Astronomia Lezione 15/12/2011

Astronomia
Lezione 15/12/2011
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail:[email protected]
Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/
Libri di testo:
- An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A.
Ostlie, Addison Wesley
- The Physical Universe, an introduction to Astronomy F. Zhou,
University Science Books
- Elementi di Astronomia, P. Giannone.
Protostelle
Come abbiamo visto l’evoluzione stellare ha inizio con il collasso gravitazionale
di una nube molecolare gigante (giant molecular cloud, GMC).
Le GMC hanno dimensioni tipiche di 100 anni luce (9.5×1014 km) e possono contenere
fino a 6,000,000 masse solari (1.2×1037 kg). Mentre collassa una GMC si frammenta in
pezzi via via piu’ piccoli. In ciascuno di questi frammenti il gas collassante rilascia
la sua energia potenziale gravitazionale come calore. Mano a mano che la sua
temperatura e pressione aumentano i frammenti condensano in una sfera ruotante di
Gas estremamente caldo. A questo punto si e’ formata una protostella.
In seguito al collasso la protostella deve aumentare la propria massa accumulando gas; ha così inizio una fase
di accrescimento che va avanti ad un ritmo di circa 10−6-10−5 M☉ all'anno.
L'accrescimento del materiale verso la protostella prosegue grazie alla mediazione di un disco di accrescimento, allineato con
l'equatore, che si forma nel momento in cui il moto di rotazione della materia in caduta (inizialmente uguale a quello della
nube) viene amplificato a causa della conservazione del momento angolare.
La velocità di accrescimento non è costante: infatti la futura stella raggiunge in tempi rapidi quella che sarà la metà della sua
massa definitiva, mentre impiega oltre dieci volte più tempo per accumulare la restante massa.
Solo una parte della materia del nucleo denso (si stima circa un terzo) andrà a precipitare sulla protostella; infatti, se tutto
il momento angolare del disco venisse trasferito ad essa, la sua velocità di rotazione incrementerebbe sino a raggiungere un
valore di forza centrifuga tale da provocarne lo smembramento.
In questa fase si formano inoltre dei flussi molecolari che si dipartono dai poli della protostella, probabilmente per disperdere
l'eccesso di momento angolare.
Quando nel nucleo si raggiunge una temperatura di almeno un milione di kelvin, ha inizio
la fusione del deuterio.
La pressione di radiazione che ne risulta rallenta (ma non arresta) il collasso, mentre
prosegue la caduta di materiale dalle regioni interne del disco di accrescimento sulla
superficie della protostella.
In questa fase, la protostella è circondata dal resto della nube, tipicamente molto densa e
polverosa. La radiazione della protostella fa evaporare il gas circostante e sublima le
polveri, mentre i grani di polvere adiacenti al nucleo idrostatico costituiscono
una falsa fotosfera che lo mascherano, finché la luce di questo non riesce a disfarla. Alla
fine di questo processo la protostella è molto grande, luminosa e fredda.
A questo punto, quando in pratica finisce l’accrescimento ma ancora non si ha
La fusione dell’idrogeno, la protostella raggiunge la fase di stella pre-sequenza
principale (stella PMS).
Stelle in fase di pre-sequenza principale possono essere del tipo T Tauri o FU Orionis
se minori di due masse solari o stelle Herbig Ae/Be (tra due-otto masse solari e
Tipi spettrali piu’ primitivi (maggiori di F)).
Non esistono stelle PMS più massicce di 8 M☉, dal momento che quando entrano in
gioco delle masse molto elevate l'embrione stellare raggiunge in maniera estremamente
rapida le condizioni necessarie all'innesco della fusione dell'idrogeno dando inizio alla
sequenza principale
Stelle PMS: T Tauri
Le stelle T Tauri hanno masse e temperature (superficiali) simili a quelle del Sole, ma
alcune volte sono più grandi in termini di diametro e decisamente più luminose.
Ruotano velocemente su se stesse, tipicamente in pochi giorni (invece che in un
mese come il Sole), e sono molto attive. Hanno campi magnetici estremamente
intensi, che attraggono i gas vicini risucchiandoli lungo le linee di campo,
provocando massicci brillamenti ed estese macchie sulla loro superficie. Le stelle T
Tauri hanno, inoltre, emissioni di raggi X e radio intense e variabili, circa 1000 volte
superiori a quelle del Sole e molte hanno venti stellari estremamente potenti.
Le stelle T Tauri contengono molto litio rispetto al Sole.
Si pensa quindi che le T Tauri siano molto giovani e che la maggior parte della loro
energia derivi dal collasso gravitazionale, non dalle reazioni di fusione nucleare,
perché il loro nucleo è ancora troppo freddo: esse richiedono come minimo
temperature di qualche decina di milioni di kelvin.
Circa la metà delle stelle T Tauri hanno dei dischi circumstellari, che potrebbero
essere il residuo della nebulosa da cui si sono formate, e che potrebbe dare origine a
dei pianeti. La maggior parte sono anche stelle binarie.
T Tauri
T Tauri (T Tau) è una stella variabile situata nella costellazione del Toro.
E’ il prototipo di una classe di oggetti noti come stelle T Tauri.
L'astro fu scoperto nell'ottobre del 1852 da John Russell Hind, vista dalla Terra sembra faccia
parte dell'ammasso delle Iadi, non molto distante da ε Tauri, in realtà si trova a circa 420 anni
luce dietro ad esso, ad una distanza di circa 600 anni luce dalla Terra.
Come tutte le stelle di questa classe, T Tauri è un corpo celeste molto giovane, con un'età
stimata in circa un milione di anni. La sua magnitudine apparente oscilla senza preavviso tra
9,3 e 14.
Stelle PMS Ae/Be di Herbig
Le stelle Ae/Be di Herbig, appartenenti alle classi A e B, costituiscono i rappresentanti più
massicci delle stelle pre-sequenza principale. Sono caratterizzate da spettri in cui dominano
le linee di emissione dell'idrogeno (serie di Balmer) e del calcio; tale emissione non proviene
direttamente dalla stella, ma dal materiale che si addensa attorno ad essa dovuto all'intervento
del disco residuo dal processo di accrescimento.
(nella foto, V633 cassiopeiae)
Evoluzione in PMS
L'energia emessa da oggetti in stato di pre sequenza principale non è dovuta alle reazioni
termonucleari di fusione dell'idrogeno nel nucleo stellare, ma al collasso gravitazionale.
La stella PMS segue un caratteristico tragitto sul diagramma H-R, noto come traccia di Hayashi,
durante il quale continua a contrarsi.
La contrazione prosegue fino al raggiungimento del limite di Hayashi, dopodiché prosegue a
temperatura costante in un tempo di Kelvin-Helmholtz superiore al tempo di accrescimento;
in seguito le stelle con meno di 0,5 masse solari raggiungono la sequenza principale.
Stelle più massicce, al termine della traccia di Hayashi, subiscono invece un lento collasso in una
condizione prossima all'equilibrio idrostatico, seguendo a questo punto un percorso nel
diagramma H-R detto traccia di Henyey.
Sorgenti di Energia per le Stelle
Cosa fornisce alle Stelle l’energia necessaria per mantenere l’equilibrio ?
Proviamo prima con solo l’energia potenziale gravitazionale:
Se prendiamo un guscio di massa dm distante r dal centro si ha:
E quindi l’energia potenziale e’ data da:
Assumendo una densita’ costante si ha
Da cui (ricordarsi che per il teorema del viriale l’energia totale e’ meta’ di quella potenziale)
Scala di Kelvin-Helmholtz
Consideriamo ad esempio il Sole e supponiamo che questo sia nato da una nube molto
Piu’ grande con
l’energia rilasciata e’ dell’ordine di:
Supponendo che avvenga con luminosita’ costantte, tutto questo deve essere avvenuto
In un tempo:
Detto scala temporale di Kelvin-Helmholtz.
Questo fissa un limite superiore all’eta’ del Sole che e’ ovviamente sbagliato dato
che, ad esempio, la luna sarebbe 100 volte piu’ vecchia.
Quindi non e’ solo l’energia gravitazionale quella responsabile.
Evoluzione in PMS
Le stelle appena
formate sono grandi ma
fredde.
Al procedere della
contrazione, la stella si riscalda
ed emette radiazione convertendo
energia gravitazionale in
energia termica (stella di
pre-sequenza).
Infine, si innescano le
reazioni di fusione
nucleare che bloccano il
collasso e la stella si
colloca sulla sequenza
principale.
Stelle piu’ massicce sono piu’ Luminose
Stelle piu’ Luminose hanno temperature
maggiori al centro e quindi innescano le
reazioni nucleari prima
Masse delle Stelle in Sequenza
Principale
Cosa determina la massa
massima di una stella di
sequenza principale?
Qual’è la massa minima
che può avere una stella
di sequenza principale ?
Masse delle Stelle in
Sequenza Principale: Massa Max
Abbiamo visto che la luminosità cresce rapidamente con la massa.
Quando la massa eccede il cosiddetto Limite di Eddington (pressione radiazione =
attrazione gravitazionale), la stella non è più stabile: l’equilibrio idrostatico crolla e la
pressione di radiazione provoca grosse perdite di massa (venti).
Esempio: η Carinae (forse sistema binario massiccio di stelle con 60 M☉ e 70 M☉.ì).
Mostra evidenza di grossa perdita di massa.
Masse delle Stelle in
Sequenza Principale: Massa Min
Le stelle di sequenza principale ricavano
la lore energia dalla fusione
termonucleare H → He.
Il nucleo di una protostella deve però
essere sufficientemente caldo da
innescare queste reazioni.
La temperatura del nucleo è
TC ∝ PC ∝ Massa
questo determina una massa minima
per l’innesco delle reazioni di fusione
termonucleare, Mmin = 0.08 M☉.
Esistono oggetti meno massicci e questi
sono le nane brune o nane marroni.
Es. Glies 229B 40 volte massa di Giove.
Nane Marroni
Sono stelle mancate (analoghe a Giove). La temperatura del nucleo non è
sufficiente ad innescare le reazioni di fusione nucleare.
Masse ~10-80 MGiove (MGiove ~ 0.001 M☉).
Fredde e deboli → difficili da trovare.
Nane brune “libere” sono state trovate in regioni di formazione stellare come la
nebulosa di Orione. Infatti seguono lo stesso processo di formazione delle stelle.
Tempo di vita in sequenza
principale
La fase di sequenza principale
è la fase di combustione
dell’idrogeno ed è la fase più
importante nella vita di una
stella.
Quando l’idrogeno nel nucleo
è esaurito, la stella si allontana
rapidamente dalla sequenza
principale.
I tempi di vita sulla sequenza
principale dipendono da:
riserva di energia disponibile
(massa H);
tasso di perdita di energia
(Luminosità).
Fasi seguenti alla sequenza
principale
Le stelle passano gran parte della loro
vita nella sequenza principale.
P.e. l’80% per il Sole.
La sequenza principale è la parte del
diagramma H-R più densamente
popolata.
Dopo che la combustione dell’H nel
nucleo cessa, le stelle si allontanano dalla
sequenza principale e diventano giganti.
La massa iniziale determina:
la forma precisa della traccia evolutiva
post-sequenza principale;
il destino finale della stella.
L’evoluzione dopo la sequenza principale è
guidata dalla fusione di elementi sempre più
pesanti.
Gigante Rossa
La fusione termina nel nucleo
quando H è esaurito.
Non c’è convezione nel nucleo ➫non c’è
combustibile “fresco”.
TC non è ancora sufficientemente
alta da far bruciare He.
L’idrogeno continua a bruciare in
uno strato più esterno attorno al
nucleo.
Il nucleo si contrae e riscalda lo
strato di combustione dell’H ➫ il
tasso di produzione di energia
aumenta.
La stella riassesta la sua struttura: gli strati
esterni si espandono e si
raffreddano.
La stella è diventata una gigante rossa
Il Sole come Gigante Rossa
Il Sole si trova circa a metà
della sua vita sulla sequenza
principale.
La durata della fase di
combustione di H è
~10 miliardi di anni.
L’età stimata del Sole è
~4.5 miliardi di anni.
Quando H nel nucleo sarà
esaurito, il Sole diventerà
una gigante rossa.
Raggio ~ 100 R☉ ≈ 0.5 AU
Luminosità ~1000 L☉