Tano Cavattoni
L’Universo
Età 13,7 miliardi di anni
Capitolo 9
L’universo vicino
utti gli astri [...] dei quali non si scorge alcun movimento e che
T
scintillano, sono fuochi ossia soli; secondo le dovute proporzioni,
è da ritenere coerente che, come questo Sole si muove tra le sue
terre, così anche quelli si muovano fra le terre. Le loro terre non
sono visibili a causa della rilevante distanza.
Giordano Bruno
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Capitolo 9
L’universo vicino
Gli albori dell’astrofisica
Un primo sguardo alla Galassia
Classificazione delle stelle
Parametri fisici delle stelle: massa, luminosità,
dimensione
Lezione 23
§ 9.1
§ 9.2
§ 9.3
Lezione 24
§ 9.4
§ 9.5
Maturità dell’astrofisica
Il diagramma H-R
Evoluzione stellare
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Capitolo 9
L’universo vicino
Strani oggetti nella galassia
Ciò che resta di una stella
Stelle variabili
Gli ammassi stellari
Lezione 25
§ 9.6
§ 9.7
§ 9.8
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§ 9.1
Un primo sguardo alla
Galassia
Tutte le stelle che osserviamo sulla volta celeste
appartengono alla Galassia, o Via Lattea, un
aggregato contenente 200 miliardi di stelle.
Nubi di polveri e gas che
assorbono la luce
Centro galattico
Visione completa della Via Lattea
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Nubi di Magellano
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§ 9.1
Un primo sguardo alla
Galassia
Le componenti della
•Galassia:
il disco galattico, con un
diametro di 100.000 a.l.;
• i bracci di spirale, formati
dalle stelle più giovani;
• il rigonfiamento galattico,
con uno spessore di 15.000
a.l., formato dalle stelle più
vecchie;
• l’alone, una regione sferica
che include la Galassia e gli
ammassi globulari.
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
Una stella è una sfera di gas che nella fase più
stabile della propria evoluzione produce energia nel
nucleo, con la fusione di idrogeno in elio.
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
Classificazione per magnitudine
Ai tempi di Ipparco (II sec. a.C.) le
stelle erano state suddivise i 6
classi in base alla magnitudine
apparente, ossia per la luminosità
apparente:
Atlante sostiene il cielo di Ipparco
1^ magnitudine: le prime stelle che appaiono dopo il tramonto;
6^ magnitudine: le stelle visibili solo nelle notti più buie.
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
Classificazione per magnitudine
Nel 1856 l’astronomo inglese Pogson propose una
formula che esprime in modo oggettivo la relazione
fra magnitudine (m) e intensità luminosa (I) da noi
percepita:
m = –2,5 log(I) + k*
* log: è il logaritmo in base 10;
k: è una costante per la taratura della scala.
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
In Orione:
Betelgeuse: 0,50m
Bellatrix: 1,64m
HP 25028: 5,65m
Alnitak: 1,85m
Rigel: 0,12m
Saiph: 2,06m
La magnitudine cresce al diminuire della luminosità
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
Classificazione di Harvard
È una classificazione spettrale basata sulle
caratteristiche fisiche delle stelle. Ogni stella emette
dalla fotosfera uno spettro continuo come quello di
un corpo nero. L’atmosfera della stella, in relazione
alla propria composizione e alla temperatura, è in
grado di assorbire determinate lunghezze d’onda.
Lo spettro in assorbimento è la carta d’identità della
stella.
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
Classificazione di Harvard
Le righe spettrali raccontano agli scienziati quali elementi
compongono l’atmosfera stellare, qual è la temperatura, la
densità o il livello di ionizzazione. Ecco una parte dello spettro
del Sole (380 nm < λ < 550 nm).
Calcio
Hβ
Magnesio
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
Classificazione di Harvard
In base alle caratteristiche dello spettro e in ordine decrescente
di temperatura sono state individuate 7 classi spettrali: O, B,
A, F, G, K, M.
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
Classificazione di Harvard
Nelle classi spettrali si hanno diverse intensità delle righe in
assorbimento:
Ad alte temperature sono intense
le righe degli elementi ionizzati.
A basse temperature sono
intense le righe delle molecole.
Temperatura
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§ 9.2
Classificazione delle stelle
Classificazione di Harvard
Ogni classe spettrale è poi suddivisa in ulteriori 10 sottoclassi
numerate da 0 a 9, sempre in ordine decrescente di
temperatura: O0, O1, O2,...O9, B0, B1, eccetera.
Il tipo spettrale è la caratteristica comune alle stelle che
appartengono alla stessa classe spettrale.
Si dice quindi che nostro Sole è una stella di tipo spettrale G2
o, semplicemente, di classe spettrale G2.
Per memorizzare facilmente l’ordine delle classi
spettrali gli studenti delle università statunitensi
hanno inventato la seguente filastrocca:
«Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me».
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§ 9.3
Parametri fisici delle stelle:
massa, luminosità, dimensione
Massa
La massa (m) è un parametro determinante per la
durata della vita di una stella. I valori sono molto
diversi fra loro:
0,08 m < m < 120 m*
• Le stelle con massa maggiore hanno vita più breve.
• Le stelle con massa minore hanno vita più lunga.
* m = massa del Sole
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§ 9.3
Parametri fisici delle stelle:
massa, luminosità, dimensione
Luminosità
Le stelle note hanno luminosità L, detta anche
luminosità intrinseca, molto diverse fra loro:
10–5 L < L < 105 L*
Per confrontare la luminosità delle stelle si utilizza
anche la magnitudine assoluta (M): la magnitudine
(apparente) che la stella avrebbe se si trovasse alla
distanza di 10 pc (32,6 a.l.), supponendo nullo
l’assorbimento da parte del mezzo interstellare.
* L = luminosità del Sole
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§ 9.3
Parametri fisici delle stelle:
massa, luminosità, dimensione
Luminosità
La magnitudine apparente non permette il confronto
di luminosità fra le stelle. Il confronto è invece
possibile ricorrendo alla magnitudine assoluta.
Magnitudini apparenti e
assolute (fra parentesi) di
alcune stelle.
NB La magnitudine cala al crescere della luminosità.
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§ 9.3
Parametri fisici delle stelle:
massa, luminosità, dimensione
Luminosità
Fra i parametri magnitudine apparente (m),
magnitudine assoluta (M) e distanza della stella (d,
espressa in parsec) intercorre la seguente relazione:
M = m + 2,5 log(102/d2)
da cui, note M e m, si può ricavare la distanza d:
d = 10(m – M +5)/5
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§ 9.3
Parametri fisici delle stelle:
massa, luminosità, dimensione
Dimensione
Le stelle, che appaiono puntiformi a qualsiasi
telescopio, hanno dimensioni diverse tra loro. I
possibili valori del raggio R: 10–1 R < R < 103 R*.
Confronto fra le dimensioni
di alcune stelle.
* R = raggio del Sole
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§ 9.4
Il diagramma H-R
Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la
relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua
luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni.
Il Sole è vicino al
centro della
sequenza principale
La sequenza principale
Attraversa il diagramma
in diagonale e contiene la
maggior parte delle stelle
che osserviamo in cielo:
le stelle nella fase stabile
della loro vita, durante la
quale convertono in elio
l’idrogeno del nucleo.
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§ 9.4
Il diagramma H-R
Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la
relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua
luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni.
Le supergiganti
Sono stelle fuori dalla
sequenza principale e si
trovano in tutte le classi
spettrali. Hanno massa
superiore alle 10 m, e
luminosità fino a 105 volte
quella del Sole.
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§ 9.4
Il diagramma H-R
Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la
relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua
luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni.
Le giganti
Sono le stelle fra la
regione selle supergiganti
e la sequenza principale.
Hanno dimensioni 50
volte superiori a quelle
del Sole e luminosità fino
a migliaia di volte quella
del Sole.
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§ 9.4
Il diagramma H-R
Il diagramma Hertzsprung-Russel rende visibile la
relazione fra il tipo spettrale di una stella e la sua
luminosità. Le stelle si addensano in alcune regioni.
Le nane bianche
Sono stelle nella fase
finale dell’evoluzione.
Hanno massa inferiore a
1,44 m, dimensioni
molto ridotte e densità
elevate. La luminosità va
da 10–4 a 10–6 volte
quella del Sole.
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§ 9.5
Evoluzione stellare
Nascita di una stella
Le stelle nascono a gruppi di centinaia o migliaia in seguito al
collasso gravitazionale che avviene in una nebulosa oscura,
nube di gas e polveri alla temperatura di qualche kelvin.
La Testa di Cavallo è una
nebulosa oscura, formata da
gas e polveri che assorbono
la luce proveniente dalla
retrostante nebulosa a
emissione, composta
invece da gas che viene
ionizzato dalle giovani stelle
che vi si trovano.
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§ 9.5
Evoluzione stellare
Nascita di una stella
Il collasso gravitazionale porta alla formazione di centri di
aggregazione: i globuli di Bok. Hanno dimensioni di circa
100.000 UA, paragonabili alle dimensione della nube di Oort.
Nebulosa Rosetta sede di
formazione stellare.
In 100.000 anni i globuli
diminuiscono di 1000 volte
le loro dimensioni e al loro
interno la temperatura sale a
circa 10.000 K: inizia la fase
di protostella.
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§ 9.5
Evoluzione stellare
Nascita di una stella
Una protostella è una stella nelle fasi iniziali della sua
evoluzione, in cui non si sono ancora innescate le reazioni di
fusione dell’idrogeno nel nucleo.
Nella fase di protostella la
temperatura continua a salire
per il collasso del materiale
che si è disposto su un disco.
Se la massa è inferiore a
0,08 m, non si innesca la
fusione dell’idrogeno e si ha
una nana bruna.
Getti di gas lungo l’asse di rotazione
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§ 9.5
Evoluzione stellare
La fase stabile di una stella
Nella fase stabile dell’evoluzione la stella si trova nella
sequenza principale e nel suo nucleo avviene la fusione
dell’idrogeno in elio. Il tempo di permanenza nella sequenza
principale dipende dalla massa della stella.
Nelle stelle con massa
maggiore, la temperatura
del nucleo supera i 18
milioni di kelvin e i processi
di fusione, come il ciclo CN-O, accelerano il
consumo dell’idrogeno del
nucleo.
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§ 9.5
Evoluzione stellare
Ultime fasi dell’evoluzione
Terminato il bruciamento dell’idrogeno nel nucleo, la stella esce
dalla fase stabile della sua vita e ha un’evoluzione fortemente
dipendente dalla massa.
• m < 0,5 m
la stella collassa sul nucleo di
elio e la temperatura sale, ma
non in misura sufficiente per
innescare la fusione dell’elio.
Inizia la fase di nana bianca
che durerà per un intervallo di
tempo superiore all’attuale età
dell’universo.
Sirio A, la stella più
luminosa del nostro
emisfero.
Sirio B, una nana bianca
in orbita attorno a Sirio A.
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29
§ 9.5
Evoluzione stellare
• 0,5 m < m < 8 m
12C
4He
16O
1H
4He
1H
In seguito al collasso inizia il
bruciamento dell’idrogeno
che avvolge il nucleo inerte
di elio.
La fusione dell’idrogeno fa
espandere la stella. Si
abbassa la temperatura
superficiale: gigante rossa.
I successivi collassi portano la
temperatura nel nucleo a 100
milioni di gradi: l’elio fonde in
carbonio e ossigeno.
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§ 9.5
Evoluzione stellare
• 0,5 m < m < 8 m
Dopo innumerevoli espansioni e contrazioni,
la stella torna a collassare. Inizia il
bruciamento dell’elio nel guscio che avvolge
il nucleo. La stella espelle la parte esterna.
Il nucleo collassato non supera le 1,44
masse solari: nasce una nana bianca.
Il gas espulso dà vita a una nebulosa
planetaria.
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§ 9.5
Evoluzione stellare
• 8 m < m < 20 m
In seguito al collasso inizia il
bruciamento dell’idrogeno
che avvolge il nucleo inerte
di elio.
La fusione dell’idrogeno fa
espandere la stella. Si
abbassa la temperatura
superficiale: gigante rossa.
La contrazione del nucleo si ripete
più volte fino a sintetizzare il ferro.
La temperatura del nucleo raggiunge
i miliardi di kelvin.
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§ 9.5
Evoluzione stellare
• 8 m < m < 20 m
L’innesco di processi che assorbono energia
fanno crollare definitivamente il nucleo che
si trasforma in una stella di neutroni e la
stella esplode in una supernova di tipo II.
La Crab Nebula è un residuo di supernova:
la nebulosa prodotta dall’esplosione di
supernova avvenuta nel 1054. Al centro c’è
una stella di neutroni.
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§ 9.6
Ciò che resta di una stella
Nana bianca
È un nucleo, solitamente di carbonio, con massa inferiore a
1,44 m in un volume come quello della Terra. Il collasso è
impedito dalla pressione degenere esercitata dagli elettroni.
La temperatura in superficie è tra i 10.000 e i 20.000 K.
La densità di una nana bianca è così alta che
1 cm3 ha una massa di circa 1 tonnellata.
Le dimensioni di una nana bianca confrontate
con la Terra.
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§ 9.6
Ciò che resta di una stella
Stella di neutroni
La pressione degenere non riesce a contrastare il collasso
della stella, se la massa del nucleo è compresa fra 1,44 m e
2,5 m. In tal caso gli elettroni si fondono ai protoni, generando
una stella di neutroni, con una densità che arriva anche a 100
milioni di tonnellate per cm3.
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§ 9.6
Ciò che resta di una stella
Buchi neri (BH)
Se il nucleo della stella morente ha massa superiore al limite di
Oppenheimer-Volkoff (2,5 m), il collasso è inarrestabile e si
ritiene che la materia scompaia in una singolarità: un punto di
dimensioni nulle e densità infinita: un buco nero.
Il buco nero è limitato
dall’orizzonte degli
eventi, dove la velocità di
fuga è pari a quella della
luce: anche la luce rimane
intrappolata al suo interno.
Cygnus X-1: un candidato buco nero.
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§ 9.7
Stelle variabili
Variabili pulsanti
Sono giganti o supergiganti che variano la propria magnitudine
a causa delle periodiche contrazioni ed espansioni della
superficie. La famiglia più importante di variabili è quella delle
cefeidi (da δ Cephey).
M = a – b·log(T)*
* con a e b costanti.
La relazione fra il periodo T
e la magnitudine assoluta
media (M) di una cefeide fu
uno strumento
fondamentale
per il calcolo
delle distanze.
Henrietta Leavitt
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§ 9.7
Stelle variabili
Variabili a eclisse
È un sistema binario la cui luminosità è
minima quando la stella meno luminosa
transita davanti a quella più luminosa.
Quando è la stella meno luminosa ad
essere occultata, si ha solo un leggero calo
di luminosità complessiva.
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38
§ 9.7
Stelle variabili
Variabili cataclismiche
Novae
Il materiale strappato dalla nana
bianca precipita e libera energia
innescando il processo di fusione,
con aumento della luminosità ed
espulsione di materiale.
Supernova nella galassia NGC 4526
Supernovae di tipo Ia
Se la nana bianca supera
il limite di Chandrasekhar
(1,44 m), l’energia liberata
in seguito al collasso distrugge
completamente la stella.
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39
§ 9.7
Stelle variabili
Stelle variabili e misura delle distanze
Le supernovae hanno una magnitudine assoluta massima:
• tipo Ia: Mmax = –19m;
• tipo II: Mmax = –16m.
Il confronto con la magnitudine apparente, come per le cefeidi,
consente di determinare la distanza della sorgente luminosa.
Tecnica o oggetti usati
Ordine di grandezza
delle distanze misurate
Note
Parallasse (trigonometrica)
Fino a 102 a.L.
Si basa sulla trigonometria e ha l’UA come unità
di misura.
Variabili cefeidi
Da 102 a 107 a.L.
Si basa sulla legge che pone in relazione periodo
e luminosità delle variabili.
Novae e supernovae
Da 106 a 109 a.L.
Confrontando la magnitudine assoluta massima
con quella apparente, grazie anche alla
luminosità dei fenomeni, permette di determinare
distanze ben oltre la Galassia.
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§ 9.8
Gli ammassi stellari
Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente.
Ammassi aperti
Ammassi globulari
Contengono decine o centinaia di
stelle in volumi del diametro delle
decine di a.l.
Arrivano a contenere milioni di
stelle in volumi del diametro di
poche centinaia di a.l.
Il doppio ammasso aperto nella costellazione di Perseo
L’ammasso globulare M13 in Ercole
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§ 9.8
Gli ammassi stellari
Sono collezioni di stelle legate gravitazionalmente.
Ammassi aperti
Ammassi globulari
Formati principalmente da giovani Contengono soprattutto stelle
stelle della sequenza principale, si piuttosto vecchie e si trovano
trovano nei bracci di spirale.
nell’alone galattico.
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