Concludiamo qui con una presentazione che riprende alcuni dei concetti mostrati.
Vorrei segnalare anche l'ottimo video realizzato dal blog Bald Mountain Science, intitolato "Nascita, vita e morte di una Stella"
lunedì 27 giugno 2016
Le galassie
Le galassie sono enormi aggregati di stelle, dai milioni per le galassie nane ai mille miliardi per le galassie giganti, legate gravitazionalmente tra di loro; il nome galassia deriva dal greco galaxias (latteo), e la via lattea è la galassia a cui noi apparteniamo.
Le galassie sono classificate in base alla loro forma; le galassie più comuni sono le galassie ellittiche, con scarsa presenza di polveri e di formazione stellare.
Seguono poi le galassie a spirale, ed il sottotipo a spirale barrata, di forma discoidale con i caratteristici bracci; queste galassie sono caratterizzate dalla presenza spiccata di nubi di polveri, e dal forte tasso di formazione stellare. La via lattea è senza dubbio una galassia a spirale, con il sole ubicato in uno dei bracci, distante dal centra a circa 1/3 del raggio della galassia; per via delle nubi di polveri che occludono la visuale è difficile esaminare con precisione la sua forma, ma si dovrebbe trattare di una spirale barrata.
Infine, le galassie irregolari non hanno una forma ben definita, in seguito ad effetti di marea dovuti alle galassie a loro vicine, oppure per la fusione di più galassie. Anche nelle galassie irregolari tendono a presentarsi nubi di polveri e formazione stellare
Gli ammassi globulari sono piccoli ammassi di stelle legate gravitazionalmente tra di loro, che tendono ad orbitare le galassie; la via lattea ha almeno 150 di questi ammassi che la orbitano.
Immagine del telescopio Hubble di una galassia a spirale barrata. Fonte: NASA, telescopio spaziale Hubble.
Le galassie sono classificate in base alla loro forma; le galassie più comuni sono le galassie ellittiche, con scarsa presenza di polveri e di formazione stellare.
Seguono poi le galassie a spirale, ed il sottotipo a spirale barrata, di forma discoidale con i caratteristici bracci; queste galassie sono caratterizzate dalla presenza spiccata di nubi di polveri, e dal forte tasso di formazione stellare. La via lattea è senza dubbio una galassia a spirale, con il sole ubicato in uno dei bracci, distante dal centra a circa 1/3 del raggio della galassia; per via delle nubi di polveri che occludono la visuale è difficile esaminare con precisione la sua forma, ma si dovrebbe trattare di una spirale barrata.
Infine, le galassie irregolari non hanno una forma ben definita, in seguito ad effetti di marea dovuti alle galassie a loro vicine, oppure per la fusione di più galassie. Anche nelle galassie irregolari tendono a presentarsi nubi di polveri e formazione stellare
Gli ammassi globulari sono piccoli ammassi di stelle legate gravitazionalmente tra di loro, che tendono ad orbitare le galassie; la via lattea ha almeno 150 di questi ammassi che la orbitano.
Immagine del telescopio Hubble di una galassia a spirale barrata. Fonte: NASA, telescopio spaziale Hubble.
Le supernove
Le supergiganti rosse, dalla massa superiore alle 8 masse solari, terminano la loro vita in un'enorme esplosione, che per un anno brilla quanto un'intera galassia.
Le supernove sono molto importanti per la terra, poiché è solo nelle supernove che gli elementi pesanti che costituiscono il nostro pianeta vengono sintetizzati e poi dispersi nel mezzo interstellare.
Una supernova, in basso a sinistra, nella galassia NGC 4526. Fonte: NASA/ESA
La nebulosa del granchio, resto di una supernova esplosa nel 1054. Fonte: NASA, telescopio spaziale Hubble.
Le supernove sono molto importanti per la terra, poiché è solo nelle supernove che gli elementi pesanti che costituiscono il nostro pianeta vengono sintetizzati e poi dispersi nel mezzo interstellare.
Una supernova, in basso a sinistra, nella galassia NGC 4526. Fonte: NASA/ESA
La nebulosa del granchio, resto di una supernova esplosa nel 1054. Fonte: NASA, telescopio spaziale Hubble.
Le giganti rosse
Con l'esaurirsi dell'idrogeno nel nucleo della stella, la reazione di fusione non può più avvenire in quella regione per ovvie ragioni. Di conseguenza, il collasso gravitazionale deve riprendere.
Lo strato che circonda il nucleo raggiunge le condizioni per la fusione dell'idrogeno, ma la minore profondità a cui avviene la fusione nucleare costringe gli strati superficiali della stella ad espandersi e raffreddarsi; la stella si espande enormemente ed assume un colore rossastro, diventando una gigante rossa (anche se a seconda della massa della stella la colorazione pò risultare più sull'arancione per stelle massive)
Il nucleo, ora quasi completamente di elio, continua invece a comprimersi ed a scaldarsi; se la stella ha una massa di almeno mezza massa solare circa, le temperature permettono l'accensione della reazione di fusione dell'elio, generando carbonio ed ossigeno.
In stelle di massa superiore ad 8 masse solari, la fusione prosegue fino a generare un nucleo di ferro; in stelle come il sole, invece, il carbonio e l'ossigeno sono gli elementi più pesanti generati.
Aldebaran, una gigante rossa da circa 2 masse solari, distante 65 anni luce dalla terra; fonte dell'immagine: California Institute of Technology, osservatorio Palomar.
Lo strato che circonda il nucleo raggiunge le condizioni per la fusione dell'idrogeno, ma la minore profondità a cui avviene la fusione nucleare costringe gli strati superficiali della stella ad espandersi e raffreddarsi; la stella si espande enormemente ed assume un colore rossastro, diventando una gigante rossa (anche se a seconda della massa della stella la colorazione pò risultare più sull'arancione per stelle massive)
Il nucleo, ora quasi completamente di elio, continua invece a comprimersi ed a scaldarsi; se la stella ha una massa di almeno mezza massa solare circa, le temperature permettono l'accensione della reazione di fusione dell'elio, generando carbonio ed ossigeno.
In stelle di massa superiore ad 8 masse solari, la fusione prosegue fino a generare un nucleo di ferro; in stelle come il sole, invece, il carbonio e l'ossigeno sono gli elementi più pesanti generati.
Aldebaran, una gigante rossa da circa 2 masse solari, distante 65 anni luce dalla terra; fonte dell'immagine: California Institute of Technology, osservatorio Palomar.
Le stelle - l'energia
Il meccanismo descritto nel post precedente, dove l'energia gravitazionale viene convertita in calore, non può però spiegare l'età delle stelle; il sole, ad esempio, è vecchio circa 4,5 miliardi di anni, tempo troppo lungo perché possa essere spiegato tramite questo meccanismo.
L'energia delle stelle viene da un'altra fonte, la reazione di fusione nucleare dell'idrogeno nell'elio.
Il riscaldamento tramite collasso gravitazionale è perfettamente in grado di giustificare le enormi temperature e pressioni che sono presenti nel nucleo degli astri; il nucleo del sole, ad esempio, dovrebbe avere una temperatura di circa 13 milioni di gradi, e stelle più massicce hanno temperature ancora più alte.
In queste condizioni, è possibile la reazione di fusione nucleare, altamente energetica; questa energia rimpiazza l'energia persa dalla stella per irraggiamento, impedendo l'ulteriore compressione della stella finché la reazione di fusione è mantenuta. E' questa reazione che ha permesso al sole di brillare per miliardi di anni e che permetterà altri 4,5 miliardi di anni di luce prima che il carburante di idrogeno presente nel nucleo si esaurisca.
Le stelle della sequenza principale sono proprio le stelle che stanno convertendo idrogeno in elio; la lunghezza della vita di una stella dipende dalla propria massa: stelle più massicce sono molto più luminose di stelle meno massicce, al punto che nonostante la maggior riserva di idrogeno esse vivono meno a lungo. Mentre il sole ha una vita stimata di circa 10 miliardi di anni, le stelle che hanno massa pari a cento volte quella del sole vivono solo per 100 milioni di anni.
L'energia delle stelle viene da un'altra fonte, la reazione di fusione nucleare dell'idrogeno nell'elio.
Il riscaldamento tramite collasso gravitazionale è perfettamente in grado di giustificare le enormi temperature e pressioni che sono presenti nel nucleo degli astri; il nucleo del sole, ad esempio, dovrebbe avere una temperatura di circa 13 milioni di gradi, e stelle più massicce hanno temperature ancora più alte.
In queste condizioni, è possibile la reazione di fusione nucleare, altamente energetica; questa energia rimpiazza l'energia persa dalla stella per irraggiamento, impedendo l'ulteriore compressione della stella finché la reazione di fusione è mantenuta. E' questa reazione che ha permesso al sole di brillare per miliardi di anni e che permetterà altri 4,5 miliardi di anni di luce prima che il carburante di idrogeno presente nel nucleo si esaurisca.
Le stelle della sequenza principale sono proprio le stelle che stanno convertendo idrogeno in elio; la lunghezza della vita di una stella dipende dalla propria massa: stelle più massicce sono molto più luminose di stelle meno massicce, al punto che nonostante la maggior riserva di idrogeno esse vivono meno a lungo. Mentre il sole ha una vita stimata di circa 10 miliardi di anni, le stelle che hanno massa pari a cento volte quella del sole vivono solo per 100 milioni di anni.
Le stelle - nascita
Come e dove nascono le stelle?
Le stelle nascono in zone dove sono presenti grosse nubi di polveri interstellari, nebulose di gas idrogeno ed elio in precario equilibrio tra la loro attrazione gravitazionale che cerca di provocarne il collasso e la loro pressione, dovuta alla temperatura, che invece cerca di disgregarle.
Se una di queste nebulose viene disturbata per qualche motivo, o anche per semplici fluttuazioni casuali nella sua densità, può succedere che la gravità sovrasti la pressione. In questo caso, la nube inizierà a contrarsi, portando dopo qualche milione di anni alla nascita di svariate stelle.
Il riscaldamento della nebulosa avviene tramite la conversione della sua energia potenziale gravitazionale in energia termica. Semplificando molto la dinamica, la nebulosa ha un equilibrio tra pressione termica e gravità; la nube emette però onde elettromagnetiche come radiazione di corpo nero, raffreddandosi e perdendo quindi pressione; la gravità non è quindi più bilanciata dalla pressione, portando la compressione della nube con conseguente aumento di temperatura; una volta raggiunto il nuovo equilibrio, la temperature della nube è maggiore di quella di partenza.
Questo comportamento che ha del paradossale, cioè che un raffreddamento della nube porta al suo riscaldamento, è tipico nella dinamica stellare.
L'immagine seguente, catturata dal telescopio spaziale Hubble, mostra i "Pilastri della Creazione", nella nebulosa dell'aquila, zona di forte creazione stellare.
(fonte dell'immagine: agenzia NASA)
Le stelle nascono in zone dove sono presenti grosse nubi di polveri interstellari, nebulose di gas idrogeno ed elio in precario equilibrio tra la loro attrazione gravitazionale che cerca di provocarne il collasso e la loro pressione, dovuta alla temperatura, che invece cerca di disgregarle.
Se una di queste nebulose viene disturbata per qualche motivo, o anche per semplici fluttuazioni casuali nella sua densità, può succedere che la gravità sovrasti la pressione. In questo caso, la nube inizierà a contrarsi, portando dopo qualche milione di anni alla nascita di svariate stelle.
Il riscaldamento della nebulosa avviene tramite la conversione della sua energia potenziale gravitazionale in energia termica. Semplificando molto la dinamica, la nebulosa ha un equilibrio tra pressione termica e gravità; la nube emette però onde elettromagnetiche come radiazione di corpo nero, raffreddandosi e perdendo quindi pressione; la gravità non è quindi più bilanciata dalla pressione, portando la compressione della nube con conseguente aumento di temperatura; una volta raggiunto il nuovo equilibrio, la temperature della nube è maggiore di quella di partenza.
Questo comportamento che ha del paradossale, cioè che un raffreddamento della nube porta al suo riscaldamento, è tipico nella dinamica stellare.
L'immagine seguente, catturata dal telescopio spaziale Hubble, mostra i "Pilastri della Creazione", nella nebulosa dell'aquila, zona di forte creazione stellare.
(fonte dell'immagine: agenzia NASA)
Le stelle - classificazione
Come classifichiamo le stelle?
Le stelle sono classificate in base a due parametri, lo spettro della loro luce e la loro luminosità assoluta.
Il primo parametro, lo spettro, analizza quali frequenze sono presenti nella luce emessa dalla stella, ed è in grado anche di dare informazioni sulla composizione chimica della stella: ad esempio l'elio è stato scoperto per la prima volta analizzando lo spettro del sole, prima che ne fosse rivelata la presenza sulla terra.
L'informazione principale che si deriva dallo spettro è il colore della stella stessa, strettamente collegato alla temperatura superficiale. Un colore rosso (Antares) indica una stella relativamente fredda, per poi proseguire verso stelle di color giallo (ad esempio il sole), poi bianche (Sirio) ed infine stelle blu. Per motivi storici, le stelle vengono suddivise in base allo spettro in classi spettrali definite da lettere: dalle più calde alle più fredde, O B A F G K M. Tradizionalmente, queste lette vengono ricordate tramite le iniziali di questa frase mnemonica inglese "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me". Il sole è una stella di classe spettrale G.
Il secondo parametro, la luminosità, è semplicemente la quantità di energia luminosa emessa dalla stella nell'unità di tempo, e viene calcolata a partire dalla sua luminosità apparente e dalla distanza dalla terra.
Disegnando il grafico delle stelle, ponendo in ascissa la loro classe spettrale ed in ordinata, otteniamo un diagramma Hertzsprung-Russell:
(fonte dell'immagine: wikipedia)
E' evidente la linea della "sequenza principale", in cui la maggior parte delle stelle si ritrovano. Questo avviene perché ogni stella passa la maggior parte della propria vita nella sequenza principale.
Le stelle sono classificate in base a due parametri, lo spettro della loro luce e la loro luminosità assoluta.
Il primo parametro, lo spettro, analizza quali frequenze sono presenti nella luce emessa dalla stella, ed è in grado anche di dare informazioni sulla composizione chimica della stella: ad esempio l'elio è stato scoperto per la prima volta analizzando lo spettro del sole, prima che ne fosse rivelata la presenza sulla terra.
L'informazione principale che si deriva dallo spettro è il colore della stella stessa, strettamente collegato alla temperatura superficiale. Un colore rosso (Antares) indica una stella relativamente fredda, per poi proseguire verso stelle di color giallo (ad esempio il sole), poi bianche (Sirio) ed infine stelle blu. Per motivi storici, le stelle vengono suddivise in base allo spettro in classi spettrali definite da lettere: dalle più calde alle più fredde, O B A F G K M. Tradizionalmente, queste lette vengono ricordate tramite le iniziali di questa frase mnemonica inglese "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me". Il sole è una stella di classe spettrale G.
Il secondo parametro, la luminosità, è semplicemente la quantità di energia luminosa emessa dalla stella nell'unità di tempo, e viene calcolata a partire dalla sua luminosità apparente e dalla distanza dalla terra.
Disegnando il grafico delle stelle, ponendo in ascissa la loro classe spettrale ed in ordinata, otteniamo un diagramma Hertzsprung-Russell:
E' evidente la linea della "sequenza principale", in cui la maggior parte delle stelle si ritrovano. Questo avviene perché ogni stella passa la maggior parte della propria vita nella sequenza principale.
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