La classificazione spettrale (o di Harvard)

1. Lo studio degli spettri di luce cipermette di risalire Temperatura della sorgente ed alla sua composizione

2. Bohr scoprì che ogni elemento chimico presenta determinate serie di righe per cui, dallo spettro di assorbimento (o emissione), si può risalire alla composizione chimica della sorgente luminosa.

3. Lo spettro di luce delle stelle, confrontato con i vari spettri ottenuti in laboratorio dai singoli elementi, rilevano la composizione chimica superficiale di questi corpi celesti. Attraverso la λpeak (colore predominate) conosciamo temperatura superficiale (Wien)

4. Gli astrofisici di Harvard (università in Cambridge), nei primi anni del secolo scorso elaborarono una classificazione delle stelle in base ai loro spettri. La classificazione spettrale (o di Harvard) Ogni classe, a sua volta è stata suddivisa in 10 sottoclassi (totale 70 tipologie spettrali) Le stelle, in modo grossolano, ci «appaiono» di colore: dal rosso (classe m) al bianco-blu (classe o)

5. La classe spettrale è collegata alla composizione ed alla temperatura superficiale, che a loro volta dipendono dalla grandezza delle stelle.

6. Due astrofisici, Heltzsprung e Russell, pensarono di mettere in relazione la luminosità delle stelle (Magnitudine Assoluta) con la temperatura rilevata (classe spettrale). Ne ottennero un diagramma H-R (iniziali dei loro nomi)

7. In tale diagramma c’è la rappresentazione della «popolazione» stellare. Fu il punto di partenza per conoscere la storia della vita delle stelle, cioè lo loro evoluzione.

8. Nel corso dell’evoluzione stellare avvengono dei cambiamenti, anche drastici, delle caratteristiche fisiche delle stelle Le stelle trascorrono la maggior parte (70%) della loro esistenza sulla Main Sequence(MS) Successivamente, a seconda della loro massa iniziale,le stelle evolvono in specificefasi successive

9. Nascita

10. La nascita di una stella è evento che si verifica continuamente nell’universo. La sua gestazione avviene in un grembo celeste che è la nebulosa: un insieme rarefatto di gas (H, He, poche quantità di O, N, C) e polvere interstellare (particelle di elementi più pesanti, CO, ecc.). L’estensione di una nebulosa si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce. La sua temperatura media è intorno ai 3° K. NEBULOSA DI ORIONE

11. NEBULOSE Per cause non ancora del tutto chiarite (per invasione della nebulosa da parte di microframmenti proiettati da una supernova o per semplice disturbo della sua esplosione o per disomogeneità naturale nella densità della nebulosa), in diverse zone della nebulosa si formano addensamenti di materia: i globuli di bok(temperatura di circa 10° K)

12. I globuli di bok si comportano come centri di attrazione per le particelle delle zone circostanti. In questo modo aumentano gradualmente di massa, densità e volume fino a divenire nuclei di collasso gravitazionale sui quali precipitano non solo particelle più lontane, ma anche altri globuli di bok più piccoli. Il nucleo di collasso viene compresso per gravità aumentando velocemente di densità e di temperatura Se viene raggiunta la densità di 100.000 atomi per cm3, la temperatura interna arriverà a 2000°/3000° K. In questo caso si forma una protostella. Essa emette radiazioni nella frequenza degli infrarossi. Posizione protostelle del diagramma H-R

13. Laprotostella Le protostelle di massa simile a quella del sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi ad una stella di sequenza principale. Protostelle di 15 masse solari ne impiegano “solo” 100.000 anni. Rappresentazione artistica di una protostella

14. La protostella continua a catturare e accumulare materia verso il suo centro, che si comprime e si scalda sempre di più. L’aumento di temperatura, per la legge generale gas, ne provocherà l’espansione e il successivo raffreddamento. L’accumulo di altra materia, porterà nuovamente la protostella a contrarsi e surriscaldarsi con successiva espansione. Sin quando ci sarà materia da attrarre la sequenza delle fasi precedenti si ripeterà ciclicamente (contrazione  surriscaldamento  espansione  raffreddamento  contrazione  ….). Occorre tuttavia precisare che, a causa dell’aumento totale della massa, i valori medi di pressione e temperatura tenderanno comunque ad aumentare. Se, nel nòcciolo, si arriverà a 300/500 miliardi di atmosfera e 10/15 milioni di Kelvin, verrà raggiunto lo stato fisico di Plasma esi innescherà la termofusione nucleare dell’idrogeno. Nasce, così, una….. stella Plasma stato fisico della materia in cui nuclei ed elettroni, a causa dell’elevata agitazione termica, sono indipendenti e in continuo movimento caotico

15. Reazione protone-protone

16. Sequenza Principale

17. L’inizio della fusione nucleare è un evento estremamente violento: immaginate svariati miliardi di bombe nucleari esplodere contemporaneamente…. Per effetto di questa prima esplosione, parte del materiale gassoso degli strati più esterni viene proiettato via e mai più recuperato (fase beta-Tauri  vento stellare). Le parti più interne subiscono una rapida espansione mantenendo, comunque, una certa compattezza. A causa dell’espansione, le parti interne si raffreddano, le reazioni nucleari diminuiscono di intensità e, conseguentemente, anche la forza di espansione. Quando tale forza è pari a quella gravitazionale (che, invece, tende a comprimere la materia stellare) la stella si stabilizza mantenendo la dimensione raggiunta. In questo momento, quindi, la stella entra nella sequenza principale del diagramma H-R Le stelle trascorrono circa il 70% della propria esistenza in questa fase di stabilità mantenuta dall’equilibrio tra due pressioni opposte: Pressione gravitazionale (che spinge al collasso) e Pressione di radiazione (che spinge all’espansione) dovuta alle reazioni di fusione nucleare

18. Le stelle più grandi consumano il proprio "carburante" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni). Questo perché, per contrastare la grande forza di contrazione gravitazionale, occorre intensificare le reazioni di fusione. In base alla loro massa si disporranno in un punto preciso delle sequenza principale. Maggiore è la massa, più in alto e più a sinistra si ritroveranno ne diagramma H-R. Supergigante rossa

19. Invecchiamento

20. La sequenza principale termina quando il 70% circa di l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste. Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,4 soli, dopo la sequenza principale, terminato l’idrogeno, entrano direttamente nella fase finale (nana bianca). Le stelle di massa compresa tra 0,4 e 2 soli dopo una fase di instabilità, si contraggono, si surriscaldano a tal punto da raggiungere, nel nòcciolo, temperature e pressioni ideali per l’innesco della fusione dell’elio in carbonio. Inizia una nuova esplosione, più violenta della prima, che proietterà gli strati più esterni al di fuori della stella, trasformandoli in nebulosa planetaria ed espanderà quelli più interni in modo tale da ingigantire le proprie dimensioni originarie (stella Gigante).Gli strati più esterni, in seguito a questa espansione, si raffreddano tanto da far scendere la temperatura superficiale fino ai 3000° K (Gigante rossa).

21. Alcune stelle con massa leggermente superiore a 2 masse solari (circa 2,5 soli) riescono a innescare anche lafusione di una parte del carbonio in ossigeno, neon e magnesio  Temperatura superficiale più elevata  gigante blu. La maggior parte delle stelle con massa da 2 a 8 soli, dopo la fase di gigante rossa, esaurita la maggior parte di elio, si contrarranno fino a raggiungere pressioni e temperature ideali per la fusione del carbonio (800 milioni di °K). La nuova esplosione è superviolenta, spazzerà gli strati esterni come nebulosa planetaria ed espanderà quelli interni divenendo Super Gigante Rossa. Stelle di massa superiore a 8 soli attraverseranno più fasi cicliche di supergigante rossa, ma ad ogni fase si avrà una fusione di nuclei sempre più pesanti. L’ultima fusione possibile, comunque, è quella che porta la formazione del ferro. Una supergigante è fatta a strati di materiali

22. Supergigante rossa Supergigante blu

23. La Fine

24. Stelle con masse tra 0,08 ed 8 M Alcune nane bianche fotografate da HST nell'ammasso globulare NGC 6397 Una stella con massa comprese tra 0,08 ed 8 masse solari, alla fine della loro evoluzione, dopo aver espulso il materiale più superficiali in neblosa planetaria, si trasforma in una nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole con una massa minore o uguale al limite di Chandrasekhar (1,44 masse solari). La nana bianca possiede una temperatura superficiale piuttosto elevata, ma destinata solo a raffreddarsi  nana gialla  nana rossa  nana nera ( è solo un modello teorico in quanto i tempi previsti sono superiori all’età attuale stimata dell’universo) - Tra 0,08 e 0,4 masse solari: dalla sequenza principale direttamente a nana bianca dopo aver espulso la nebulosa planetaria- Tra 0,4 ed 8 masse solari: dopo la sequenza principale gigante ( supergigante)  nana bianca. (espellendo, ad ogni passaggio, nebulosa planetarie)

25. Ancora sulla nana bianca la fase finale (trasformazione in nana bianca) si ha qunado le condizioni interne della stella non permettono l’innesco di ulteriori fusioni nucleari, per cui la stella è soggetta soggetta solo a pressione gravitazionale che ne provoca il collasso. Tuttavia, tale collasso (contrazione) ad un certo punto si blocca. Tale fatto implica l’insorgenza di una nuova pressione uguale e contraria a quella gravitazionale. Teorie attuali, infatti, ritengono che sotto forti pressioni, gli elettroni, pur in forte agitazione termica, vengano costretti a disporsi in un solo orbitale, senzarispettare il principio di esclusione di Pauli, formando una sorta di guscio impenetrabile. Tale situazione elettronica strana viene indicata, per comprensibile ragione, stato (o materia) degenere. E’ proprio tale guscio elettronico a opporsi all’ulteriore collasso, contrapponendo alla pressione gravitazionale una pressione degenere. Una nova (al plurale novae o nove) è un'enorme esplosione nucleare causata dall'accumulo di idrogeno sulla superficie di una nana bianca, presumibilmente proveniente da una stella vicina. Sulla superficie, la massa diidrogeno trova condizioni per una fusione nucleare improvvisa che dura qualche mese. Il termine Nova è dovuta al fatto che, in antichità, quando le nane bianche non potevano essere viste e, quindi, non se ne sospettava nemmeno l’esistenza, il fenomeno in questione veniva interpretrato come la nascita di una nuova stella.

26. Supernova Una stella con massa superiore agli 8 soli, dopo le fasi di gigante e supergigante rossa, a causa dell’elevata contrazione finale, termina la sua vita in modo drammatico, con una enorme esplosione che spazza via tutti gli strati gassosi ad eccezione del nòcciolo. La sua luminosità, per qualche mese, raggiunge valori altissimi e può essere scambiata come la nascita di una nuova stella. Fenomeni collegati - Durante questa esplosione, data l’enorme energia contenuta, avvengono numerosissime e intensissime fusioni nucleari con formazione di tutti gli elementi conosciuti e non della tavola periodica. - I frammenti proiettati a enorme distanza possono raggiungere nebulose in cui avvieranno nuove formazioni stellari.

27. Il nòcciolo residuale Se il nòcciolo rimasto è minore di 1,44 masse solari (limite di Chandrasekar) si trasforma in nana bianca. Se supera 1,44So ma non i 3,5 So (valore approssimativo), la pressione gravitazionale supera quella degenere e costringe gli elettroni a fondersi con i protoni, ottenendo i neutroni. In tal modo si forma una stella a neutroni. Tipiche stelle a neutroni sono le pulsar. Se vengono superati i 3,5 So, il nòcciolo si trasforma in buco nero. I valori ipotetici di pressione e temperatura sono altissimi, praticamnete infiniti per cui si parla di singolarità. Con tale termine si vuole indicare una situazione che le attuali leggi chimico-fisiche non sanno rappresentare.

28. Una pulsar, nome che stava originariamente per sorgente radio pulsante, è una stella di neutroni nelle prime fasi della sua formazione.Il fascio di onde radio emesso dai poli della stella è causato dall'azione combinata del campo magnetico e della rotazione attorno al proprio asse. L’asse di rotazione non è fisso, ma descrive un cono (movimento a mo’ di trottola). Per questo motivo il fascio di luce polare punta la terra in modo intermittente (fino anche a decine di cicli al secondo)  da qui il nome.

30. In astrofisica si definisce buco nero un corpo celeste estremamente denso, dotato di un'attrazione gravitazionale talmente elevata da non permettere l'allontanamento di alcunché dalla propria superficie. Questa condizione si ottiene quando la velocità di fuga dalla sua superficie è superiore alla velocità della luce. Fino ad oggi sono state raccolte numerose osservazioni astrofisiche che possono essere interpretate (anche se non univocamente) come indicazioni dell'effettiva esistenza di buchi neri nell'Universo. Il termine "buco nero" è dovuto al fisicoJohn Archibald Wheeler (in precedenza si parlava di dark stars o blackstars). Raggio di Schwarzschild Un buco nero può formarsi ovunque e può avere qualsiasi dimensione: è questione di densità della materia. Nota la massa, è possibile determinare il raggio al di sotto del quale l’oggetto sferico si comporta da buco nero. Per determinare il raggio in questione, occorre partire dal fatto che nemmeno la luce supera la velocità di fuga (cioè la sua velocità C contiene una energia inferiore a quella gravitazionale del buco nero) . Ora, considerando le energie in gioco,  È facile ricavare: Dove d=rs(raggio di Schwarzschild)

31. Le stelle variabili Una stella variabile è una stella la cui luminosità non è costante, ma cambia nel tempo. Variabili intrinseche Le variabili intrinseche sono stelle di cui varia luminosità assoluta, Ci sono molti tipi di variabili intrinseche, periodiche e non. Quelle periodiche sono stelle verso la fine della sequenza principale (instabili). Es,  variabili cefeidi. Variabili estrinseche Una delle cause più comuni è la presenza di una compagna, che forma con la principale una sistema stellare doppio (stelle binarie). Viste da certe angolature, le due stelle possono passare una di fronte all'altra e causare un'eclissi, che si presenta come una riduzione di luminosità (variabili ad eclissi) In altri casi. Il movimento stella più piccola (orbitante) è tale da provocare l’alternanza di redshifte blueshift(variabili spettroscopiche)