La Formazione Stellare - Lezione 10
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La Formazione Stellare
Lezione 10
Sommario Dove avviene la formazione stellare: le nubi molecolari giganti. Collasso gravitazionale: massa e lunghezza di Jeans. Formazione stellare indotta. Dischi protostellari e venti. Dalla protostella alla sequenza principale. I dischi protoplanetari e l’origine del sistema solare. Formazione e crescita dei pianeti. AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 2
Il ciclo vitale delle stelle
Stadio finale: una
Globuli di Bok, nubi
supergigante vecchia
dense e ricche di polvere,
che espelle gli strati
probabilmente in fase di
esterni della sua
collasso gravitazionale.
atmosfera.
Ammassi di stelle calde
giovani; la radiazione
ionizzante ed i veloci venti
stellari hanno aperto una
cavità nel gas che le
Protostelle ancora circonda.
nella nube in cui
sono nate, con
possibili dischi Giganteschi filamenti di
protoplanetari. gas più denso resistono
alla foto-evaporazione
indotta dalla radiazione
UV delle stelle.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 3
Le nubi molecolari giganti
Proprietà delle nubi molecolari
giganti (GMC, Giant Molecular
Clouds):
Diametro ~ 50 pc;
Massa > 105 M ;
Temperatura ~10 K.
Osservazioni radio suggeriscono
che esistano molti nuclei densi in
ciascuna nube:
Raggio ~ 0.1 pc
Massa ~ 1 M ;
Globuli di Thackeray in IC 2944, possibili
Queste condensazioni sono molto
resti di una nube molecolare gigante;
questi nuclei densi restano dopo che le fredde e molto poco dense, se
stelle O hanno spazzato via il resto della paragonate alle stelle.
nube. Come possono formare stelle?
Grazie al Collasso Gravitazionale
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GMC nella nostra galassia
Le osservazioni radio mostrano che
le GMC sono associate a regioni di
Mappa dell’emissione a 2.6 mm della formazione stellare.
molecola di CO che mostra le nubi
molecolari associate alla nebulosa di Sono distribuite lungo i bracci a
Orione, luogo dove è in corso di spirale della nostra galassia che è
formazione stellare. dove avviene la formazione stellare.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 5Form. stellare nei bracci a spirale
In altre galassie c’è la chiara
evidenza che la formazione stellare
avviene nelle braccia a spirale.
Le braccia a spirale sono tracciate
da:
regioni HII
(fotoionizzate da stelle giovani)
bande di polvere
(associate alle nubi molecolari
giganti).
regioni HII
Galassia Vortice (NASA/HST) bande di polvere
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 6Il Collasso Gravitazionale Per formare una stella, una nube molecolare deve andare incontro ad un collasso gravitazionale. In realtà una singola nube si frammenta prima in tanti nuclei densi, ciascuno dei quali forma una stella. Mentre il nucleo denso collassa, l’energia gravitazionale del gas si trasforma in energia termica ed il gas si riscalda. Il gas caldo e compresso al centro del nucleo denso forma una Proto-Stella Alla fine, la pressione e la temperatura al centro della protostella diventano sufficientemente alte da innescare le reazioni di fusione nucleare ➱ si è formata la Stella AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 7
Il Teorema del Viriale
Per comprendere il collasso Per cui l’energia cinetica è
gravitazionale è necessario K = 1/2m( GM/R) = 1/2|U|
ricorrere al teorema del viriale. in accordo col teorema del viriale.
(comportamento dinamico medio
Se la particella test va in un’orbita
di un sistema legato).
con r più piccolo r-Δr → aumento
Teorema del Viriale in K è 1/2 della diminuzione in U
2K + U = 0 (UBilancio energetico
Nel caso di una nube molecolare, Consideriamo una nube
l’energia cinetica interna è molecolare sferica con densità
immagazzinata nei moti termici uniforme (massa MC, raggio RC).
delle molecole:
alta E cinetica → alta pressione Energia Potenziale Gravitazionale
del gas. 3 GMC2
U ∼−
Sono possibili tre casi: 5 RC
2K >|U | Energia Cinetica Interna
domina la pressione
→ la nube si espande; 3
K ∼ N kT
2KIl criterio di Jeans
Per il teorema del viriale la Una nube la cui massa eccede la
condizione per il collasso è massa di Jeans
2K < |U | MC > MJ
andrà incontro a collasso
3MC kT 3 GMC2 gravitazionale.
<
µmH 5 RC Possiamo anche trovare il raggio
eliminiamo RC usando la densità ρ0 minimo per il quale una nube con
! "1/3 densità iniziale ρ0 collasserà
3MC Eliminiamo MC usando ρ0
RC =
4πρ0 4
MC = πRC
3
ρ0
risolviamo per MC 3
! "1/2 ! "3/2 risolviamo per RC
3 5kT ! "1/2
MC > 15kT
4πρ0 GµmH RC >
4πGµmH ρ0
Massa di Jeans, MJ Lunghezza di Jeans, RJ
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 10Stabilità e collasso
Le nubi di HI neutro possono I nuclei delle nubi molecolari
formare stelle? possono formare stelle?
Proprietà: Proprietà:
MC ~ 10 M MC ~ 1 M
T ~ 100 K T ~ 10 K
nH ~ 5 ×108 m-3 nH ~ 5 ×1012 m-3
ρ0 ~ nH × mH ~ 8.35 ×10-19 kg m-3 ρ0 ~ nH × mH ~ 1.67 ×10-5 kg m-3
μ = 1 (puro H I) μ = 2 (puro H2)
Usando la formula per la massa di Usando la formula per la massa di
Jeans si ottiene Jeans si ottiene
MJ ~ 4000 M >> MC MJ ~ 1 M ~ M C
Le nubi HI sono stabili e non I nuclei densi delle nubi molecolari
formano stelle. giganti hanno massa critica, un
piccolo “disturbo” può causarne il
collasso.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 11Formazione stellare indotta
Onda d’urto che induce formazione stellare.
La formazione stellare può essere indotta Un’onda d’urto si
da onde d’urto (shock): il passaggio di avvicina ad una nube di
gas interstellare.
un’onda d’urto comprime il gas.
L’onda d’urto passa
Onde d’urto possono essere prodotte da: attraverso e comprime
la nube.
risultato di formazione
Supernovae; stellare precedente. I moti nella nube
continuano anche dopo
che lo shock è passato.
Fronti di ionizzazione (regioni HII);
Le parti più dense
Collisioni tra nubi molecolari giganti della nube diventano
instabili per collasso.
Rotazione galattica (passaggio
Le parti che si
attraverso i bracci a spirale ovvero contraggono danno
origine alle stelle.
attraverso un’onda d’urto).
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 12L’onda d’urto di una Supernova
Le stelle massicce (M >10 M ) hanno vita breve
e la terminano con l’esplosione di una
supernova:
gli strati esterni della stella vengono sparati via
ed il gas caldo prodotto dall’esplosione si
espande producendo una forte onda d’urto
nello spazio interstellare.
Un’onda d’urto è una perturbazione nel gas che
si propaga più veloce della velocità del suono.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 13Fronti di ionizzazione
Le stelle O e B producono
grosse quantità di radiazione
ionizzante.
Questa determina una bolla di
gas ionizzato nella nube
molecolare (regione HII).
Il gas ionizzato è caldo
(T~10000 K).
La regione HII si espande
provocando un’onda d’urto nel
gas freddo circostante.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 14Formazione Stellare Auto-Indotta
La formazione stellare va avanti Strato di H non
in questa direzione ancora ionizzato
Ammasso Nube
Ammasso
più vecchio molecolare
vecchio gigante
Onda
d’urto che
Nube di H ionizzato si propaga
(regione HII) in nella nube
espansione Nuove stelle in
formazione
L’espansione di una regione HII attorno ad un ammasso di stelle
massicce può indurre nuove generazioni di formazione stellare.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 15Formazione stellare sequenziale
Generazioni precedenti di
Nuove stelle si formano I globuli scuri
stelle massicce O/B hanno
nei giganteschi filamenti sono fatti evaporare
scavato una bolla HII nella
di gas molecolare. dalle nuove stelle.
nube molecolare gigante.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 16Le Protostelle
I nuclei densi delle nubi molecolari collassano e si riscaldano fino a
~1000 K diventando protostelle.
Non sono ancora abbastanza densi e caldi per innescare la fusione
2H→He.
Sono racchiusi in un
involucro di gas
molecolare e polvere
e sono perciò visibili
solo in IR.
Ad un certo punto i
nuclei diventano così
caldi da spazzar via
il gas e la polvere
che li avvolgono.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 17Non è proprio così semplice ...
Le nubi molecolari giganti: La conservazione di queste
ruotano; quantità provoca:
sono avvolte dal campo aumento della velocità di
magnetico galattico. rotazione
Mentre collassano si devono aumento dell’intensità del
conservare: campo magnetico.
momento angolare (~M V R); Questo può arrestare il
flusso del campo magnetico collasso.
(~ B R2). Le protostelle devono
dissipare momento angolare e
flusso di campo magnetico
per poter collassare
ulteriormente e diventare
stelle.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 18I dischi protostellari
Disco di
accrescimento I moti di rotazione del disco
circumstellare avvolgono a elica le linne di
campo magnetico.
Protostella
Mentre il disco si
contrae, porta con Del materiale in
Linee di campo
se le linee di campo accrescimento è
magnetico permeano
magnetico. convogliato via lungo le
il disco.
eliche (getti)
Problema: come fanno le Soluzione: formano dischi
protostelle a sbarazzarsi del magnetizzati e venti bipolari.
momento angolare e del flusso I dischi magnetizzati confinano i
magnetico in eccesso? venti di gas caldo lungo l’asse di
rotazione → getti di materiale.
I getti si portano via il momento
angolare in eccesso.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 19I dischi attorno alle stelle giovani
Stella nascosta
dal disco di gas e
polvere.
Gas e polvere in
accrescimento
illuminati dalla
stella nascosta.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 20Dischi protostellari e getti
I dischi ed i getti sono spesso Quando il getto incontra il mezzo
associati alle stelle T-Tauri. interstellare, si formano gli oggetti
Sono stelle di pre-sequenza di di Herbig-Haro, nebulose a
~1 massa solare. emissione compatte.
Stella di pre-sequenza
Getto collimato (T-Tauri) nascosta dietro
magneticamente - nubi di al disco di polvere.
gas caldo espulse lungo
l’asse di rotazione del disco.
Oggetti di Herbig-Haro
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 21Galleria di getti da stelle giovani AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 22
Dalle protostelle alle stelle
Tracce evolutive di pre-sequenza Inizialmente le protostelle
sono soggette ad un
collasso in “caduta libera”.
Mentre il nucleo si
riscalda, la pressione
termica rallenta la
contrazione e si ha una
Luminosità (L )
stella di pre-sequenza
(principale).
Sequenza principale Quando la temperatura
Fusione dell’Idrogeno
del nucleo e la pressione
sono sufficientemente
alte, si accende la fusione
H → He e la nuova stella
si posiziona sulla
Temperatura superficiale (K) sequenza principale.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 23Ammassi aperti
Le nubi molecolari
giganti sono grandi
abbastanza per formare
molte stelle (talvolta in
generazioni successive).
La formazione stellare si
lascia dietro:
Ammassi Aperti di
~100 stelle, tenuti
insieme dalla gravità;
Associazioni di stelle
giovani che si stanno
L’Ammasso Aperto M7 lentamente dissolvendo.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 24Un ammasso giovane
Questo ammasso è così
giovane che gran parte delle
sue stelle fredde di bassa
massa non hanno ancora
raggiunto la sequenza
principale.
Luminosità (L )
Sequenza
principale
Temperatura superficiale (K)
(a) L’ammasso NGC 2264. (b) Il diagramma H-R di NGC 2264.
Le stelle di piccola massa devono ancora raggiungere
la sequenza principale. Età probabile ~2×106 y.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 25Un ammasso vecchio
Questo ammasso è
abbastanza vecchio che tutte
le sue stelle fredde di bassa
massa sono sulla sequenza
principale: la fusione
dell’Idrogeno si è accesa nei
loro nuclei.
Luminosità (L )
Sequenza principale
Temperatura superficiale (K)
(a) L’ammasso delle Pleiadi. (b) Il diagramma H-R delle Pleiadi.
Le stelle di piccola massa sono sulla sequenza principale mentre le stelle
di grande massa la hanno già abbandonata. Età probabile ~5×107 y.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 26Viaggio nella nebulosa di Orione
Viaggio nella nebulosa di Orione
La formazione del sistema solare
Sembra chiaro che la formazione di (a) Un nebulosa lentamente ruotante,
quasi sferica comincia a contrarsi
un disco ruotante di gas e polvere è
una parte integrale della formazione
di una stella.
E’ probabile che il sole si sia
formato in tale disco (Ipotesi della
Nebulosa Solare → Kant & Laplace).
Il Sole si è formato dal collasso del
nucleo della nube protostellare. (b) A seguito delle contrazione e della rotazione,
si forma un disco piatto rapidamente ruotante.
La materia si concentra nel nucleo e diventa il
I pianeti si sono condensati nel più protosole
freddo materiale del disco.
I Proto-pianeti restano dopo che i
resti del gas e della polvere sono
stati spazzati via.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 29Pianeti extrasolari
L’ipotesi della nebulosa solare prevede che la formazione dei pianeti sia
legata a quella della stella.
I pianeti dovrebbero esistere anche attorno alle altre stelle.
I sistemi come Beta Pictoris potrebbero rappresentare dischi di residui
rimasti in seguito alla formazione dei pianeti.
Non si possono ottenere immagini dirette dei pianeti extrasolari ma negli
ultimi anni ne sono stati
scoperti circa 200 grazie
alle oscillazioni della
velocità radiale della
Disco tenue di I grani contengono stella (centro di massa
polvere fredda Dimensioni dell’orbita di Plutone ghiacci e silicati
stella-pianeta...).
I pianeti trovati sono
quasi tutti di tipo
Gioviano (giganti
Disco di Beta Pictoris gassosi) a varie distanze
dalla stella.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 30Anello di polvere attorno a una stella
Collisione ad alta velocità
tra due planetesimi.
Per la conservazione
del momento angolare,
gran parte dei detriti
della collisione si
distribuisce in anelli
attorno alla stella.
NASA/JPL-Caltech
Idealizzazione di un anello di polvere attorno ad una
stella relativamente giovane. L’anello è formato dai
detriti formati a seguito della collisione tra i planetesimi.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 31Formazione e crescita dei planetesimi
La formazione dei pianeti
inizia nelle nube protostellare
con la crescita dei grani di
polvere a formare i
planetesimi (oggetto solidi di
diametro ~1 km).
Ci sono due tipi di processi:
Condensazione
I grani crescono
raccogliendo atomi o
molecole individuali
Accrescimento
I grani più grandi si stabiliscono in
I grani più grandi collidono e
un disco sottile dove instabilità
si legano a causa delle forze
gravitazionali creano addensamenti
elettrostatiche.
promovendo una crescita ulteriore.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 32La crescita dei protopianeti
I Planetesimi si fondono a formare (a) Nel disco attorno al protosole, i grani solidi
collidono e condensano a formare i planetesimi.
protopianeti. Protosole
Planetesimi
Le collisioni non sono violente perchè i
planetesimi orbitano tutti nella stessa
direzione.
I planetesimi più grandi crescono più
rapidamente e spazzano via i più piccoli. (b) I pianeti terrestri crescono per collisioni e
accrescimento di planetesimi per attrazione
Quando sono sufficientemente massicci gravitazionale. I pianeti gioviani crescono per
i protopianeti si riscaldano per l’accrescimento di gas.
Pianeti terrestri Pianeti gioviani
radioattività e contrazione
gravitazionale.
Planetesimi
Le parti interne si fondono portando alla Gas
differenziazione e all’espulsione dei gas. Sole Pianeti
Diversa è la formazione dei pianeti
gioviani che sono nubi dense di gas e
accrescono gas e polvere. Sistema solare
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 33La condensazione dei solidi I pianeti si formano dalle stesse nubi protostellare da cui si formano le stelle. Ma se la composizione chimica è la stessa perché ci sono 2 tipi di pianeti? La ragione è il gradiente di temperatura della nebulosa: la temperatura diminuisce all’allontanarsi dalla stella. Gli elementi si devono condensare in grani solidi (roccia o ghiaccio) per poter formare i pianeti. Nelle regioni centrali si condensano solo i composti di metalli e silicati (pianeti terrestri). I ghiacci di acqua, ammoniaca e metano (che formano i pianeti gioviani) si condensano nelle regioni più esterne. AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 34
La formazione dei pianeti
Sistema solare interno: i pianeti terrestri si formano da metalli e silicati ➪
sono piccoli e densi.
Sistema solare esterno: i pianeti gioviani si formano dai ghiacci e dalla
cattura (accrescimento) di H e He ➪ sono grandi e poco densi.
Anche i silicati Ghiacci di H2O,
condensano. NH3, CH4 ecc.
Solo i composti
metallici condensano sc r e sce
t ur a d e
nei grani. m p e ra
Te
Protosole Pianeti gioviani
Pianeti terrestri
Inizialmente i pianeti crescono
I pianeti possono rapidamente per la cattura di grani con
crescere solo per mantelli di ghiaccio.
accrescimento di grani Quando la massa è >15 volte quella
metallici e silicati. della Terra, catturano gas (H e He)
dalla nube protostellare.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 35Il dissolvimento della nebulosa
Diversi processi contribuiscono a spazzar via i
resti della nube protostellare:
Radiazione UV emessa dalle stelle calde:
probabilmente il Sole si è formato in una
nube molecolare gigante insieme ad un
ammasso di altre stelle.
Pressione di radiazione dal Sole.
Vento solare.
Rimozione dei detriti solidi (p.e. asteroidi) da
parte dei pianeti appena formati.
Effetto fionda gravitazionale.
La superficie dei pianeti
I modelli suggeriscono che il processo di rocciosi mostra evidenze di
formazione del sistema solare sia durato un pesante bombardamento
~ 100 milioni di anni. di asteroidi.
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 36La sparizione della nebulosa
Alcuni vuoti
osservati in alcuni
dischi
protoplanetari
possono essere
stati causati dalla
formazione di
pianeti giganti
come Giove e
Saturno.
NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC/Caltech)
AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 37Conclusioni Le stelle su formano a seguito del collasso gravitazionale di nuclei densi di nubi molecolari giganti (regioni che contengono massa pari a circa la massa di Jeans). Supernovae e ed i fronti di ionizzazione da stelle O/B sono la causa di successive generazioni di formazione stellare. Le protostelle espellono il momento angolare in eccesso formando dischi e venti bipolari. I dischi protostellari si condensano a formare i pianeti. Durante il collasso la protostella è riscaldata dal rilascio di energia gravitazionale; la fase di collasso termina finché la pressione e la temperatura nucleari non sono sufficientemente alte da accendere le reazioni di fusione nucleare; la protostella diviene allora una stella di sequenza principale. AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 38
World Wide Web Filmato su formazione stellare indotta da supernove: http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/resources/ informal_education/videos.html Filmato sulla formazione di “buchi” nei dischi protoplanetari: http://www.astro.virginia.edu/VITA/papers/planet1/ Filmato sulla formazione dei pianeti: http://cougar.jpl.nasa.gov/HR4796/anim.html AA 2008/2009 Astronomia ➫ Lezione 10 39
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