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La Fine di una Stella Supernovae e stelle di Neutroni (Evoluzione Stellare Parte VIII)

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Presentazione sul tema: "La Fine di una Stella Supernovae e stelle di Neutroni (Evoluzione Stellare Parte VIII)"— Transcript della presentazione:

1 La Fine di una Stella Supernovae e stelle di Neutroni (Evoluzione Stellare Parte VIII)

2 Le Supernovae Se una nana bianca ha massa M > 1.44 M (o), la pressione elettronica di Fermi prodotta dalla repulsione di Pauli non riesce a fermare il collasso gravitazionale: la materia si neutronizza. Il neutronio collassa rapidamente fino alla produzione della pressione di Fermi che causa l’intensa radiazione che genera l’esplosione stellare. L’esplosione causa la fusione di nuclei più pesanti del ferro. I detriti della supernova sono gli elementi che compongono il nostro S.S. Una supernova emette la quantità di luce emessa da un’intera galassia, la luce si affievolisce e scompare in qualche anno lasciando una nube di gas in espansione. Al centro della SN può restare una stella di neutroni rotante (pulsar). L’esplosione di una supernova è un evento piuttosto raro: si stima che nella nostra Galassia esplodano in media 3 supernovae al secolo. Molte di più se si considerano le SN extragalattiche.

3

4 SN 1994D

5 Supernova nella Crab Nebula

6 Onde d’Urto da Supernova

7 Supernova 1997 A

8 SN93J La curva di luce della supernova SN93J, rappresentata in 5 bande spettrali

9 Limite di Chandrasekhar Quando stelle con massa superiore a 1,4 masse solari, esauriscono la loro fonte di energia nucleare, esse devono continuare a contrarsi sino ad un formato molto più piccolo di quello di una nana bianca, formando una stella di neutroni o un BN.

10 Le Stelle di Neutroni Si formano durante le fasi evolutive finali di una stella con massa compresa tra 1.44 e 3 volte la massa del Sole. Ad esaurimento della fase termonucleare la stella collassa mentre gli strati esterni si espandono. La stella non riassume la configurazione di equilibrio di nana bianca come accade a stelle più piccole. Il collasso prosegue, i protoni si fondono con gli elettroni formano un “gas di Fermi” di neutroni a densità ( g/cm 3 ). La pressione dei neutroni sostiene la stella. Le stelle di neutroni non emettono luce propria, perciò non sono “visibili” ma danno luogo al fenomeno delle pulsar. L’ emissione avviene in banda radio, ottica, ultravioletto, X e gamma con lo stesso periodo. L’emissione è a spese dell’energia della stella che rallenta progressivamente la rotazione.


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