Il funzionamento di una stella tipo: il Sole (continua)

1. Il funzionamento di una stella tipo: il Sole • (continua)

2. Nella lezione precedente: • Utilizzando il flusso f osservato sulla Terra e la distanza r Terra-Sole misurata, abbiamo determinato la luminosità L = 3.9 x 1033 erg s-1 • Utilizzando la distanza r Terra-Sole misurata e il diametro angolare del Sole (32 arcmin), ne abbiamo determinato il raggio R= 6.7 x 1010 cm • Utilizzando Le R, abbiamo ricavato ilflusso superficialef e da questo, utilizzando la relazione di Stefan-Boltzman abbiamo ricavato la Te attesa di 5 800°K • Abbiamo verificato che in una buona regione dello spettro del Sole si ha effettivamente un buon fit dello spettro con una legge di copro nero a Te = 5 800 °K • Abbiamo preso atto di alcuni fatti che indicano che la temperatura all’interno del Sole deve essere comunque più elevata (il bordo del Sole è meno luminoso del centro e lo spettro presenta righe di assorbimento)

3. Quindi, in base alla luminosità Le a una stima minima dell’età della Terra (e quindi del Sole) basata su analisi geologiche, abbiamo stimato che il Sole deve disporre di una riserva totale di energia Etot > 5 x 1050 erg • Utilizzando argomenti di dinamica classica (forza centripeta = forza gravitazionale) abbiamo quindi calcolato la massa del Sole M = 2 x 1033 gm • Utilizzando questo valore di massa abbiamo calcolato la riserva di energia gravitazionale Egrav = 3.8 x 1048 erg e abbiamo verificato che questa è inferiore a quella richiesta Etot, e abbiamo quindi dedotto che l’argomento di Kelvin-Helmholtz non è applicabile • In base a semplici considerazioni di statica, abbiamo stimato che al centro del Sole ci deve essere una pressione Pc 109 atmosfere • Utilizzando i valori di M e Rricavati prima, abbiamo stimato una densità media del Sole di 1.4 g cm-3 e abbiamo verificato che questa corrisponde alla densità di un fluido di Idrogeno atomico “impacchettato” a una densità di un “atomo per volume di atomo”

4. Paragonando con le forze di legame atomico la pressione centrale Pc stimata prima, abbiamo dedotto che l’Idrogeno, sottoposto a questa pressione non può sopravvivere nello stato atomico, ma deve trovarsi nello stato di plasma neutro • Assimilando il comportamento di un plasma neutro a quello di un gas perfetto, e stimando il densità n di protoni per unità di volume, abbiamo ricavato una temperatura centrale di gas perfetto Tc15 x 106 °K • Abbiamo quindi invocato l’elevata agitazione termica che corrisponde a questa temperatura per giustificare, nelle collisioni protone-protone, il superamento della barriera Coulombiana e quindi l’innesco della fusione 4H  He • In base al rilascio di energia corrispondente al difetto di massa del nucleo di He, e in base alla stima fatta del numero totale di protoni disponibili nel Sole, abbiamo ricavato una riserva totale di energia termonucleare E 1051 erg, perfettamente compatibile con la riserva necessaria Etotcalcolata in precedenza

5. Ecco quindi come funziona una stella “tipo” di 1 M : • Per effetto dell’attrazione gravitazionale, la stella tenderebbe spontaneamente al collasso. • A seguito della contrazione, la pressione negli strati più interni raggiunge valori elevatissimi • I legami atomici si rompono e la materia si comporta come un plasma • La corrispondente temperatura di gas perfetto corrisponde ad una agitazione termica che consente il superamento della barriera Coulombiana e l’innesco della fusione • 4H  He (proton-proton chain) • L’energia termonucleare che si libera sostiene il collasso gravitazionale

6. In queste condizioni, la stella è in equilibrio: • (cosa impedisce al Sole di comportarsi come una bomba nucleare ?) • una ulteriore contrazione aumenta la pressione e la temperatura interna, aumentando l’efficienza della fusione che a sua volta bilancia ulteriormente il collasso. • un eventuale aumento spontaneo della efficienza della fusione tende a fare espandere la stella, provocando una diminuzione della pressione interna e un conseguente raffreddamento, e quindi una diminuzione dell’efficienza di fusione • in questo modo, l’energia radiante Lcprodotta nel nucleo centrale del Sole è uguale alla luminosità osservata L

7. Ecco quindi la risposta alla nostra domanda iniziale: La riserva primaria di energia nel Sole è l’energia termonucleare che si sviluppa grazie alla interazione nucleare forte E’ il rilascio di energia che si libera nella “caduta” dei protoni nella buca di potenziale dell’interazione nucleare forte che costituisce la fonte primaria di energia nel Sole In un certo senso, l’energia gravitazionale che era stata presa in considerazione originariamente come possibile riserva di energia, agisce solo da innesco. L’energia gravitazionale crea le condizioni di pressione interna perché si rompano i legami atomici e la materia si comporti come un plasma, la cui agitazione termica di gas perfetto consente il superamento della barriera Coulombiana fra i protoni In questo modo i protoni possono avvicinarsi fino al range di azione della interazione nucleare forte e cadere nella buca di potenziale, liberando energia Il nucleo di He che si forma grazie alla reazione 4HHe (alla quale partecipa anche l’interazione nucleare debole che consente la trasformazione protone-neutrone) presenta un difetto di massa dello 0.7% rispetto alla massa totale dei due protoni e neutroni che lo compongono. Questo difetto di massa viene restituito in energia

8. Vediamo adesso di fare alcune considerazioni di termodinamica Vedremo che la presenza della enorme riserva di energia termonucleare ha anche implicazioni in relazione alla termodinamica del Sole Se NON ci fosse l’innesco delle reazioni nucleari e il Sole fosse semplicemente una sfera di gas autogravitante (cioè una sfera in cui competono semplicemente la forza gravitazionale e la propria energia di agitazione termica) , cosa succederebbe ? Una sfera di gas autogravitante, quando si comprime si scalda. Normalmente, un corpo caldo irradia calore nel mezzo circostante più freddo, e così si raffredda esso stesso, fino a portarsi in equilibrio col mezzo circostante. Ma nel caso di una sfera di gas autogravitante, la sfera irradiando calore perde energia e si contrae. Ma contraendosi si scalda ancora di più. Quindi una ipotetica stella autogravitante tende a evolversi verso uno stato di sempre maggiore disparità di temperatura con il resto dell’universo, violando i principi della termodinamica ? Nel caso del Sole, la violazione è apparente: la termodinamica impone che un corpo si porti alla stessa temperatura del mezzo circostante solo quando ha raggiunto completamente l’equilibrio termodinamico: Il Sole non è in equilibrio termodinamico. Ciò che impedisce al Sole di raggiungere l’equilibrio termodinamico è proprio la reazione nucleare, che come abbiamo visto ne allunga la vita.

9. Trasporto radiativo nel Sole • Con la densità e la temperatura che abbiamo nel nucleo centrale del Sole, la materia è opaca. • Quindi ci possiamo aspettare che materia e radiazione siano localmente in perfetto equilibrio termodinamico. • La radiazione associata alla temperatura di corpo nero di 15 x 106 °K contiene essenzialmente raggi X. Infatti (legge dello spostamento di Wien): • max = 0.3 / T cm • = (0.3 /15) x 10-6 cm • = 2 x 10-8 cm • I raggi X interagiscono pesantemente con la materia e all’interno del Sole il tragitto medio per i raggi X e di circa ½ cm, prima di subire una delle due sorti: • Assorbimento (e quindi riemissione a lunghezza d’onda più bassa) • Scattering (diffusione) in una direzione differente.

10. Assorbimento (e quindi riemissione a lunghezza d’onda più bassa) • Scattering (diffusione) in una direzione differente. Quindi ogni fotone, nel suo lento percorso dall’interno verso l’esterno, viene “degradato” da fotone X, caratteristico della temperatura centrale di 15 x 106 °K, a fotone ottico, caratteristico della temperatura superficiale di 5 800 °K In più ogni fotone subisce continui “urti” (scattering) e quindi il suo percorso è assimilabile al “random walk”. Il cammino libero medio di un fotone all’interno del Sole è l= 0.5 cm tempo di fuga t = 3 R2 / lc Fotone ottico Fotone X Cammino libero medio = ½ cm Tempo di “fuga” t30 000 anni

11. Calcoliamo adesso quale è l’implicazione sulla luminosità del Sole L di questa lenta perdita di fotoni. • sappiamo che la densità di energia del campo di radiazione è: • Erad = aTm4 • . quindi la quantità totale di energia del campo di radiazione in una sfera è: • Erad = Erad x volume = Erad x (4/3)  R3 • e questa viene persa in un tempo (il tempo di fuga) • t = 3 R2 / lc • quindi, se tutta la luminosità L “si libera” attraverso “trasporto radiativo” si ha: • L = Erad / t = aTm4 (4/3)  R3 / (3 R2 / lc) • Per L = 3.9 1033 erg sec-1 questo richiede una temperatura media interna • Tm4 x 106 °K (il che conferma i calcoli precedenti) Tuttavia: negli strati più esterni invece (T 6000 °K) , il trasporto radiativo non consente di sostenere una Luminosità così elevata e il trasporto di energia termica per “convezione” prevale sul trasporto radiativo.

12. Principi di struttura stellare • A questo punto siamo in grado di capire perché ha la dimensione che ha • La valvola di sicurezza (equilibrio idrostatico) che opera nel Sole fa sì che: • ad ogni istante il raggio R siaesattamente quello richiesto per mantenere all’interno una ben precisa temperatura T • la temperatura T tale è quella necessaria a mantenere una ben precisa efficienza delle reazioni nucleari • l’energia liberata in queste reazioni nucleari è pari alla perdita di energia per trasporto radiativo • Come vedremo in seguito, a parte la composizione chimica iniziale, il parametro che determina la Luminosità L e il raggio R di una stella è la sua massa

13. I principi della struttura stellare possono essere quindi così riassunti: • Equilibrio Idrostatico: a ogni profondità, la pressione interna è uguale al peso della materia contenuta in una colonna di area unitaria • Trasporto radiativo di energia: i fotoni prodotti nel nucleo centrale del Sole migrano dall’interno (alta temperatura), all’esterno (bassa temperatura) attraverso un processo di “random walk” attraverso il quale l’energia termica viene trasportata verso l’esterno. • Produzione di energia: affinché una stella sia in equilibrio termico, l’energia trasportata attraverso una qualsiasi superficie sferica (a qualsiaisi livello di profondità) deve essere compensata da un uguale produzione di energia all’interno della sfera. • Safety valve: Se la produzione di energia interna è insufficiente a sopperire alla perdita di energia, ne risulta una contrazione gravitazionale che, aumentando la temperatura interna, aumenta l’efficienza di produzione di energia nucleare all’interno, fino a soddisfare la 3. • Trasporto convettivo di energia: negli strati più esterni, la temperatura relativamente bassa rende meno efficace il trasporto radiativo dell’energia termica, sul quale prevale il trasporto convettivo

14. Zona di convezione nel Sole Nucleo • Facendo seguito a quanto discusso fino adesso, nel Sole definiamo le seguenti regioni: • Il Nucleo: dove la temperatura T è sufficientemente alta da produrre fusione di H in He • La Zona radiativa: qui i fotoni generati nel nucleo fanno “random walk” (la zona è otticamente spessa). Il trasporto dell’energia termica verso l’esterno è radiativo. • La Zona Convettiva: qui il trasporto radiativo non è più efficace. Il trasporto di energia avviene per convezione • La Fotosfera: lo strato esterno “otticamente “sottile” dove i fotoni smettono di fare “random walk” e “volano via” Fotosfera Zona Radiativa Zona Convettiva

15. Ancora sulla differenza fra Zona radiativa e Zona Convettiva • Il Sole, abbiamo visto, obbedisce alla legge di Stefan-Boltzman: • L= 4 R2 Te4 = 3.9 x 1033 erg s-1 • D’altra parte, la luminosità liberabile per trasporto radiativo è: • L = Erad / t = aTm4 (4/3)  R3 / (3 R2 / lc) • Ma il Sole non è un corpo nero ideale e Tm Te • La condizione che tutta l’energia si liberi per trasporto radiativo : • L = L • non è realizzabile quando T Te. Infatti in questo caso: • L = aT4 (4/3)  R3 / (3 R2 / lc) 1022 erg s-1 << L Ecco che negli strati più esterni il meccanismo convettivo di trasporto dell’energia prevale su quello radiativo. Stelle molto fredde possono essere completamente convettive

16. Quindi, nella Zona Convettiva, bolle di gas caldo migrano verso l’esterno e bolle di gas freddo migrano verso l’interno • Non c’è trasporto netto di materia, ma c’è trasporto netto di energia termica. Struttura granulare della zona convettiva

17. Esercizi

18. Esercizio 1: Spiegate come, in base a considerazioni geometriche, si può ricavare una stima della distanza del Sole. Da semplici considerazioni trigonometrica risulta rluna / rsole = cos  La misura risulta difficile e richiede precisione, in quanto  90°

19. Esercizio 2: Assumendo di avere ottenuto con l’esercizio precedente una stima della distanza del Sole r 1.5 x 1013 cm (1 A.U.), ricavate una stima del diametro del Sole, specificando di quale altra “quantità osservabile” avete fatto uso. La dimensione (diametro) angolare del Sole visto dalla terra è  32 arcmin. Alla distanza r di 1AU = 1.5 1013 cm, questo implica R 6.7 1010 cm Infatti: R/r /2 (il fattore due deriva dal fatto che del sole stiamo usando il diametro angolare) R = r x /2 ( = ((32/60)/180) x )  r x 0.0093/2 = 6.7 x 1010 cm r

20. Esercizio 3: Utilizzando i solo dati ricavati in precedenza, e utilizzando come unica ulteriore quantità osservabile il “colore” dominante del Sole, fate una stima della sua luminosità e spiegate che ipotesi avete fatto. • Conosciamo il raggio R = 6.7 x 1010 cm • Utilizzando il colore “dominante” paragonandolo a famiglie di curve di emissione di corpo nero possiamo ipotizzare una Te 6000 °K • Dalla relazione di Stefan-Boltzman possiamo calcolare il flusso superficiale f: • f =  Te4 = 5.67 x 105 x (6000)4 = 7.35 x 1010 erg cm-2 s-1 • Inoltre possiamo scrivere che: • L = f x 4R2 = 4 x 1033 erg s-1 • (leggermente superiore al valore 3.9 per avere stimato 6000 °K contro 5800 °K)

21. Esercizio 4: Fate una stima della massa del Sole e ricavate quindi la sua riserva di energia gravitazionale. Spiegate in base a quali considerazioni si può affermare che questa riserva non è sufficiente a spiegarne il principio di funzionamento la ricaveremo eguagliando forza centripeta F=ma (a=v2/r) e forza gravitazionale: m v2/r = G m M  / r2  M  = rv2/G r = 1 A.U. = 1.5 x 1013 cm v = 2r / P con P = 3.16 x 107 sec (1 anno) v = 2.98 x 106 cm/sec da cui risulta: M = rv2/G = 2 x 1033 gm L’energia gravitazionale Egrav di una sfera di massa M e raggio R dipende dalla distribuzione di massa all’interno della sfera, ma è comunque dell’ordine di Egrav = G M2 / R 3.8 x 1048 erg Con questa riserva di energia, il Sole durerebbe meno dell’età stimata per la Terra (reperti geologici…)  = Egrav / L  = (3.8 x 1048) / (3.9 x 1033)1015 s 30 x 106 anni

22. Esercizio 5: Cosa rende il trasporto radiativo meno efficace del trasporto convettivo negli strati più esterni del Sole ? Perché ? Che formule possiamo utilizzare a riguardo ? • sappiamo che la densità di energia del campo di radiazione è: • Erad = aTm4 • . quindi la quantità totale di energia del campo di radiazione in una sfera è: • Erad = Erad x volume = Erad x (4/3)  R3 • e questa viene persa in un tempo (il tempo di fuga) • t = 3 R2 / lc • quindi, perché tutta l’energia del campo di radiazione si liberi in luminosità L attraverso trasporto radiativo deve aversi: • L= Erad / t = aTm4 (4/3)  R3 / (3 R2 / lc) • Negli strati più esterni, in cui Tm è più bassa, la luminosità liberabile Erad/t può diventare minore di quella osservata L, il che implica che un altro meccanismo (la convezione) domina sul trasporto radiativo.

23. Esercizio 6: Come si spiega il fatto che il bordo del Sole è meno luminoso del centro ? Bassa Temperatura Alta Temperatura r Filtro

24. Esercizio 7: All’interno del Sole stimiamo che ci sia una pressione di 2.17 x 1017 dyne cm-2 . Dimostrate che in queste condizioni non può esistere Idrogeno allo stato atomico. In che stato si trova allora l’idrogeno all’interno del Sole ? F = e2/r12 (forza di legame) + + 2 r1 P=2.1 x 1017 dyne cm-2 2 r1 P’ = e2/4r14 = 7.2 x 1013 dyne cm-2 (Forza per unità di area = pressione equivalente) L’Idrogeno all’interno del Sole si trova nello strato di Plasma

25. Esercizio 8: cosa rende possibile all’interno del Sole l’innesco della fusione dell’Idrogeno ? • Agitazione termica: • Distribuzione di probabilità di v: • exp(-mv2/2kT) (Maxwelliana) • Effetto tunnel energia r