico con stelle di tutte le età. Poniamoci qualche domanda. subnane nane bianche Giganti rosse sequenza principale (il Sole sta qui)

24. è un diagramma HR reale ottenuto con le osservazioni Hipparcos: luminosità assolute di decine di migliaia di stelle entro 500 parsec dal Sole C’è il ramo delle giganti rosse che “svolta” dalla sequenza principale quasi all’altezza del Sole: forse anche il Sole sta per diventare una G.R.? Ci sono moltissime stelle più “blu” del Sole, quindi più massicce anche delle giganti rosse, ancora in sequenza principale: dovrebbero evolvere più in fretta! Perché stanno ancora lì? Ci dovrebbero essere moltissime nane bianche: perché se ne vedono poche?

25. Una stella ha una sua evoluzione, e la sua posizione sul diagramma varia nel tempo. Nella sequenza principale sta quasi ferma, mentre si sposta rapida in pre-sequenza e nelle fasi conclusive. Qui sono riportate le posizioni di alcune stelle note Ogni stella quindi percorre una linea immaginaria sul diagramma HR: la traccia evolutiva.

26. La sua massa determina più di ogni altra cosa la sua posizione sulla sequenza principale, là dove essa stazionerà per milioni/miliardi di anni. Prima di arrivarci, nelle primissime fasi, ancora avvolta in un involucro non ben compresso, è più luminosa (più estesa), ma più fredda: si trova quindi un po’ più in alto e più a destra della sua futura posizione. Scenderà gradualmente (in milioni di anni) verso la SP. Quando esaurisce l’idrogeno nel nucleo, la stella si espande e diventa una gigante rossa . Di nuovo, verso maggiori luminosità e minori temperature di superficie: in alto a destra. Alla fine il suo nucleo “sbucciato”, piccolo (poco luminoso), ma caldo, sarà una sorgente di luce rappresentata da un puntino in basso a sinistra: una nana bianca: “precipiterà” verso la zona bassa del diagramma

27. Attenzione. In questo diagramma sono presenti stelle di tutte le età. Giovani e vecchie. Parecchie hanno già concluso la SP e muovono verso le giganti rosse, ma la presenza in alto a sinistra di altre stelle (più massicce!), che hanno vita più breve, sta ad indicare che queste ultime sono nate in epoca più recente. Questo non è sorprendente, perché quelle 2000 stelle sono in una zona del disco galattico , in cui è ancora in atto la formazione stellare Una zona dove nascono stelle ed esistono stelle neonate, in nubi come NGC 3603

28. Sappiamo che negli ammassi globulari le cose non sono andate così. Lì, ai primordi della vita della Galassia, la grande quantità di materia grezza che si è concentrata simultaneamente ha provocato una formazione stellare molto più efficiente, e le stelle si sono formate TUTTE INSIEME! Senza lasciare materia prima per formare nuove stelle. In altre parole, queste stelle hanno tutte la stessa età. Che aspetto avrà il loro diagramma HR?

29. Ogni epoca è caratterizzata dal fatto che stelle di una determinata massa, e solo loro, hanno concluso la loro evoluzione e stanno “svoltando” verso le giganti rosse. Alla loro sinistra NON sono rimaste stelle in SP, perché le stelle di massa maggiore sono morte prima. Ammasso globulare M5 Popolazione di disco (Hipparcos)

30. Gli algoritmi di evoluzione stellare permettono di conoscere l’età delle stelle che stanno svoltando ADESSO: e questa è l’età di M5! A questo punto possiamo fare una considerazione ardita: Sappiamo che gli ammassi globulari si sono formati insieme alla Galassia, a circa un miliardo di anni dopo il BIG BANG. Quindi sapere l’età degli AG significa sapere l’età dell’universo!

31. Una nana rossa con massa 1/5 rispetto al Sole esaurirà l’idrogeno in tempi lunghissimi – decine di miliardi di anni - bruciando molto lentamente. Quando tutto l’idrogeno al centro sarà trasformato in elio, si contrarrà e si trasformerà in una nana bianca

32. Se la massa è da 0.2 a 0.5 masse solari, alla fine dell’evoluzione, quando al centro c’è ormai solo elio, la stella riesce a far bruciare un guscio di H intorno al nucleo. Questa reazione più periferica preme il gas sovrastante verso l’esterno e la stella si gonfia fino a migliaia di volte. L’espansione provoca un aumento della superficie radiante e quindi della luminosità. Provoca anche un raffreddamento della superficie e quindi un arrossamento della luce: la stella si trasforma in una gigante rossa . La parte interna al guscio non partecipa all’espansione …

33. Che succederà al Sole e a stelle di massa simile quando finirà l’idrogeno al centro? Mentre brucia il guscio di idrogeno, per la maggiore massa della stella il nucleo di elio si comprime e si scalda fino a 100 milioni di gradi ! Si accende l’elio con un flash di fusione nucleare che produce carbonio e ossigeno. Il Sole diventa una Gigante Rossa con espansione più marcata di quella di stelle minori, e ingloberà anche i pianeti vicini, forse anche la Terra L’epilogo di queste giganti rosse: l’involucro si spande sempre più, formando la “nebulosa planetaria”, fino a perdersi nello spazio, spargendovi i nuovi elementi chimici creati dalla stella. Al centro resta il residuo ancora caldo: la Nana Bianca Che succede alle stelle ancora più massicce ?

34. In una stella di massa maggiore la gravità è più forte. La fusione dell’idrogeno è più rapida, perché densità e temperatura sono maggiori e quindi la vita è più breve. Sirio pesa poco più del doppio del Sole, ma è oltre 22 volte più luminosa. massa Questo vuol dire che l’idrogeno al centro di Sirio brucia molto più in fretta, e che relativamente presto il nucleo di Sirio sarà trasformato in elio. Grazie alla gravità di Sirio, anche l’elio, scaldandosi, raggiungerà le condizioni per la fusione, e l’elio si trasformerà in carbonio, mentre l’idrogeno continuerà la sua fusione in un guscio più esterno. Può fondere anche il carbonio? Sì. Ci sono stelle ancora più massicce, come Rigel, Deneb, dove succederà anche di peggio (o di meglio, secondo i punti di vista)

35. La cucina degli elementi: dalla fusione dell’idrogeno (1) nel nucleo della stella, il processo passa attraverso vari stadi di fusione nei “gusci” più esterni (2,3), fino alla creazione di elementi pesanti, incluso il ferro (4)

36. In una stella di grande massa, la fase finale (gigante rossa) è caratterizzata da molteplici processi di fusione di elementi sempre più pesanti e sempre più difficili da fondere, fino al ferro H He C Si Fe

37. Per il Fe, la fusione è tanto difficile che l’energia prodotta è meno di quella spesa: se fonde il Fe, viene a mancare pressione al centro… … e la stella collassa su se stessa per gravità, dando luogo a una violenta esplosione: è la supernova

38. Solo l’esplosione di SN può dare energia per formare elementi più pesanti del FERRO … L’atto dell’esplosione crea tutti gli altri elementi, fino a quelli transuranici ed è l’esplosione a proiettarli nello spazio

39. La parte centrale della stella non partecipa all’espansione violenta: la materia, non più sorretta dalla pressione della fusione, precipita sempre più verso il centro andando a formare un oggetto di densità mostruosa (stella di neutroni) o, peggio, un buco nero

40. Ma la sorte del materiale espulso è più interessante. Questo materiale arricchito di tutti gli elementi, proiettato con violenza fuori dalla stella, comprime il gas circostante e può innescare processi di nuova formazione stellare Snr Henize 206, LMC

41. Queste stelle di seconda generazione non saranno fatte solo di idrogeno e di elio, ma avranno a disposizione, senza doverli fabbricare ex-novo, tutti gli elementi. Avranno così pianeti rocciosi, con ossigeno, azoto, carbonio, ferro … Ciò che serve alla comparsa della VITA

42. Il Sole è una di queste stelle, figlie di esplosioni di supernova, le quali hanno creato i nostri atomi. Grazie a quelle supernove noi esistiamo, e stiamo qui a parlarne.