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Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 20
Vi avevo chiesto dove troviamo le stelle più vecchie. La risposta corretta è: negli ammassi globulari. Gli ammassi globulari sono insiemi di centinaia di migliaia di stelle, a volte un milione di stelle, che vediamo molto vicine in una struttura simile ad una sfera. Questi oggetti sono ben visibili nell’alone galattico. Cos’è l’alone? La Via Lattea è una galassia a spirale barrata composta da diverse parti: uno sferoide centrale (bulge) che viene tagliato a metà da una barra di polvere e gas, i bracci a spirale, che si dipartono dagli estremi della barra e stanno attorno al nucleo su di un piano (il piano galattico), e l’alone, una struttura sferica che circonda il piano galattico. Gli ammassi globulari si trovano nell’alone e orbitano attorno al nucleo a velocità elevate. Sono composti da stelle molto vecchie (con un’età maggiore o uguale a 10 miliardi di anni), al contrario degli ammassi aperti che sono formati da stelle giovani e si trovano nei bracci a spirale della Via Lattea (o di altre galassie). Nei bracci a spirale sono presenti grandi quantità di polvere e gas interstellare, che formano le nubi molecolari dalle quali nascono le stelle. Pertanto è più probabile trovare stelle giovani in queste regioni. Gli ammassi globulari sono composti principalmente da stelle di Popolazione II, cioè da stelle con basso contenuto metallico (occhio che per noi astronomi i metalli sono tutti gli elementi più pesanti di idrogeno ed elio). Queste stelle si sono formate in seguito alla morte di stelle di Popolazione III, cioè delle prime stelle che si sono formate nell’universo da nubi molecolari contenenti solo idrogeno ed elio. Le stelle che abbiamo all’epoca attuale vengono dette di Popolazione I e sono ricche di metalli, in quanto si formano in un mezzo interstellare arricchito di elementi pesanti a causa della morte delle altre stelle. Sono stati proposti diversi scenari per spiegare la formazione degli ammassi globulari:
– collasso diretto di una nube primordiale;
– da una nube di gas freddo in seguito al merging di due galassie;
– l’accrescimento di una galassia che “mangiandone” una di più piccola ingloba tutti i suoi ammassi globulari;
evoluzione secolare del disco.
A presto!

Sara

Mega ciao!
Abbiamo visto che l’età di un ammasso globulare si può calcolare attraverso l’individuazione del punto di turn off, interpolando il diagramma H-R del nostro oggetto con i modelli teorici. Un altro metodo per la determinazione dell’età viene chiamato metodo orizzontale. Questo consiste nel calcolare la differenza di colore tra il ramo delle giganti rosse, che non dipende dall’età, e il punto di turn off. Il colore del ramo delle giganti rosse è individuato 2,5 magnitudini sopra il turn off. Il problema principale di questo metodo è che risulta molto difficile individuare con precisione il punto di turn off, che rappresenta il punto più caldo e blu della sequenza principale, e questo si traduce in grandi errori sulla stima dell’età dell’ammasso. Il vantaggio invece è che il ramo delle giganti è quasi verticale, quindi non influenza l’errore in maniera significativa. Però si hanno errori dovuti all’incertezza sul colore del ramo delle giganti ottenuto dai modelli teorici. Per il calcolo della differenza di magnitudini si deve cercare di evitare di spingersi a magnitudini troppo brillanti del ramo delle giganti, in quanto in questa zona c’è una maggiore dipendenza dalla metallicità, cioè dal contenuto di metalli delle stelle (attenzione che per noi astronomi i metalli sono tutti gli elementi pù pesanti di idrogeno ed elio). Inoltre nella parte brillante del ramo delle giganti ci sono meno stelle e questo si traduce in errori maggiori sulla stima dell’età.
Vi ricordo che stasera ci sarà l’ultima osservazione pubblica della stagione in osservatorio a partire dalle ore 21:00. In caso sia nuvolo proietteremo immagini astronomiche all’interno della cupola e terremo mini conferenze. Per informazioni chiamatemi al numero 3290689207 entro le ore 18:00.
Vi aspettiamo numerosi!

Sara

Mega ciao!
Abbiamo analizzato il diagramma H-R e la formazione delle stelle. Abbiamo detto che da una singola nube molecolare si formano più stelle che avranno tutte la stessa età e la stessa composizione chimica. Questo è dimostrato dalla presenza di ammassi aperti nei bracci della Via Lattea. Questi oggetti sono gruppi di stelle, con un numero compreso tra 5 e 1000, molto giovani, che quindi si trovano ancora nei pressi della regione in cui si sono formate. Invece gli ammassi globulari sono gruppi di centinaia di migliaia di stelle, raggruppate insieme come se fossero una palla di stelle, che si trovano nell’alone galattico e si muovono lungo orbite ellittiche attorno al nucleo della Via Lattea. La cosa interessante è che si può calcolare l’età di questi ammassi, individuando il punto di turn off, cioè il punto in cui le stelle escono dalla sequenza principale dopo aver esaurito l’idrogeno. Per fare ciò si utilizza la fotometria, cioè l’analisi della luce delle stelle dell’ammasso che viene utilizzata per creare un catalogo di stelle con cui costruire il diagramma H-R. Il diagramma ottenuto viene interpolato con le isocrone, cioè il modello teorico che meglio rappresenta la sequenza ottenuta sperimentalmente. Questo metodo è però affetto da grandi errori dovuti alle incertezze sulla distanza, sulla composizione chimica e sul reddening, cioè l’arrossamento dovuto all’assorbimento della luce da parte della polvere interstellare. Ci sono altri metodi per la determinazione dell’età di un ammasso. Li scopriremo nei prossimi post.
Restate con noi!
A presto!

Sara

Mega ciao!
SOLUZIONE ASTROQUIZ 19
Vi avevo chiesto dove si formano le stelle. La risposta corretta è: nelle nubi molecolari. So che l’altra opzione, le nebulose planetarie, potrebbe sembrare la più logica, visto il nome. Ma le nebulose planetarie sono quello che rimane dalla morte di una stella come il Sole. Alla fine della sua vita, una volta bruciato tutto il carburante, una stella di tipo solare espelle gli strati esterni del suo inviluppo, che vanno a formare una nebulosa planetaria, mentre il nucleo si contrae su sè stesso e diventa una nana bianca. Alcuni esempi di nebulose planetarie sono M57 (nebulosa ad anello, situata nella costellazione della Lyra) e M27 (nebulosa Dumbell, chiamata affettuosamente “Campanasso di vacca”, situata nella costellazione della Volpetta). Le stelle invece si formano nelle nubi molecolari, delle nuvolette di polvere e gas che si trovano nello spazio interstellare. Questi oggetti sono molto grandi, con dimensioni che possono arrivare ai 100 anni luce, e molto freddi, con temperature variabili tra -263,15°C e -173,15°C. Questi oggetti di solito si trovano in uno stato di equilibrio idrostatico, in cui la forza di gravità è bilanciata dalla pressione delle particelle. Le stelle si formano a seguito di eventi catastrofici che sconvolgono la nebulosa, come lo scontro con un’altra nube o il passaggio di un’onda d’urto generata dall’esplosione di una supernova vicina. A causa di questi eventi aumenta la pressione in una certa regione della nube, quindi si rompe la situazione di equilibrio e comincia il collasso gravitazionale, in cui le particelle vengono spinte sempre più vicine. Dato che è cominciato il collasso in una regione della nebulosa, si spezza l’equilibrio anche nel resto della nube. Quindi diversi pezzi di nebulosa cominciano a collassare in modo indipendente l’uno dall’altro, in un processo detto di frammentazione. Questo ci dice che da una sola nube molecolare si possono formare più stelle, che avranno quindi la stessa età e la stessa composizione chimica. La frammentazione della nube continua finchè il frammento più piccolo non ha una massa inferiore a 0,1 masse solari. Tornando al primo pezzo di nube in collasso, la densità cresce finchè questo frammento non diventa opaco alla radiazione infrarossa. Questo significa che tutto il calore e l’energia prodotti non riescono ad uscire e vanno quindi ad aumentare la temperatura e la pressione, fino a che non si ristabilisce una sorta di equilibrio. Il collasso si ferma e diventa una contrazione quasi statica. Possiamo dire che si è formata una protostella, che sarà circondata da un disco di gas e polvere composto dal materiale che non è collassato. Questo disco si chiama disco protoplanetario. La protostella si mangerà parte del materiale di questo disco, andando ad accrescere la massa. L’equilibrio sarà di nuovo rotto e comincerà una nuova fase in cui si alterneranno periodi di collasso a periodi di equilibrio. Questa fase continuerà finchè il nucleo della protostella non raggiungerà temperature abbastanza elevate da innescare i processi di fusione nucleare dell’idrogeno, che finalmente accendono la stella! Alcuni esempi di nubi molecolari sono M16 (Eagle Nebula, situata nella costellazione del Serpente) e M42 (la grande nebulosa di Orione).
A presto!

Sara

Mega ciao!
Abbiamo visto come sarà l’evoluzione del nostro Sole. Adesso andiamo a vedere com’è fatto il diagramma di Hertzsprung-Russell. Questo diagramma ci mostra come evolvono stelle di diversa massa. Sull’asse delle ascisse (asse x) abbiamo la temperatura, che decresce andando verso destra, mentre sull’asse delle ordinate (asse y) abbiamo la luminosità, che cresce andando verso l’alto. Le stelle vengono divise in diverse classi spettrali in base alla loro temperatura (O, B, A, F, G, K e M). Esiste una frase molto carina che permette di ricordare le diverse classi, partendo dalla più calda: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me! Qui le lettere maiuscole denotano le diverse classi. Le stelle di tipo O sono le più calde e possono raggiungere temperature superficiali maggiori di 30000 K (dove la K indica i gradi Kelvin), mentre le stelle di tipo M sono le più fredde con temperature superficiali di appena 2300-3000 K. Le temperature ci danno un’indicazione sul colore delle stelle: quelle più calde saranno blu, mentre le più fredde saranno rosse. Le stelle intermedie tra questi due estremi saranno azzurre, bianche, gialle e arancioni. Nel diagramma si nota subito una linea diagonale, che parte in basso a destra e arriva in alto a sinistra. Questa linea rappresenta la sequenza principale, cioè la fase della vita di una stella in cui gli atomi di idrogeno vengono fusi tra loro attraverso reazioni nucleari per formare atomi di elio. La fase principale ha una durata che dipende dalla massa della stella: per stelle di 0,1 masse solari (classe spettrale M) dura più di 1000 miliardi di anni, per il Sole (classe spettrale G) 10 miliardi di anni, mentre per stelle di 60 masse solari (tipo O) dura appena 3,6 milioni di anni. Questo perchè le stelle più massicce necessitano di più energia per mantenere la condizione di equilibrio idrostatico, cioè in cui forza di gravità (che tende a far convergere la materia verso il centro) è bilanciata dalla pressione idrostatica delle particelle (che spinge verso l’esterno), dunque bruciano più velocemente il loro carburante. Una volta terminata la sequenza principale, le stelle si spostano verso destra nel diagramma H-R. Se la stella è di classe spettrale O, B o A evolve diventando una supergigante, mentre le stelle delle altre classi spettrali diventano giganti. Finito tutto il “carburante” le stelle come il Sole si spostano nella regione in basso a sinistra del diagramma, diventando delle nane bianche. Queste sono stelle morte, che non sono più sostenute dai processi di fusione nucleare, quindi piano piano si raffredderanno e diventeranno invisibili. L’evoluzione di stelle più massicce invece porta alla formazione di una stella di neutroni o di un buco nero.
A presto!

Sara

Mega ciao!
Il Sole è una stella nana gialla, con una temperatura superficiale di circa 5300°C. Le temperature nel nucleo però sono estremamente più elevate, infatti devono supportare le reazioni nucleari che, nella fase principale, fondono 4 atomi di idrogeno in un atomo di elio. La temperatura nel nucleo del Sole supera i 15 milioni di gradi centigradi. La nostra stella ha circa 4 miliardi e 700 milioni di anni e si trova ancora nella sequenza principale (la riga diagonale che parte in basso a destra e procede verso sinistra nel diagramma H-R qui sotto). Tra circa 5 miliardi di anni, finito di bruciare tutto l’idrogeno, si espanderà in una stella molto più grande: una gigante rossa, che arriverà ad inglobare l’orbita di Marte. A questo punto brucerà l’elio tramite reazioni nucleari, in particolare tramite la triple alfa reaction (reazione a tre alfa), in cui tre atomi di elio-4 vengono fusi tra loro per formare un atomo di carbonio-12. Terminato anche l’elio però non riuscirà a raggiungere temperature abbastanza elevate da innescare in bruciamento del carbonio. Espellerà quindi gli strati più esterni dell’inviluppo, che andranno a formare una nebulosa planetaria, mentre il nucleo comincerà a contrarsi su sè stesso, fino a diventare una nana bianca.
A presto!

Sara