LA NASCITA, LA VITA E LA MORTE DELLE STELLE

E LA FORMAZIONE DEGLI ELEMENTI CHIMICI

Paola Andreani

INAF- Osservatorio Astronomico di Trieste

SCHEMA DELLA LEZIONE

• Quadro Osservativo:

• dove si formano le stelle

• che tipo di stelle osserviamo

• classificazione delle stelle

• Quadro teorico:

• evoluzione delle stelle di piccola massa (Sole)

• evoluzione delle stelle massicce

• Chimica degli elementi

Le stelle nasconodalla contrazionedi gas, di solito unanube forma stelle ditutte le masse

La nebulosa di Orione è proprio un sito in cui possiamoosservare stelle informazione, riconosciamo le stelle blu giovani a occhio nudo, ma ce ne sono anche di rosse di pari età

globuli diBok“bozzolistellari”

IC 2948La maggiorparte delle appartiene adammassi oassociazioniNel piano della Galassia sonopresenti ammassiaperti di formairregolare di giovani eassociaz. O/T,gruppi di associate a nebulosita`diffuse.

AMMASSI GLOBULARI:agglomerati di stelle legate gravitazionalmente, di forma sferoidale, tutte della stessa età.

47 Tuc con l'AAT e con HSTM80 con HST

DIAGRAMMA H-R (Hertzsprung-Russel)osservato:Y: Magnitudine assoluta X: indice di colore B-Vle zone più popolate sonoquelle dove la stella trascorremolto tempo. I tratti chevengono percorsi rapidamente sonosottopopopolati(Lacuna di Hertzsprung)

il # di in una determinata fase evolutiva e` proporzionale alla sua durata

Diagramma H-R di un ammasso globulare

Equivale a prendere un'istantanea:la curva dove giacciono le stelle è una ISOCRONA

TO

47 Tuc

DIAGRAMMI H-Rdi ammassi di stelle aperti

• Ammassi aperti e globulari : diagrammi H-R profondamente diversi.

• Ammassi aperti: sviluppata S.P. altre regioni spopolate, + brillanti primi tipi spettrali (+ blu), disco della Galassia, giovani

• l'evoluzione di una stella dipende quasi unicamente dalla sua massa:

• S.P.: sequenza uniparametrica, un solo parametro (massa) varia in maniera indipendente influenzando sensibilmente la posizione nel diagramma H-R

• Stelle di massa maggiore: piu` luminose e piu` calde e si collocano in alto a sinistra nel piano L-T.

DIAGRAMMA H-Rdi ammassi globulari di stelle

• Ammassi globulari: la S.P. quasi vuota, solo poco luminose, massicce sono gia` morte e le + brillanti le supergiganti rosse, ramo orizzontale molto popolato, alone della Galassia, vecchie

• importantissimi serbatoi di informazioni per la teoria di evoluzione stellare: l'origine comune e simile composizione chimica.

formate dalla stessa nube gassosa in un intervallo di tempo << eta` dell'ammasso: istantanea ad un certo t di un insieme di di massa diversa

Intuitivamente è chiaro che le stelle più massicceavranno bisogno di una temperatura più altaper mantenere l'equilibrio e saranno quindi piùluminose

L ≈ M

(3-4)

stelle di massa maggiore irradiano energia ad un tasso piu` elevato

In prima approssimazionepossiamo dire che la vitadi sequenza principale di una stella è inversamenteproporzionale al cubo dellasua massa

Sole ~ 1010 anni10M

sole ~ 107 anni

N.B. è una relazioneapprossimata !!!!!!

righe di assorbimento: la composizione chimica della materia originaria

Quindi lungo la sequenza principale lestelle più calde sono più luminose e più massicce

O: 3.3 104K 20-60M⊙

9-15R⊙ 0.9-8 105L⊙

B: 1.5-3 104K 3-18M⊙

3-8 R⊙ 0.1-52104L⊙

A: 0.8-1104K 2-3M⊙

2-3R⊙ 8-55L⊙

F: 6-7103K 1-1.6M⊙

1-1.6R⊙ 2-7L⊙

G:5.5-6103K 0.9-1M⊙

0.9-1R⊙ 0.7-1.5L⊙

K:4-5103K 0.6-0.8M⊙

0.7-0.8R⊙ 0.1-0.4L⊙

M:2.6-3.8103K0.1-0.5M⊙ 0.1-0.6R⊙

0.001-0.008L⊙

R,N,S,L:1.3-2.5103K 0.08M⊙

T:<1.3103K <0.08M⊙

Aspettative di vita di alcune stelle vicine

Le stelle si formano in nubi molecolari densee fredde per contrazionegravitazionale(collisioni, onde di shock,instabilita’ magnetiche)Si rilascia energia gravitazche scalda la nube e meta’viene irraggiatatermicamenteGravita’ e’ piu’ forteal centro che collassa ediventa piu’ caldo primaIl collasso iniziale e’veloceLa pressione PV = NRTcontrasta la contrazione(equilibrio idrostatico)

FASE DI PRESEQUENZA

FASE DI PROTOSTELLA• EG = mH M G/r energia gravitazionale di un atomo di H

• ET = k T energia di agitazione termica delle particelle del gas

• Se EG > ET gas contrae → protostella (tempi scala dinamici tdyn 2 R/g 103 s per il ⊙)

• la massa deve superare un certo valore: massa critica Mc > 1023 T3/2 ρ -1/2 (grammi)

• (ρ: densita` della materia in g cm-3)

• Collasso isotermico fino a ionizzazione del mezzo• equilibrio idrostatico: 2EK+EG=0 (tempi scala

termodinamici tK =-Ω/L 9.35 106 M2/L R anni)

FASE DI PRESEQUENZA Si stabilisce un quasiequilibrio: contrazionee irraggiamentodettato dal teoremadel viriale: EK=-EG/2La contrae per far fronte alla richesta diL fino a che la Tnel core raggiunge valori tali da innescarele fusioni nucleari.

Durante questa fasela giace sopra la SPTali sono osservatecome T-Tauri in fasedi forte attivita’Materiale cade verso la ma viene anche espulso sottoforma di vento o jet.

Tempi scala termodinamici per protostelle di diversa massa

Contrazionegravitazionalegontrastatada 2 processif(ρ,T):1.pressione deglie- degeneri2. reazioni di fusione nucleare

tnuc=10-3c2M/L1010 anni M/L

tK/tnuc 10-4 M/R

Per R piccolo tKtnuc piccole non riescono ad innescare le fusioni nucleari

Linea diHayashi:modelli tot.convettivi,comp. chim.omogenea+ eq. idrost.:fam. di soluz.f=f(L) cheuna linea neldiag. H-Ra destra non esistonosoluzioni stabili.Per ٧ M э 1soluzione:1 linea di H.T costL descr.

Linea di Hayashi

EQUAZIONI DELL’EQUILIBRIO STELLARE

• dP/dr = - G M(r) ρ(r)/r2 equilibrio idrostatico

• dM/dr = 4 π r2 ρ(r) conservazione della massa

• dT/dr = - 3 χ(ρ,T) ρ(r) L(r)/(4 a c T3 4π r2) equazione del trasporto di energia

• dL(r)/dr = 4 π r2 ρ(r) ε(ρ,T) bilancio energetico

• P = P(ρ,T) equazione di stato della materia

• χ(ρ,T) opacita` della materia

• ε(ρ,T) generazione di energia

p-p chain: 4p →4He

SEQUENZA PRINCIPALE A ETA’ ZERO

• RN nel core → la nuovo equilibrio in 106 anni• Le RN dipendono fortemente da T, la catena p –

p concentrata nel nucleo: τreac ~ T4

• Fase SP : la + lunga nella vita di una (109 anni per una come il sole), H → He e’ la reazione di gran lunga piu’ efficace

• (nel H-R la SP no linea ma fascia: la inizia al bordo piu’ basso (zero age MS)

• All’inizio SP la ha 27 106 anni, Tcore 15 106 K Tatm 6000K.

STABILITA` DELL’EQUILIBRIO

Per capire la stabilita` dell’equilibrio:

Supponiamo di allontanarci dall’equilibrio inizialmente sottoproducendo energia nucleare.

Nel core quindi non c’e` energia necessaria per contrastare quella irraggiata dalla superficie.

La perde energia che puo` essere rifornita solo da quella gravitazionale e la stella si contrae un poco

la pressione cresce e quindi si innalza la temperatura e la produzione di energia nucleare aumenta di nuovo.

Se invece la produce un eccesso di energia nel core l’aumento della pressione contrasta la gravita` e il core si espande e quindi si raffredda.

La produzione di energia nucleare diminuisce fino a ristabilire l’equilibrio.

le reazioni di fusione nucleare forniscono l'energianecessaria a mantenere l'equilibrio idrostatico.

La luminosita` di una e` L ~ R2T4 e determina la quantita` di energiain uscita. Quindi fissa la richiesta di produzione di energia nucleare.

che in questa fase e` legata alle altre grandezze fisichedalla legge dei gas perfetti:

PV=NRT.

La spinta verso il basso della gravita`viene bilanciata dallapressione

Stelle di Piccola Massa

Esaurito l'idrogeno nel nocciolo (core) che ormai è interamente composto di elio le reazioni nucleari proseguono in un guscio sferico più esterno (shell)come conseguenza la fotosfera si espande e il raggiodella stella aumenta

La stella diventa quindi piùluminosa ma anche piùfredda.Nel diagramma HR la stellasi sposta a destra e versol'alto. Si arrampica quasiverticalmente lungo un luogo che viene chiamatoramo delle giganti.

Tcore troppo bassa per fusione HeMa la contrazione del core libera energiaed aumenta la T nel core di He e nella shell di H(aumentano le reazioni nella shell). Questa extraenergia spinge l’envelope verso l’esterno e

l’atmosfera esterna cresce di un fattore 200

Il colore del TO dell'ammasso permette di misurarnel'età: è il tempo necessario affinchè stelle di quelcolore (massa) esauriscano l'idrogeno nel noccioloe comincino ad arrampicarsi lungo il ramo dellegiganti.

M67 è un vecchioammasso apertoIl suo TO avvienea temperature moltopiù alte che neiglobulari

Il nocciolo di elio inerte, continua a contrarsi e adaumentare di massa perchè la shell di H vi depositasopra le scorie nucleari (elio) fino a quando....

La stella ha adesso due sorgenti di energia:He che brucia nel nocciolo e H che bruciain una shell esterna

La contrazione del core causal’aumento delle T e ρ.Ma nel momento in cui la T e`tale da far si` che i nuclei di Hesuperino la barriera coulombianarepulsiva per formare il C,il core della e` in uno statodegenere

Degenerazione ElettronicaIn un gas degenere la pressione è determinata dal principio di esclusionedi Pauli (che proibisce agli e- di occupare stati energetici identici).

Il core di una gigante rossa e` cosi` denso che tutti gli stati energeticisono riempiti e sono disponibili solo quelli ad alta energia. Il nucleoresiste alla compressione e la pressione degli e- e` significativamentediversa da quella di un gas perfetto: e` independente dalla T. Cio`elimina un elemento chiave nel controllo della stabilita` di una

Un gas degenere è “freddo”Il gas di elettroni in un metalloa temperatura ambiente (~300 K)è un gas degenere

Il core di una nebulosa planetariaè degenere anche se a temperatura ~ 105 K

Più si raffredda e piùdiventa degenere

Nel diagramma HR la stella si sposta in bassoe a sinistra disponendosi lungo una sequenzaorizzontale chiamata appunto ramo orizzontaleHORIZONTAL BRANCH (HB) che costituisce laSequenza principale della combustione dell’He.

HBLa fase di HBè relativementelunga e duraqualche milionedi anni

Il core della siriassesta su una nuovaconfigurazione.L’energia viene fornitadalla fusione dell’He(3C) che rilasciasolo il 20% dell’energiarispetto a quella dell’H e la vita della e` solodi 2 miliardi di anni.

C e He si fondono e formano O: 12C + 4He --> 16O Il core finale quindi sara` ricco di C/O.

He nel nocciolo si esaurisce e in una di piccola Mnessun’altra reazione e`possibile, di conseguenzail bruciamento si spostain un guscio esterno(stella a doppia shell)ma solo per un breveperiodo: la vitadella e`terminata

La stella diventa più luminosa e si sposta dinuovo verso il ramo delle giganti lungo unacurva detta ramo asintotico delle gigantiASYMPTOTIC GIANT BRANCH AGB

AGB La stella salelungo l'AGBe puo' diventarepiù luminosadi quanto erasull'RGB

Quando l’He e` esauritoil core C-O contrae dinuovo ma le T centralinon raggiungerannomai i valori necessarialla fusione del C e Oe l’He e l’H continuanoa bruciare nelle shellsper un po’.

Il raggio diventa enorme, Betelgeuse ha un raggiopiù grande dell'orbita di Giove...qualsiasi pianetafosse esistito all'interno dell'attuale raggio è statosublimato...succederà anche alla Terra.

Le stelle più luminose del'AGB possono attraversaredelle fasi di instabilità nelle quali le shell si muovonoavvicinandosi e allontanandosi tra di loro, la shelldi H quando viene a contatto con quella di He si spegne.... PULSI TERMICI (TP)

Mira Ceti ??????variabili semi-regolari ???

si sovrappongono molti fenomenie la realtà è complessa

Dal punto di vista della nucleosintesi le stelle AGBsono interessanti perchè sede di catture neutroniche

13C(,n)16Oè la sorgentedi neutroni

Le catture comincianocon elementi del piccodel ferro e proseguonofino al Pb

Valle di stabilita` perdecadimento β

Nuclei rossi:stabiliNuclei verdi: instabili

β– (n → p+e-+νanti)

β+ (p → n+e++ν)

Ad alti A nuclei + stabili conmaggior # di n

linee punteggiatecorrispondonoai numeri magiciZ o N=2,8,10,2028,50,82

Il risultato è che in alcune di queste stelle si vedonoi prodotti delle catture neutroniche, incluso iltecnezio (Tc) che ha un emivita di ~105 anni

NGC 3242 HST

Una perde massadurante la sua interavita attraverso il ventostellare (come il ventosolare). Durante la fasefinale questa perdita dimassa e` molto piu`consistente: gli impulsitermici che si stabilisconodurante la combustionedell’He nella shellproduconoun gigantesco ‘starnuto’che fa perdere alla circa il 10% della sua M(il suo intero envelope)mettendo in luce le regioniinterne molto calde(>100000K)

M 57

M 27

NGC 6543La nebulosaplanetariae` il risultatodell’interazionedel guscioappenagettato conil materialeemesso dallaprecedentementee la luce UVdel nucleoche scalda ilgas e causala fluorescenza

CLOWN NEBULA --- NGC 2392

La fase di PN è breve (tipicamente <105 anni)

Essendo cosìdeboli le nanebianche sono difficilida scoprire, se fanno parte diun sistema binario vediamo il moto orbitale

SIRIO,una delle stellepiù brillanti in cieloha una compagna nana bianca

Nel caso di Sirioriusciamoanche a distinguere visualmente la nanabiancanella maggior partedei casivediamo solo il moto orbitale della compagna..

STELLE MASSICCE

FASE TERMINALEDI UNA MASSICCIA

• Configurazione "a cipolla" con la presenza di strati di elementi sempre piu` pesanti muovendosi verso le regioni centrali.

• La fase quasi statica della termina fatalmente quando nelle zone centrali si forma un nucleo di Fe giunto ai limiti della fusione nucleare (T 5 109 K).

• La fusione del Fe e` endotermica (richiede energia) e sottrae energia. La non + sorretta dalla fusione interna → processo reazionato positivamente : tempi scala di nuovo dinamici

• La contrazione e` accelerata, la T centrale aumenta e quindi l'efficienza delle reazioni stesse → collasso della stella.

Particellecariche percorronospirali nelcampo Hla luce di sincrotrone esce in un cono allineatolungo l'assemagnetico ---una specie diFARO

PULSAR

ORIGINE DEGLI ELEMENTI

• spettri stellari → abbondanza degli elementi chimici• 98 % della materia H e He, ovunque presenti tracce di

elementi pesanti con abbondanza 10/100 inferiore per di alone rispetto a quelle di disco.

• oggetti + vecchi hanno una sottoabbondanza di elementi pesanti → composizione della materia non immutabile

• La sintesi degli elementi richiede una grande quantita` di energia: l'interno delle attraverso processi di fusione nucleare.

• La composizione chimica e` correlata con l'eta` della • Evoluzione delle → evoluzione nucleare nell'universo.• L’universo primordiale non ha avuto tempo per

sintetizzare gli elementi piu` pesanti del 7Li.

CONCLUSIONI• Osservazioni + teoria (+computers!): ricostruire

l’evoluzione delle e degli elementi chimici nell’Universo

• Le si formano in nubi di gas e polveri per instabilita` gravitazionale

• Le di piccola M vivono miliardi di anni (> eta` dell’Universo) e terminano la loro vita come nane bianche

• Le massicce esplodono come supernove e immettono nel mezzo IS nuovo materiale ricco di elementi chimici piu` pesanti dell’He dal quale si formano nuove