Evoluzione cosmica stellare
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Evoluzione cosmica - stellare. Colore e luminosità delle stelle evoluzione delle stelle sequenza principale origine elementi nelle stelle origine elementi universo iniziale. Schermo completo- cliccare quando serve….

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Evoluzione cosmica - stellare

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Presentation Transcript


Evoluzione cosmica stellare

Evoluzione cosmica - stellare

Colore e luminosità delle stelleevoluzione delle stellesequenza principaleorigine elementi nelle stelleorigine elementi universo iniziale

Schermo completo- cliccare quando serve…


Evoluzione cosmica stellare

Luminosità in funzione di superficie emittente e temperatura : L = s T^4 * S = 4 pi*R^2 *s T^4

Contraendosi aumenta la temperatura e diminuisce la superficie emittente:varia la luminosità

Espandendosi diminuisce la temperatura e aumenta la superficie emittente:varia la luminosità


Evoluzione cosmica stellare

La luminosità di una stella (nebulosa…) dipende fondamentalmente dallaampiezza della superficie emittente ,dalla sua temperatura, dalla massa:il colore (spettro) dipende dalla temperatura superficiale(valori solo esemplificativi)

Nanarossa, poco luminosa, 3000°

Gigante rossa,molto luminosa, 3000°

Giganteazzurra, molto luminosa, 20000°

Nanaazzurra,poco luminosa,20000°


Evoluzione stellare

Evoluzione stellare

Inizia con il collasso di una nebulosa,massa gassosa (idrogeno-elio) contracce di elementi sintetizzati in stellepiù antiche:bassa temperatura e bassaluminosità:diventa più densa, calda,luminosa:compare una protostella avvoltada residuo gassoso


Evoluzione cosmica stellare

Stella rossa

stella

protostella

Gigante rossa

Nebulosa in fase di contrazione

Nebulosa planetaria

Nana bianca

Supergigante rossa

Nana nera

Stella neutronica

Buco nero

Nebulosa gassosa

supernova

Evoluzione stellare


Evoluzione cosmica stellare

Stella rossa

stella

protostella

Gigante rossa

Nebulosa in fase di contrazione

Nebulosa planetaria

Nana bianca

Supergigante rossa

Nana nera

Stella neutronica

Buco nero

Nebulosa gassosa

supernova

Evoluzione stellare


Evoluzione cosmica stellare

Inizio evoluzione da nebulosa a stella:da sistema stabile a instabile

Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementiderivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione:inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa


Inizio fusione nucleare

Inizio fusione nucleare

Proseguendo la contrazione anche latemperatura e la luminosità aumentano:quando al centro della stella si raggiungeuna temperatura di circa 10 milioni di gradiinizia la fusione che trasforma idrogenoin elio liberando energia:la stella mantieneun raggio più o meno costante:entra nellasequenza principale ove rimane per lamaggior parte della sua esistenza


Evoluzione cosmica stellare

Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementiderivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione:inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa

Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole

Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce una stellainizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio:la stella entra nellasequenza principale, zona di stabilità


Sequenza principale

Sequenza principale

Quando termina la fusione dell’idrogeno del centro, riprende la contrazione al centro con espansione della parteperiferica:la stella si espande e riduce latemperatura:diventa rossa ed esce dallasequenza principale


Evoluzione cosmica stellare

Evoluzione: stella esce da sequenza principale

Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi ,uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa


Evoluzione cosmica stellare

La stella rossa diventa un gigante rossa:questa , in funzione della massa residua,si trasforma in una nebulosa planetaria,con nana bianca al centro, che può continuare a perdere energia e diventareuna nana nera e scomparire


Evoluzione cosmica stellare

Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera

Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stellarossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria):la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera


Evoluzione cosmica stellare

La gigante rossa può invece, se possiedeuna grande massa, diventare unasupergigante rossa e poi trasformarsi inuna supernova che esplodendo puòtrasformarsi in una stella a neutroni o inun buco nero


Evoluzione cosmica stellare

La supergigante si trasforma in supernova:continua sintesi di elementi chimici:questa esplode originandouna stella neutronica o un buco nero


Nucleosintesi

nucleosintesi

Nelle stelle della sequenza principaleviene trasformato idrogeno in elio

Nelle stelle più massicce, con temperaturemolto più elevate, possono venire sintetizzati anche elementi più pesanti chepoi verranno immessi nello spazio quandola stella esplode


Evoluzione cosmica stellare

Stella rossa

stella

protostella

Gigante rossa

Nebulosa in fase di contrazione

Nebulosa planetaria

Nana bianca

Supergigante rossa

Nana nera

Stella neutronica

Buco nero

Nebulosa gassosa

supernova

Evoluzione stellare


Evoluzione cosmica stellare

Stella rossa

stella

protostella

Gigante rossa

Nebulosa in fase di contrazione

Nebulosa planetaria

Nana bianca

Supergigante rossa

Nana nera

Stella neutronica

Buco nero

Nebulosa gassosa

supernova

Evoluzione stellare


Evoluzione cosmica stellare

Inizio evoluzione da nebulosa a stella:da sistema stabile a instabile

Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementiderivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione:inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa


Evoluzione cosmica stellare

Nebulosa , composta da gas idrogeno, elio, polveri varie ed elementiderivati da stelle precedenti ,a bassa temperatura, poco visibile,in lenta rotazione:inizia a collassare e comprimendosi si riscalda e diventa luminosa

Evoluzione da nebulosa a stella sequenza principale: sole

Proseguendo il collasso si origina una protostella e alla fine nasce una stellainizia la reazione nucleare che trasforma idrogeno in elio:la stella entra nellasequenza principale, zona di stabilità


Evoluzione cosmica stellare

Evoluzione: stella esce da sequenza principale

Quando la stella ha terminato la trasformazione dell’idrogeno presente nella parte centrale , in elio, riprende a espandersi diventando una stella di colore rosso e dimensioni sempre più grandi ,uscendo dalla sequenza principale; diventa una stella rossa, gigante rossa


Evoluzione cosmica stellare

Evoluzione da gigante rossa a nana bianca - nera

Se la massa residua della stella è poco maggiore di quella del sole, la stellarossa gigante perde molta della sua massa e diventa una nana bianca circondata da un alone di materia (nebulosa planetaria):la nana bianca potrà trasformarsi in una nana nera


Evoluzione cosmica stellare

Se la massa della gigante rossa è molto grande, riprende un ciclo di espansione e contrazione : gigante rossariprende la sintesi si elementi chimici


Evoluzione cosmica stellare

La supergigante si trasforma in supernova:continua sintesi di elementi chimici:questa esplode originandouna stella neutronica o un buco nero


Evoluzione cosmica stellare

La posizione nella sequenza principaleove si inserisce la stella dipende dalla suamassa:masse iniziali molto grandicontraendosi raggiungono rapidamenteal centro temperature che permettonola nucleosintesi e si inseriscono nellasezione con elevata luminosità:permangono poco tempoperché consumano molto velocemente l’idrogenocentrale ed escono dalla sequenza:masse più ridotte impiegano più tempo perentrare nella sequenza principale, in zone conminor temperatura :permangono più a lungoconsumando lentamente l’idrogeno centrale:alla fine escono dalla sequenza e continuanola loro evoluzione


Evoluzione cosmica stellare

Stella rossa

stella

protostella

Gigante rossa

Nebulosa in fase di contrazione

Nebulosa planetaria

Nana bianca

Nana nera

Nebulosa gassosa

Evoluzione stellare per masse simila quella solare


Evoluzione cosmica stellare

Stella rossa

stella

protostella

Gigante rossa

Nebulosa in fase di contrazione

Supergigante rossa

Stella neutronica

Buco nero

Nebulosa gassosa

supernova

Evoluzione stellare:per masse maggiori di 2-3 masse solari


Evoluzione cosmica stellare

Diagramma di Hertzsprung-Russel :pone in relazione la magnitudo(luminosità)con la temperatura(spettro,colore)

Sequenza principale, ove avviene la trasformazione dell’idrogeno (del centro) in elio con emissione di energia

magnitudo

20000°

6000°

3000°

temperatura

azzurro

giallo

rosso


Evoluzione cosmica stellare

Evoluzione di stella simile al sole

Sequenza principale, ove avviene la trasformazione dell’idrogeno (del centro) in elio con emissione di energia

magnitudo

20000°

6000°

3000°

temperatura

azzurro

giallo

rosso


Evoluzione cosmica stellare

Evoluzione di stella con massa superiore a 3-4 masse solari

magnitudo

20000°

6000°

3000°

temperatura

azzurro

giallo

rosso


Evoluzione cosmica stellare

Mancano stelle giovani,calde,azzurre:galassia evoluta, antica

Mancano stelle giganti rosse,presenti stelle calde,azzurre,giovani:galassia recente

Presenza di stelle di varie età:stelle ancora in evoluzione a partire da gas residuo:galassia matura

Valutazione della età di una galassia osservando il suo spettro stellare


Origine degli elementi costituenti le nebulose le galassie le stelle

Origine degli elementicostituenti le nebulosele galassiele stelle


Evoluzione cosmica stellare

L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang ,presenta una elevata temperatura (10 miliardi di K°)elevato contenuto energeticouna elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle) derivati dalla trasformazione di energia in materia,antimateria,e annichilazione in equilibrio

Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansionedell’universo e abbassamento della temperatura si rendepossibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da idrogeno (protone),neutroni

Nei milioni di anni seguenti continuando espansione eraffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi diidrogeno (protone+elettrone)

Si verifica disaccopiamento tra radiazione ed elettroniinizia comparsa della radiazione fossile oggi osservata : 3°K

Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione digalassie e la nascita di stelle entro le quali avviene lasintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementimediante successive fusioni in stelle più massicce


Evoluzione cosmica stellare

L’universo iniziale , dopo circa 1 secondo dal big bang ,presenta una elevata temperatura (10 miliardi di K°)elevato contenuto energeticouna elevata densità di protoni, elettroni, neutroni (e antiparticelle) derivati dalla trasformazione di energia in materia,antimateria,e annichilazione in equilibrio

protoniantiprotonineutroniantineutronielettronipositroni


Evoluzione cosmica stellare

Avviene la annichilazione materia e antimateria:permane un residuo di sola materiaprotoni, neutroni, elettroni

protonineutronielettroni


Evoluzione cosmica stellare

Nei seguenti 15 minuti per effetto dalla espansionedell’universo e abbassamento della temperatura si rendepossibile la sintesi di nuclei di elio e deuterio a partire da idrogeno (protone),neutroni

protonineutronielettronideuterioelio


Evoluzione cosmica stellare

Disaccoppiamento radiazione e materia_espansione dell’universoradiazione iniziale a 3000°K subisce redshift cosmologico :oggi presenta una temperatura di 3°K :radiazione fossile

temperatura

3000°K

3°K

espansione


Evoluzione cosmica stellare

Nei milioni di anni seguenti continuando espansione eraffreddamento ( 4000 °K) si rende possibile la sintesi di atomi diidrogeno (protone+elettrone)


Evoluzione cosmica stellare

Dopo circa 1 miliardo di anni inizia la formazione digalassie e la nascita di stelle entro le quali avviene lasintesi di elio a partire da idrogeno e di altri elementimediante successive fusioni in stelle più massicce


Evoluzione cosmica stellare

La sintesi degli elementi chimici avviene fondamentalmente nelle stellequando la temperatura interna permette la fusione di nuclei più leggeriin nuclei più pesanti (fino al ferro…):tale temperatura raggiunge valoridiversi in funzione della massa della stella in fase di collasso gravitazionale:stelle con la massa simile a quella solare possono raggiungere al loro centrotemperature che permettono solo la trasformazione di idrogeno in elio:stelle più massicce possono attraverso fasi alterne di compressione edespansione raggiungere temperature che permettono la sintesi di nucleifino al ferro:oltre tale elemento la stella eventualmente esplode comesupernova immettendo nello spazio gli elementi sintetizzati(altri elementi più pesanti possono essere prodotti mediante processi di neutronizzazione…)

Popolazioni stellari:stelle molto antiche sono povere di elementi pesantiperché apparse quando il gas delle nebulose non era ancorainquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplosestelle più recenti sono più ricche di elementi pesantiperché generate a partire da nebulose arricchite inelementi immessi dopo esplosione di supernove


Evoluzione cosmica stellare

Popolazioni stellari:stelle molto antiche sono povere di elementi pesantiperché apparse quando il gas delle nebulose non era ancorainquinato da elementi sintetizzati in stelle massicce poi esplose

Non “ metalliche”popolazione II

stelle più recenti sono più ricche di elementi pesantiperché generate a partire da nebulose arricchite inelementi immessi dopo esplosione di supernove

“metalliche”popolazione I


Evoluzione cosmica stellare

Mentre la massa gassosa collassa, la temperatura verso l’interno aumentafino a raggiungere valori (10.000.000 °…) che permettono l’inizio dellafusione nucleare:l’energia irradiata permette di equilibrare la forza responsabile del collasso:la stella si mantiene costante come volume

Idrogeno >>> elio + energia


Evoluzione cosmica stellare

Terminata la fusione dell’idrogeno centrale, riprende il collasso della massa gassosa: mentre la parte centrale collassa e si riscalda,la parte periferica si espande rapidamente per effetto della radiazione proveniente dall’interno:la temperatura diminuisce e il colore passa verso il rosso:nasce unagigante rossa che poi disperderà lentamente energia e massa senzapiù permettere ulteriori fusioni:si evolverà verso la fase di nana bianca, nana nera…


Evoluzione cosmica stellare

Sintesi di elementi in stelle più massicce del solemediante fasi alterne di compressione ed espansione si possono otteneretemperature sempre più elevate che permettono la sintesi di elementifino al ferro (oltre avviene il collasso ed esplosione della stella, conimmissione degli elementi sintetizzati nello spazio circostante)


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