Come Funzionano le Stelle - INFN Sezione di Ferrara
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COME FUNZIONANO LE STELLE:<br />
Manua<strong>le</strong> d’Uso<br />
Ovvero: FINO A CHE DURA IL SOLE<br />
Venerdì 11 Marzo 2011
<strong>Come</strong> funzionano <strong>le</strong> stel<strong>le</strong>...?
Il So<strong>le</strong> è la stella a noi più vicina<br />
⇔
Sca<strong>le</strong> <strong>di</strong> <strong>di</strong>stanza<br />
L = 1.8 m<br />
L = 1 “me”<br />
L = 1 UA = 150 milioni Km<br />
L = 83 miliar<strong>di</strong> “me”<br />
L = 12800 Km<br />
L = 7.1 milioni “me”<br />
Proxima Centauri<br />
L = 4.24 anni-luce<br />
L = 270 mila UA<br />
L = 40,000 miliar<strong>di</strong> Km<br />
L = 22 milioni <strong>di</strong> miliar<strong>di</strong> me
I “vicini” del So<strong>le</strong>
<strong>Ferrara</strong><br />
Proxima Cen<br />
Durata del viaggio<br />
<strong>Ferrara</strong><br />
Proxima Cen<br />
Viaggiando a v=2200 Km/h (velocità <strong>di</strong> crociera <strong>di</strong> un concorde)<br />
T = 40000 miliar<strong>di</strong> Km / 2200 Km/h = 2.1 milioni anni
<strong>Come</strong> e quando abbiamo capito?<br />
Un pò <strong>di</strong> storia...
Il So<strong>le</strong> è un immenso incen<strong>di</strong>o? (XVII sec.)<br />
Incisione del 1635.<br />
Una sorta <strong>di</strong><br />
“Para<strong>di</strong>so”<br />
dei piromani.
Età del So<strong>le</strong> ≥ Età della Terra<br />
⇔
Terra: palla <strong>di</strong> roccia inizialmente fusa in<br />
<strong>le</strong>nto raffreddamento? (XVIII sec.)<br />
George-Luis Lec<strong>le</strong>rc<br />
Conte <strong>di</strong> Buffon (1707-1788)<br />
Terra staccatasi dal So<strong>le</strong> in seguito a collisione<br />
Quanto tempo per raffreddarsi?<br />
Newton (1642-1727): 50 mila anni<br />
Buffon: 36000 + 39000 = 75 mila anni.
Propagazione del calore (XIX sec.)<br />
Jean Baptiste Joseph<br />
Fourier (1768-1830)<br />
Stu<strong>di</strong>o matematico della propagazione del calore<br />
Terra fredda in superficie, e roccia fusa al centro<br />
Il “gra<strong>di</strong>ente termico” ral<strong>le</strong>nta raffreddamento<br />
Età Terra calcolata: 100 milioni <strong>di</strong> anni.
Troppo poco secondo i geologi (XIX sec.)!<br />
Char<strong>le</strong>s Lyell (1797-1875)<br />
Teoria dell’uniformismo:<br />
I processi che osserviamo oggi operano da molto<br />
tempo e spiegano tutte <strong>le</strong> strutture superficiali come<br />
montagne, fiumi (Lyell, Princip<strong>le</strong>s of Geology, 1830)<br />
⇒ La Terra ha molto più <strong>di</strong><br />
qualche milione <strong>di</strong> anni.<br />
Etna Colorado Plateau (Utah)
Anche per Darwin la Terra era più vecchia<br />
Char<strong>le</strong>s Darwin (1809-1882)<br />
Molto impressionato da teoria <strong>di</strong> Lyell<br />
Esplorazione a bordo del Beag<strong>le</strong> (1831-1835)<br />
Evoluzione per se<strong>le</strong>zione natura<strong>le</strong> opera su sca<strong>le</strong><br />
molto lunghe.<br />
Lyell (Geologia) + Darwin (Biologia) = Terra ha<br />
almeno <strong>di</strong>verse 100 milioni <strong>di</strong> anni.<br />
Per i fisici <strong>le</strong> teorie <strong>di</strong> Lyell e Darwin erano sbagliate!<br />
La Terra aveva al max qualche decina <strong>di</strong> milioni <strong>di</strong> anni
Almeno 300 milioni <strong>di</strong> anni<br />
Darwin nel 1859:<br />
“L’erosione osservata<br />
richiede almeno 300<br />
milioni <strong>di</strong> anni”.<br />
Weald, val<strong>le</strong> tra<br />
il South e North<br />
Downs<br />
(sud dell’Inghilterra)
XIX sec.: La Termo<strong>di</strong>namica<br />
Stu<strong>di</strong>o del calore come forma <strong>di</strong> scambio <strong>di</strong> energia<br />
Stu<strong>di</strong>o del<strong>le</strong> proprietà dei gas (pressione,<br />
temperatura, densità)<br />
Resa energetica?<br />
?<br />
→
Teoria cinetica dei gas<br />
p V = n R T = n N A k T<br />
v<br />
3kT<br />
m<br />
= = 1700 Km/h<br />
(O2 ,T amb.)
La potenza del So<strong>le</strong><br />
D = 1 UA<br />
Prime stime <strong>di</strong> J. Herschel (XIX sec.)<br />
P = 1.4 kW/m 2 x 4̟D 2 = 3.8 x 10 26 W<br />
Sulla Terra scioglie una lastra <strong>di</strong> ghiaccio <strong>di</strong> 1 cm in poco meno <strong>di</strong> 1 h<br />
Equiva<strong>le</strong>ntemente:<br />
Tutto il So<strong>le</strong> scioglie lastra <strong>di</strong> 1cm spessore e 300 milioni Km <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro<br />
Oppure una lastra appena sopra la fotosfera con mezzo Km <strong>di</strong> spessore!
Qua<strong>le</strong> fonte <strong>di</strong> energia?<br />
Energia chimica<br />
Energia gravitaziona<strong>le</strong><br />
Riserva:<br />
Decine <strong>di</strong> migliaia <strong>di</strong> anni<br />
So<strong>le</strong> fatto <strong>di</strong> carbone? 5000 anni<br />
(Mayer & Helmoltz, 1848)<br />
T
Energia gravitaziona<strong>le</strong> (1845)<br />
Il fisico scozzese J. J. Waterston (1811-1883) in<strong>di</strong>cò<br />
la conversione dell’energia gravitaziona<strong>le</strong> in<br />
calore come l’origine della ra<strong>di</strong>azione solare.<br />
1) Continui impatti cometari sul So<strong>le</strong><br />
2) Gas che si contrae: metà energia in<br />
energia irraggiata e metà in energia<br />
termica degli atomi del So<strong>le</strong><br />
Il suo articolo nemmeno pubblicato su<br />
rivista e fu ignorato.
So<strong>le</strong> bombardato da meteoriti?<br />
v impatto<br />
=<br />
Gravità del So<strong>le</strong>:<br />
2GM 6<br />
R<br />
618<br />
Km/s =<br />
Calore prodotto da <strong>di</strong>ssipazione <strong>di</strong> energia<br />
meccanica<br />
=<br />
Idea:<br />
mantenuto caldo da<br />
incessante pioggia <strong>di</strong><br />
meteoriti?<br />
2.2x10<br />
Km/h
William Thomson,<br />
Lord Kelvin (1824-1907)<br />
Ci sono abbastanza meteoriti?<br />
(non in scala!)<br />
A 17 anni stu<strong>di</strong>a e <strong>di</strong>ffonde lavori <strong>di</strong> Fourier<br />
A 27 anni enuncia 2° principio Termo<strong>di</strong>namica<br />
Nel sistema solare non ci sono abbastanza<br />
meteoriti per alimentare il So<strong>le</strong> (1853)<br />
E sacrificando Mercurio (circa 5% Terra) ?<br />
Dopo soli 7 anni
William Thomson,<br />
Lord Kelvin (1824-1907)<br />
Ci sono abbastanza meteoriti?<br />
(non in scala!)<br />
A 17 anni stu<strong>di</strong>a e <strong>di</strong>ffonde lavori <strong>di</strong> Fourier<br />
A 27 anni enuncia 2° principio Termo<strong>di</strong>namica<br />
Nel sistema solare non ci sono abbastanza<br />
meteoriti per alimentare il So<strong>le</strong> (1853)<br />
E sacrificando Mercurio (circa 5% Terra) ?<br />
E immolando Nettuno (17 Terre)??<br />
Dopo soli 2000 anni
Hermann von Helmholtz<br />
(1821-1894)<br />
E se il So<strong>le</strong> si comprime?<br />
1854<br />
Nube inizia<strong>le</strong> <strong>di</strong> frammenti rocciosi <strong>di</strong>stanti<br />
Collasso libera energia per qualche milione<br />
<strong>di</strong> anni<br />
Energia liberata in troppo poco tempo.<br />
Serve rilascio GRADUALE <strong>di</strong> energia!<br />
1860-1862<br />
Thomson <strong>le</strong>gge Darwin e riconsidera prob<strong>le</strong>ma<br />
Meteoriti rocciose continuamente in caduta<br />
Energia per non più <strong>di</strong> 20 milioni <strong>di</strong> anni<br />
“Combustibi<strong>le</strong> ancora per qualche milione <strong>di</strong> anni...
Hermann von Helmholtz<br />
(1821-1894)<br />
E se il So<strong>le</strong> si comprime?<br />
1854<br />
Nube inizia<strong>le</strong> <strong>di</strong> frammenti rocciosi <strong>di</strong>stanti<br />
Collasso libera energia per qualche milione<br />
<strong>di</strong> anni<br />
Energia liberata in troppo poco tempo.<br />
Serve rilascio GRADUALE <strong>di</strong> energia!<br />
1860-1862<br />
Thomson <strong>le</strong>gge Darwin e riconsidera prob<strong>le</strong>ma<br />
Meteoriti rocciose continuamente in caduta<br />
Energia per non più <strong>di</strong> 20 milioni <strong>di</strong> anni<br />
“Combustibi<strong>le</strong> ancora per qualche milione <strong>di</strong> anni...
Ha ragione Lord Kelvin?<br />
1887<br />
Calcoli presentati a Royal Institution a Londra<br />
Non importa <strong>di</strong>mensione pezzetti, ma<br />
massa tota<strong>le</strong> (pezzi <strong>di</strong> roccia o nube <strong>di</strong> gas)<br />
Una protostella ha milioni <strong>di</strong> gra<strong>di</strong> al centro<br />
e miliaia <strong>di</strong> gra<strong>di</strong> fuori<br />
Il So<strong>le</strong> dovrebbe comprimersi <strong>di</strong> 50 m/anno.<br />
Raggio(So<strong>le</strong>) = 700 mila Km!!<br />
Diminuzione <strong>di</strong> 1% in 140 mila anni!<br />
1897<br />
Lord Kelvin raffina la sua stima:<br />
età = 24 milioni <strong>di</strong> anni
T. C. Chamberlin (1843-1928)<br />
Geologia contro (1899)<br />
Il geologo Chamberlin torna all’attacco<br />
“La Terra è molto più vecchia <strong>di</strong> quanto<br />
sostiene L. Kelvin!”
T. C. Chamberlin (1843-1928)<br />
Geologia contro (1899)<br />
Il geologo Chamberlin torna all’attacco<br />
“La Terra è molto più vecchia <strong>di</strong> quanto<br />
sostiene L. Kelvin!”<br />
“La struttura interna dell’atomo è ancora<br />
tutta da indagare. Non c’è chimico che possa<br />
affermare che gli atomi sono davvero<br />
particel<strong>le</strong> e<strong>le</strong>mentari. Non è improbabi<strong>le</strong> che<br />
l’atomo sia organizzato in modo<br />
estremamente comp<strong>le</strong>sso e che al suo interno<br />
ospiti enormi energie. Chi può oggi<br />
escludere che <strong>le</strong> con<strong>di</strong>zioni straor<strong>di</strong>narie che<br />
si registrano nel centro del So<strong>le</strong> non siano in<br />
grado <strong>di</strong> liberare almeno una frazione <strong>di</strong><br />
questa energia?” (Science, 1899)
Scoperta Ra<strong>di</strong>oattività (1896)<br />
Henri Becquerel (1852-1908)<br />
Sali <strong>di</strong> uranio lasciati nel cassetto, avvolti da<br />
carta fotografica.<br />
Scoperta casua<strong>le</strong> <strong>di</strong> ra<strong>di</strong>oattività natura<strong>le</strong>.<br />
“La seren<strong>di</strong>pità (scoperta casua<strong>le</strong>) è cercare un ago<br />
in un pagliaio e trovarci la figlia del conta<strong>di</strong>no.”<br />
(J. Comroe Jr., 1976)
Pierre Curie (1859-1906)<br />
Quanta energia! (1903)<br />
Pierre Curie e Albert Laborde scoprono<br />
l’energia rilasciata dai sali <strong>di</strong> ra<strong>di</strong>o<br />
Un campione <strong>di</strong> ra<strong>di</strong>o fa bollire pari<br />
quantità d’acqua in 45 minuti da 0 gra<strong>di</strong><br />
senza <strong>di</strong>minuire la propria temperatura!
George H. Darwin<br />
(1845-1912)<br />
Le stel<strong>le</strong> sono ra<strong>di</strong>oattive? (1903)<br />
John Joly<br />
(1857-1933)<br />
Ra<strong>di</strong>oattività:<br />
la nuova fonte <strong>di</strong> energia<br />
insita nella materia è alla<br />
base della longevità del<strong>le</strong><br />
stel<strong>le</strong>?<br />
Idea giusta per la Terra<br />
Atmosfere stellari sono molto povere <strong>di</strong> e<strong>le</strong>menti ra<strong>di</strong>oattivi<br />
?<br />
NO
Datazione ra<strong>di</strong>ometrica
4.6 miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni!
Equilibrio<br />
idrostatico<br />
1 atmosfera<br />
ogni 10 m
Gas, pressione e temperatura<br />
T aumenta<br />
gas esercita pressione<br />
Equilibrio termico
Henry Norris Russell<br />
(1877-1957)<br />
Le stel<strong>le</strong>: sistemi autogravitanti<br />
Sorgente <strong>di</strong> energia molto sensibi<strong>le</strong> da temperatura T<br />
Vivono molto a lungo (miliar<strong>di</strong> anni)<br />
Meccanismo che garantisce equilibrio stazionario<br />
Presenza <strong>di</strong> sorgente <strong>di</strong> energia non bana<strong>le</strong><br />
Equilibrio<br />
<strong>di</strong>namico<br />
Equilibrio<br />
termico<br />
Per<strong>di</strong>ta <strong>di</strong> energia continua emessa nello spazio<br />
Temperatura tende a <strong>di</strong>minuire<br />
Pressione <strong>di</strong>minuisce tende a comprimersi<br />
Temperatura cresce regola energia prodotta
Equilibrio<br />
<strong>di</strong>namico<br />
Una stufa?<br />
Quando finisce la <strong>le</strong>gna<br />
nessuna contrazione!<br />
Equilibrio<br />
termico
Man mano che il<br />
combustibi<strong>le</strong> va<br />
esaurendosi
Man mano che il<br />
combustibi<strong>le</strong> va<br />
esaurendosi<br />
Stel<strong>le</strong> hanno capacità<br />
termica negativa:<br />
ΔQ<br />
C=<br />
ΔT<br />
<<br />
0
Henry Norris Russell<br />
(1877-1957)<br />
Termostato stellare (1919)<br />
Capacità<br />
termica<br />
negativa<br />
Sorgente <strong>di</strong><br />
energia che<br />
<strong>di</strong>pende da T<br />
Termostato<br />
equilibrio<br />
stellare<br />
Produzione <strong>di</strong> energia (sconosciuta all’epoca!)<br />
regolata da questo meccanismo <strong>di</strong> termostato
Henry Norris Russell<br />
(1877-1957)<br />
Termostato stellare (1919)<br />
Capacità<br />
termica<br />
negativa<br />
Sorgente <strong>di</strong><br />
energia che<br />
<strong>di</strong>pende da T<br />
Non <strong>di</strong>pende da T!<br />
Termostato<br />
equilibrio<br />
stellare<br />
Produzione <strong>di</strong> energia (sconosciuta all’epoca!)<br />
regolata da questo meccanismo <strong>di</strong> termostato
Massa è (tanta) energia (1905)<br />
Albert Einstein (1879-1955)<br />
c = 300 000 Km/s
Massa è (tanta) energia (1905)<br />
Albert Einstein (1879-1955)<br />
c = 300 000 Km/s<br />
Massa = fonte <strong>di</strong> energia enorme<br />
Ma come estrarla?
Massa è (tanta) energia (1905)<br />
Albert Einstein (1879-1955)<br />
c = 300 000 Km/s<br />
Massa = fonte <strong>di</strong> energia enorme<br />
Ma come estrarla?
Albori della Fisica Atomica (1919)<br />
Francis Aston (1877-1945)<br />
Al Caven<strong>di</strong>sh Laboratory <strong>di</strong> Cambridge<br />
Primo spettrografo <strong>di</strong> massa<br />
Misure molto accurate del<strong>le</strong> masse dei vari<br />
e<strong>le</strong>menti<br />
Difetto <strong>di</strong> massa energia <strong>di</strong> <strong>le</strong>game
Sir Arthur Ed<strong>di</strong>ngton<br />
(1882-1944)<br />
Jean Baptiste Perrin<br />
(1870-1942)<br />
1920: ci siamo (quasi)<br />
E= 4x10 -12 J<br />
= 1x10 -15 Cal<br />
N= 10 38 volte/s<br />
So<strong>le</strong> ha 10 56 p !!
Sir Arthur Ed<strong>di</strong>ngton<br />
(1882-1944)<br />
Jean Baptiste Perrin<br />
(1870-1942)<br />
1920: ci siamo (quasi)<br />
E= 4x10 -12 J<br />
= 1x10 -15 Cal<br />
N= 10 38 volte/s<br />
So<strong>le</strong> ha 10 56 p !!
Il nuc<strong>le</strong>o: una vera Fort Knox<br />
Repulsione e<strong>le</strong>ttrostatica<br />
F =<br />
q<br />
1<br />
d<br />
q<br />
2<br />
2
Barriera coulombiana<br />
Energia dei protoni proporziona<strong>le</strong> alla Temperatura<br />
Affinchè protoni superino la barriera, serve T<br />
miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> gra<strong>di</strong> al centro del So<strong>le</strong>.
Sir Arthur Ed<strong>di</strong>ngton<br />
(1882-1944)<br />
Caldo abbastanza?!<br />
Centro del So<strong>le</strong>: T = 10 milioni °C<br />
Protoni non hanno energia sufficiente!<br />
<strong>Come</strong> chiedere a un campione<br />
olimpionico <strong>di</strong> salto in alto <strong>di</strong> superare<br />
un’asticella a 2 Km <strong>di</strong> altezza!
Il punto della situazione<br />
Atomo riserva enorme <strong>di</strong> energia<br />
Per liberare ta<strong>le</strong> energia i protoni devono superare una barriera<br />
Per farcela, la T nel centro del So<strong>le</strong> <strong>di</strong> 10 miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> °C<br />
Nel centro del So<strong>le</strong> ci sono “solo” 10 milioni <strong>di</strong> °C<br />
Un supplizio <strong>di</strong> Tantalo?<br />
Fisica<br />
classica
George Gamow (1904-1968)<br />
Effetto tunnel (1928)
Reazioni nuc<strong>le</strong>ari nel<strong>le</strong> stel<strong>le</strong> (1938)<br />
IV Washington Conference on Theoretical Physics (marzo 1938)<br />
Fisici nuc<strong>le</strong>ari e Astrofisici (Bethe,<br />
Chandrasekhar, Stromgren, Menzel, etc...)<br />
Temperatura e densità nel centro del<strong>le</strong><br />
stel<strong>le</strong> nota con sufficiente accuratezza<br />
Calcolo del<strong>le</strong> reazioni <strong>di</strong> fusione nuc<strong>le</strong>are
Hans Bethe (1906-2005)<br />
Reazioni nuc<strong>le</strong>ari (1938)<br />
Bethe<br />
scopre ciclo CNO in 6 settimane<br />
Con Critchfield scopre l’altro<br />
cana<strong>le</strong>, la catena p-p<br />
1967
Stel<strong>le</strong>: centrali termonuc<strong>le</strong>ari<br />
1 su 10 20 (1 su cento miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> miliar<strong>di</strong>)<br />
<strong>di</strong> urti superano la barriera <strong>di</strong> potenzia<strong>le</strong><br />
So<strong>le</strong> ha 10 56 protoni<br />
Fusione 10 38 volte al sec<br />
Superenalotto:<br />
1 su 10 9 (1 su 620 milioni)
Stel<strong>le</strong>: centrali termonuc<strong>le</strong>ari<br />
Segreto del<strong>le</strong> stel<strong>le</strong><br />
1 su 10 20 (1 su cento miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> miliar<strong>di</strong>)<br />
<strong>di</strong> urti superano la barriera <strong>di</strong> potenzia<strong>le</strong><br />
So<strong>le</strong> ha 10 56 protoni<br />
Fusione 10 38 volte al sec<br />
Superenalotto:<br />
1 su 10 9 (1 su 620 milioni)<br />
Bassissima probabilità per singolo urto + enorme energia liberata<br />
Longevità stel<strong>le</strong> longevità protoni agli urti
“Siamo partiti per esplorare l’interno<br />
<strong>di</strong> una stella e, imme<strong>di</strong>atamente, ci<br />
siamo trovati a esplorare l’interno <strong>di</strong><br />
un atomo”
Temperatura – Colore<br />
Dimensione<br />
Massa<br />
Luminosità
Colori <strong>di</strong>versi = Temperature <strong>di</strong>verse<br />
candela: 1040 °C<br />
propano: 2200 °C
Temperatura Superficia<strong>le</strong><br />
Spettri stellari<br />
Lunghezza d’onda (nm)
Harvard Col<strong>le</strong>ge Observatory (fine 800)
Colori<br />
del<strong>le</strong><br />
Stel<strong>le</strong><br />
Temp (°C) 30 000 - 50 000 30 000 – 10 000 10 000 - 7000<br />
7000 - 6000 6000 - 5000 5000 – 3000 3000 - 2000<br />
“Oh Be A Fine Girl Kiss Me”
Rigel: R = 80 R so<strong>le</strong><br />
Betelgeuse: R = 1180 R so<strong>le</strong><br />
R = 0.145 R so<strong>le</strong>
Rigel: M = 17 M so<strong>le</strong><br />
Betelgeuse: M = 20 M so<strong>le</strong><br />
M = 0.12 M so<strong>le</strong><br />
E <strong>le</strong> masse?
Rigel: L = 70 000 L so<strong>le</strong><br />
Betelgeuse: L = 140 000 L so<strong>le</strong><br />
L = 0.002 L so<strong>le</strong><br />
Luminosità?
Massa -<br />
Luminosità<br />
L∝<br />
M<br />
3.<br />
5
+ grossa, + calda e meno vive!<br />
Tipo spettra<strong>le</strong> Massa tipica (M so<strong>le</strong>) Temp. sup.(°C) Vita me<strong>di</strong>a seq.<br />
principa<strong>le</strong> (anni)<br />
O 32 35,000 10,000,000<br />
B 6 14,000 270,000,000<br />
A 2 8,100 800,000,000<br />
F 1.25 6,500 4,200,000,000<br />
G 0.9 5,400 10,000,000,000<br />
K 0.6 4,000 32,000,000,000<br />
M 0.22 2,600 210,000,000,000<br />
“Meglio 10 milioni <strong>di</strong> anni da <strong>le</strong>one che 10 miliar<strong>di</strong> da pecora”<br />
(amici stel<strong>le</strong> <strong>di</strong> tipo O)<br />
“Chi brucia piano va sano e lontano”<br />
(amici stel<strong>le</strong> <strong>di</strong> tipo G)<br />
Fratello<br />
So<strong>le</strong>
Fino a che dura il So<strong>le</strong><br />
Italo Calvino (1923 - 1985)
Il ciclo della vita del<strong>le</strong> stel<strong>le</strong>
La nascita<br />
Collasso <strong>di</strong> nube <strong>di</strong> gas per la propria gravità<br />
Lord Kelvin aveva ragione per la fase <strong>di</strong><br />
PROTOSTELLA (decina milioni <strong>di</strong> anni)
Incubatori stellari<br />
Nebulosa <strong>di</strong> Orione (1500 anni-luce da noi)<br />
Circa 300 masse solari <strong>di</strong> gas<br />
Luce UV del<strong>le</strong> neonate stel<strong>le</strong> immerse fa<br />
sp<strong>le</strong>ndere la nube <strong>di</strong> gas<br />
Nebulosa <strong>di</strong> Orione<br />
M16: Nebulosa Aquila<br />
(Pilastri della Creazione)
È nata una protostella!<br />
Battesimo con fusione nuc<strong>le</strong>are<br />
La fusione nuc<strong>le</strong>are<br />
avviene nel “core” della stella<br />
scalda il gas, il qua<strong>le</strong> bilancia l’enorme<br />
pressione dovuta alla gravità
L∝<br />
R<br />
2<br />
T<br />
4<br />
Luminosità<br />
Temperatura Superficia<strong>le</strong> (K)<br />
Tipo Spettra<strong>le</strong><br />
Diagramma Hertzsprung-Russell (H-R)<br />
Magnitude Assoluta<br />
(1911-1913)<br />
Sequenza<br />
Principa<strong>le</strong>
Strati esterni: nessuna fusione nuc<strong>le</strong>are!<br />
Sequenza principa<strong>le</strong> Giovane Gigante Rossa<br />
Guscio in cui<br />
brucia H<br />
Il “core” brucia H Il “core” brucia He<br />
Inizio <strong>di</strong> bruciamento<br />
<strong>di</strong> He nel “core”<br />
Quando sta per finire l’H, la “benzina” stellare
Verso la fine
Stel<strong>le</strong> variabili
Luminosità<br />
Cefei<strong>di</strong><br />
RR<br />
Lyrae<br />
Sequenza<br />
Principa<strong>le</strong><br />
Temperatura Superficia<strong>le</strong> (K)<br />
Variabili a<br />
lungo periodo<br />
Stel<strong>le</strong> variabili o pulsanti
Che ne sarà <strong>di</strong> noi<br />
Orbita terrestre<br />
Core della stella<br />
“core” C-O<br />
Nessuna fusione<br />
Fusione <strong>di</strong> He
Nebulosa Planetaria:<br />
La fusione è finita
Una lunga pensione:<br />
Stella<br />
nana bianca<br />
Gas espulso<br />
dalla stella
Protostella<br />
Feto<br />
Vita <strong>di</strong> una stella come il So<strong>le</strong><br />
Fusione – Sequenza Principa<strong>le</strong><br />
Infanzia – Età adulta<br />
Gigante Rossa<br />
Mezza età<br />
Nana bianca<br />
Vecchiaia
Fine così “tranquilla” per tutte <strong>le</strong><br />
stel<strong>le</strong>?<br />
Beh, non proprio:<br />
<strong>le</strong> pericolose massicce giganti azzurre
Supergigante<br />
Orbita <strong>di</strong> Giove<br />
Core <strong>di</strong> una<br />
supergigante<br />
Fusione H<br />
Fusione He<br />
Fusione C<br />
Fusione Ne<br />
Fusione O<br />
Fusione Si<br />
Core <strong>di</strong> Fe<br />
(nessuna fusione)<br />
Una stella massiccia alla fine della sua vita
Prima dell’esplosione Vita <strong>di</strong> una stella<strong>di</strong><br />
supernova
Dopo Vita l’esplosione <strong>di</strong> una stella <strong>di</strong> supernova
Report storico della SN del 1054!
Nebulosa del Granchio: 1054 d.C.
Resto <strong>di</strong> supernova
La Fusione Nuc<strong>le</strong>are<br />
ovvero...<br />
“l’amore che move il<br />
so<strong>le</strong> e l’altre stel<strong>le</strong>”.
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