marco salvati
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Marco Salvati. INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) Osservatorio Astrofisico di Arcetri. Le ultime fasi dell’ evoluzione stellare. Come fa una stella a restare in equilibrio contro la gravita’ ? Teorema del viriale, esatto e approssimato: la stella deve - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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Marco Salvati
INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica)
Osservatorio Astrofisico di Arcetri
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Le ultime fasi
dell’ evoluzione
stellare
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Come fa una stella a restare in equilibrio contro la gravita’ ?
Teorema del viriale, esatto eapprossimato: la stella deve avere sufficiente energia termica
Una stella calda irraggia e tende a raffreddarsi: le reazioni nuclearimantengono l’equilibrio
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R
GMT ,
R
GMR
R
TpR
R
GM
10
3 T
T- 2
W W T E 0,W2T
2
2
22
32
2
T = energia termica, W = energia gravitazionale, E = energia totale, G = costante della gravitazione, R e M = raggio e massa della stella, p = pressione del gas stellare
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Quando il combustibile nuclearesi esaurisce, la stella diventa fredda
Se fosse fredda e priva di energia termica, allora collasserebbe fino a diventare un “buco nero”
E’ possibile una stella fredda conenergia termica maggiore di zero ?
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Il principio di indeterminazione ri-chiede che impulso (mv) e posizione(x) “riempiano” un volume non zero (le celle quadrate della figura), ilprincipio di esclusione di Pauli proi-bisce che in una cella ci sia più di una particella. C’è quindi un valoreminimo dell’ energia (energia di Fer-mi) anche a temperatura zero.
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x)()v(m xe
xevm
x3
1
pe
p3
33e
m
M
R)V(m ,
m
MR)V(m
m_e e m_p = massa dell’ elettrone e del protone, v = velocità, V = velocità massima (di Fermi), M e R = massa e raggio della stella, h = costante di Planck
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xevm
x
se la stella è ancora calda, qualche particella si trova a energie maggiori dell’ energia di Fermi, e puo’ occupare uno stato di energia minore emettendo un fotone; quando la stella è fredda, tutti gli stati fino all’ energia di Fermi sono occupati, e nessun irraggiamento è più possibile (stella nera)
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stati di equilibrio di una stella fredda, alla fine della sua evoluzione; nelle fasi calde, la stella si trova sopra la curva, e si muove verso destra in linea orizzontale; se la massa è bassa (alta) la stella si arresta sulla “scarpata” di sinistra = nana bianca (destra = stella di neutroni)
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Come arriva una stella allo statofinale ?
Bruciamenti nucleari successivi(struttura a “cipolla”), perdita di massa, nebulose planetarie
Come e’ possibile osservare le nane bianche ?
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le stelle seguono una caratteristica distribuzione in massa e temperatura (o colore): durante la vita normale sono sulla diagonale centrale (main sequence), poi si spostano in alto a destra e infine si dispongono sulla diagonale in basso a sinistra (white dwarfs)
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durante lo spostamento, la stellaperde gli strati esterni e appare comeuna nebulosa planetaria
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il puntino appena sopra l’angolo in alto a sinistra è la nana bianca Sirio B, in orbita attorno alla ben nota stella brillante Sirio
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Le nane bianche sono destinate a diventare nane “nere”
Tuttavia, anche una stella del tutto spenta puo’ ritornare attiva se riesce a catturare materia dall’ambiente circostante
Stelle Novae
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Se la massa finale della stella e’troppo grande, invece di una nanabianca si forma una stella di neutroni; se e’ ancora piu’ grande,si forma un buco nero
In questi casi la formazione e’ unprocesso molto violento, visibile come una Supernova
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stati di equilibrio di una stella fredda, alla fine della sua evoluzione; nelle fasi calde, la stella si trova sopra la curva, e si muove verso destra in linea orizzontale; se la massa è bassa (alta) la stella si arresta sulla “scarpata” di sinistra = nana bianca (destra = stella di neutroni)
![Page 18: Marco Salvati](https://reader035.vdocumenti.com/reader035/viewer/2022062309/56814953550346895db6a292/html5/thumbnails/18.jpg)
L’immagine a destra mostra la situazione precedente alla esplosione di una Supernova (a sinistra)
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istantanee prese a intervalli di frazioni di secondo: la stella indicata dalla freccia a destra è invisibile a sinistra, si tratta di una pulsar (la Crab) che si accende e si spegne 30 volte ogni secondo
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Puo’ accadere che la stella dineutroni risultante dall’esplosione di una Supernovarimanga visibile per milioni dianni come “pulsar”
Questo richiede un forte campomagnetico e una rotazione moltoveloce
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una pulsar è una “trottola” cosmica, che irraggia un fascio di radiazione mentre ruota; ogni volta che il fascio ci colpisce vediamo la pulsar “accesa”
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I processi violenti tipici dellestelle compatte (“collassate”)si manifestano con la emissionedi radiazione anche fuori della banda visibile, cioe’ nella banda radio, X o gamma; vengono emesse anche particelle esoti-che (raggi cosmici, neutrini), e onde gravitazionali
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immagine X (a sinistra) e ottica (a destra) della nebulosa alimentata dalla Crab pulsar
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Una, dieci, cento Geminghe
Pulses at1/10th true rate
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In ogni caso, come si e’ gia’ vistoper le nane bianche, anche le stelle di neutroni (e anche i buchi neri) possono essere la sede di importanti fenomeni di accresci-mento, con l’emissione di varie forme di radiazione e altri feno-meni secondari (onde d’urto, getti)
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![Page 33: Marco Salvati](https://reader035.vdocumenti.com/reader035/viewer/2022062309/56814953550346895db6a292/html5/thumbnails/33.jpg)
Come è possibile che un oggetto si muova a velocità superiore a c ?
y
x
s
![Page 34: Marco Salvati](https://reader035.vdocumenti.com/reader035/viewer/2022062309/56814953550346895db6a292/html5/thumbnails/34.jpg)
![Page 35: Marco Salvati](https://reader035.vdocumenti.com/reader035/viewer/2022062309/56814953550346895db6a292/html5/thumbnails/35.jpg)
Le nane bianche e le stelle di neutroni sono limitate a poche masse stellari. I buchi neri possono crescere fino a milioni o miliardi di masse stellari, e dare origine ai quasar.
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![Page 37: Marco Salvati](https://reader035.vdocumenti.com/reader035/viewer/2022062309/56814953550346895db6a292/html5/thumbnails/37.jpg)
![Page 38: Marco Salvati](https://reader035.vdocumenti.com/reader035/viewer/2022062309/56814953550346895db6a292/html5/thumbnails/38.jpg)
Fine