Osservatorio Astronomico
Lic. Classico A. D. Azuni Sassari
Evoluzione stellare:
dalle stelle alle galassie
Prof. Paolo Abis
Cosa è una galassia?
NGC 2997
Componenti principali:
• Stelle
• Gas
La nostra Galassia
(Via Lattea):
• forma a spirale
• rotazione
100 miliardi di stelle!
Tipi di galassie
Ellittica
Spirale
Irregolare
Peculiare
Gruppi di galassie
La nebulosa di Orione
Una nube di gas
E STELLE!
Un altro esempio
M16
Si forma una stella
Le stelle nascono
dalla contrazione
di gas, di solito una
nube forma stelle di
tutte le masse
La nebulosa di
Orione è proprio un
sito in cui possiamo
osservare stelle in
formazione,
riconosciamo le
stelle blu giovani a
occhio nudo, ma ce ne sono anche di rosse di pari età
La maggior
parte delle 
appartiene ad
ammassi o
Associazioni.
Nel piano
della Galassia
sono
presenti
ammassi
aperti di
forma
irregolare di
 giovani e
gruppi di 
associate a
nebulosita`
diffuse.
globuli di Bok “bozzoli stellari”
IC 2948
Luminosità
Il Diagramma H-R
aiuta capire
l’evoluzione delle
stelle.
Temperatura
DIAGRAMMA H-R
(Hertzsprung-Russel)
le zone più popolate sono
quelle dove la stella trascorre
molto tempo.
I tratti che
vengono percorsi
rapidamente sono
sottopopopolati
(Lacuna di Hertzsprung)
Sequenza principale
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Lungo la sequenza principale le
stelle più calde sono più luminose e più
massicce
Comincia la vita della stella
• Brucia Idrogeno (H) e lo trasforma in Elio (He) tramite
una reazione nucleare
• Finchè dura l’idrogeno non succede gran che
• Ma quanto dura l’idrogeno?
• Una stella più grande contiene più idrogeno…
• … vivrà più a lungo?
NO!
• Più una stella è massiccia (e quindi grande), più
velocemente brucia idrogeno e prima lo finisce!
•Non solo: anche i cicli di vita di una stella dipendono dalla
sua massa
Possibilità per la nostra stella
SOLE
le reazioni di fusione nucleare
forniscono l'energia necessaria a
mantenere l'equilibrio idrostatico.
La spinta verso il basso
della gravita`
viene bilanciata dalla
pressione
che in questa fase e`
legata alle altre
grandezze fisiche
dalla legge dei gas
perfetti:
PV=NRT.
FASE DI PROTOSTELLA
• Una protostella è la fase di evoluzione di una stella dopo che la nube di
idrogeno, elio e polveri ha iniziato a contrarsi, ma prima che la stella
raggiunta la sequenza principale del diagramma H-R.
• Le protostelle di massa simile al Sole impiegano tipicamente 10 milioni
di anni per evolversi da una nube in fase di condensazione ad una stella
di sequenza principale. Stelle di massa maggiore sono molto più veloci:
una stella di 15 masse solari impiega solo 100.000 anni per raggiungere
la sequenza principale.
• Una protostella si forma dalla contrazione di una densa nube di mezzo
interstellare. La maggior parte di tali nubi sono in uno stato di
equilibrio: la forza di gravità è bilanciata dall'energia termica degli
atomi e delle molecole che compongono la nube.
FASE DI PRESEQUENZA
Le stelle si formano in
nubi molecolari dense
e fredde per contrazione
gravitazionale
(collisioni, onde di shock,
instabilita’ magnetiche)
Si rilascia energia gravitaz
che scalda la nube e meta’
viene irraggiata
termicamente
La Gravita’ e’ piu’ forte
al centro che collassa e
diventa piu’ caldo.
Il collasso iniziale e’
veloce
La pressione PV = NRT
contrasta la contrazione
(equilibrio idrostatico)
FASE DI PRESEQUENZA
•Si stabilisce un quasi
equilibrio: contrazione
e irraggiamento
•La  si contrae fino a
che la T nel nucleo
raggiunge valori tali da
innescare le fusioni
nucleari.
•Durante questa fase
la  giace sopra la SP
•Materiale cade verso
la  ma viene anche
espulso sottoforma di
vento o jet.
Illustrazione del disco di gas e polvere e dei
getti tipici delle stelle in formazione
Seguiamo due stelle!
Il Sole
ζ Puppis
Stella nana
Molto comune
Massa: 1
Luminosità: 1
Raggio: 1
Temperatura: 6000°
Vita: 8 miliardi di anni
Stella supergigante
Molto rara
Massa: 50
Luminosità: 60000
Raggio: 20
Temperatura: 42000 °
Vita: 10 milioni di anni
1000000
Sole
Luminosità
10000
100
1
ζ Puppis
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Partiamo!
Per nove milioni di anni non succede niente
………….
Poi ζ Puppis finisce l’idrogeno e passa all’elio
Ma l’elio dura pochissimo (1 milione di anni), la stella
produce e brucia elementi sempre più pesanti, sempre
più in fretta!
Alla fine arriva al ferro, con cui la
fusione nucleare non funziona più!
Supernova
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
z Puppis si spegne
Ma la stella era sostenuta dalle reazioni nucleari…
Quindi adesso la gravità prende il sopravvento.
La parte più interna della stella collassa…
… e la parte più esterna viene espulsa
Resti di supernova
Supernova 1987a
Febbraio 1987: una supernova esplode nella Grande
Nube di Magellano, una galassia molto vicina!
SN 1987a
Grande Nube di Magellano
Piccola Nube di Magellano
Supernova 1987a
Prima
Dopo
Supernova 1987a
Supernova 1987a
Supernove in galassie lontane
Rimane qualcosa?
La parte più interna della stella è collassata e può formare
a) una STELLA DI NEUTRONI
Raggio: 10 km
Massa: 1.4 volte quella del sole
Alta densità (materia neutronica):
1 cucchiaino ==> 100 miliardi di kg!
Stella di neutroni
Se ruota la vediamo come un faro:
una PULSAR!
Rimane qualcosa?
Oppure potrebbe rimanere il più strano oggetto nella galassia
a) un BUCO NERO!
Tutta la massa in un punto!
Lo possiamo vedere solo
attraverso il gas che cattura,
magari da una stella
compagna)
Buco nero in un sistema binario
Il buco nero strappa gas alla
sua stella compagna
E a volte lo sputa anche
fuori!
Vita del sole
• 1. Il sole ha cominciato la sua vita, come
tutte le stelle, all’interno di una nube
molecolare dell'idrogeno.
2. Questa nube è colassata a causa
dell’attrazione di gravità in un denso
nucleo.
• 3. dopo circa milione anni un piccolo
nucleo caldo e denso ha preso la forma di
una protostella.
Vita del sole
•Dopo 8 miliardi di anni dalla sua nascita, anche il sole finisce
•l’Idrogeno
•Il sole passa a bruciare idrogeno negli strati esterni e si
espande fino a 400 volte il suo diametro attuale
•(inglobando l’orbita della terra!!!)
Sub-gigante rossa
Sub-gigante rossa
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
1000000
A un certo punto si accende
il nucleo di elio (flash di elio)
e la stella scende sul
“braccio orizzontale”
Luminosità
10000
Sequenza principale dell’elio
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Vita del sole
Finito anche l’elio, due “shell” (gusci esterni):
•una di idrogeno e
•una di elio
Si risale e si diventa una
Supergigante rossa
Supergigante rossa
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Vita del sole
Alla fine le cose diventano complicate, ma in sostanza si
forma una
Nebulosa planetaria
che lascia una
Nana bianca
Una nana bianca ha la stessa massa del
Sole ma dimensioni paragonabili a quelle della Terra
1000000
Luminosità
10000
100
1
1/100
Nana bianca
1/10000
40000°
20000°
10000°
5000°
2500°
Temperatura
Proto-stella
Contrazione gravitazionale
inizia la fusione
nucleare e la
protostella si
trasforma in una
stella della
sequenza
principale
Nube stellare
Nebulosa planetaria
Gigante rossa
Carbonio inerte
Guscio di elio
Gigante rossa
Guscio di
idrogeno
Stella ad elio
Stella ad elio
Elio inerte
Sub-Gigante
Nana bianca
Guscio di idrogeno
Sub-Gigante
NGC 6543
La nebulosa
planetaria
e` il risultato
dell’interazione
del guscio
appena
gettato, con
il materiale
precedentemente
emesso dalla
stella
e la luce UV
del nucleo
che scalda il
gas e causa
la fluorescenza
Nebulosa planetaria
CLOWN NEBULA --- NGC 2392
NANA BIANCA
Raggio: 10000 km (circa come la terra)
Massa: 0.7 volte quella del sole
Alta densità:
1 cucchiaino ==> 1 tonnellata!
Alta temperatura: 100.000 gradi
Fatta di idrogeno e/o elio
Nel caso di Sirio
riusciamo
anche a distinguere
visualmente la nana
bianca
nella maggior parte
dei casi
vediamo solo il moto
orbitale della compagn
Sirio A
Sirio B (nana bianca)
La materia espulsa dove va?
NEBULOSA
PLANETARIA
Nebulose planetarie:
FORMICA
Nebulose planetarie:
ESKIMO
Nebulose planetarie:
BOLLA
Nebulose planetarie:
CLESSIDRA
E poi?
E poi niente… il sole continuerà a raffreddarsi
fino a diventare una stella freddissima (morte
termica), sempre nana ma non più bianca.
CONCLUSIONI
• Le  si formano in nubi di gas e polveri per
instabilita` gravitazionale
• Le  di piccola M vivono miliardi di anni e terminano
la loro vita come nane bianche
• Le  massicce esplodono come supernove e
immettono nell’universo nuovo materiale ricco di
elementi chimici piu` pesanti dell’He dal quale si
formano nuove 
FINE DEL NOSTRO VIAGGIO