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Il Collasso Stellare a.a. 2003-2004. Ciclo di una stella.

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Presentazione sul tema: "Il Collasso Stellare a.a. 2003-2004. Ciclo di una stella."— Transcript della presentazione:

1 Il Collasso Stellare a.a

2 Ciclo di una stella

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4 Il Ciclo CNO

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9 Il Collasso Stellare Cosa accade quando il processo di fusione termina? Nana Bianca Buco nero Stella di neutroni Completo disassemblaggio

10 Vita di una stella Se la massa è minore di 4 masse solari la stella consuma massa fino a divenire una nana bianca. Una nana bianca può guadagnare lentamente massa catturandola gravitazionalmente da una compagna o da qualche altra massa vicina. Raggiunta una massa critica iniziano nuovamente le reazioni termonucleari; queste innescano una violenta esplosione, come nella bomba ad idrogeno, e la stella viene fatta a pezzi. E nata una supernova del Tipo 1A. Dato che queste esplosioni si verificano di solito ad una massa e densità specifiche, sono molto simili. Essendo governate dalla stessa fisica possono essere considerate candele standard.

11 Stelle Massive Se la massa è maggiore di 4 masse solari può diventare una supernova che può risultare in: un buco nero una stella di neutroni essere completamente disassemblata

12 Stelle di Neutroni e Buchi Neri Le stelle di neutroni possono evolvere dal collasso gravitazionale di stelle con massa superiore ad 8 masse solari, mentre i buchi neri da stelle con massa maggiore di 25 masse solari. Verso la fine della fusione nucleare le stelle hanno una temperatura interna di circa 8x10 9 K con nuclei centrali di circa 1.5 masse solari, composte principalmente di ferro. A questa pressione e densità gli atomi sono completamente ionizzati e gli elettroni liberi formano un gas ionizzato. Tutti gli stati possibili fino allenergia di Fermi sono riempiti. Questo gas di elettroni degenere provvede la pressione che bilancia lattrazione gravitazionale

13 Pressione Energia totale degli elettroni: Pressione degli elettroni: Questa pressione bilancia la forza gravitazionale ed il nucleo rimane in equilibrio.

14 Collasso Il nucleo perde elettroni tramite la cattura debole da parte del ferro, con lemissione di neutrini. Lenergia gravitazionale si converte in calore ed energia cinetica, i nuclei evaporano in nucleoni e la densità del nucleo raggiunge il doppio della materia nucleare. A questo punto, in generale, la compressione cessa poiché i nucleoni provvedono la pressione richiesta per fermare il collasso. Se però la massa della stella è superiore a 25 masse solari, il gas di nucleoni non è sufficiente per fornire una pressione sufficiente ed il collasso gravitazionale continua fino a formare un buco nero.

15 Buchi neri I buchi neri si contraggono fino ad approssimare un raggio di circa 3 Km. (raggio di Schwarzschild) ed una densità maggiore di g/cm 3. Il raggio di Schwarzschild è il raggio per cui la metrica di Schwarzschild diventa sigolare e, pertanto rappresenta la dimensione di un buco nero. In modo semplice, anche se non completamente corretto, può essere derivato ponendo la velocità di fuga da un buco nero uguale alla velocità della luce. Dove G è la costante gravitazionale, M la massa del buco nero, e ci la velocità della luce. Si ottiene:

16 Stelle di neutroni Per stelle di massa minore, quando la compressione cessa, il nucleo centrale rimbalza alquanto allindietro originando onde di pressione verso lesterno che si raccolgono a formare unonda di shock che distrugge il mantello che circonda la stella, a cui segue unesplosione. E nata una supernova di tipo II. Lenorme quantità di energia immagazzinata nel nucleo collassato, circa 3X10 53 erg è irradiata in forma di neutrini in circa 10 secondi. Si è formata una stella di neutroni. Le stelle di neutroni hanno un raggio di circa 10 Km ed una densità centrale di circa g/cm 3.

17 Evoluzione di una stella di neutroni Lemissione di neutrini è molto efficiente nel raffreddare la stella di neutroni; vi uniniziale rapido raffreddamento in qualche secondo, ed entro alcuni giorni la temperatura interna scende a K. La temperatura scende poi lentamente e lemissione di neutrini prosegue per almeno 1000 anni. Lemissione di fotoni diventa il meccanismo principale per il raffreddamento quando la stella raggiunge una temperatura di circa 10 8 K.

18 Densità e composizione di una stella di neutroni La densità cresce da zero al top dellatmosfera a al centro del nucleo. La crosta più esterna è composta essenzialmente da ferro. Crescendo la pressione si formano più nuclei ricchi di neutroni. Il processo di cattura degli elettroni continua fino a circa 4x10 11 g/cm 3. Il processo di decadimento in protoni con emissione di elettroni è proibito dal principio di Pauli, in quanto i livelli sono già occupati dagli elettroni. All densità di 4x10 11 g/cm 3 i neutroni iniziano a sfuggire dai nuclei e si forma un liquido degenere. Poichè la pressione cresce ulteriormente, i nuclei in questo neutron drip regime divengono sempre più ricchi di neutroni ed aumentano in dimensione.

19 Densità e composizione di una stella di neutroni. Ad una densità di circa 2.5x10 14 g/cm 3, questi nuclei si toccano, si mescolano e formano un fluido continuo di neutroni, protoni ed elettroni. I neutroni predominano, mentre i protoni costituiscono solo il 4% della materia. A densità ancora maggiori diventa energeticamente possibile creare particelle elementari più massive tramite la cattura di elettroni da parte del protone, come: e - + n Queste particelle rimangono stabili a causa del principio di esclusione di Pauli. In conclusione: alle pressioni più basse il gas di elettroni degenere previene il collasso. A pressioni più alte, il collasso è impedito dalla combinazione della forza repulsiva nucleone-nucleone a cortissima distanza (core repulsivo ) e dalla energia di degenerazione dei neutroni.

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21 Costituenti in funzione della densità in una stella di neutroni

22 PULSAR Le stelle di neutroni erano ipotizzate da lungo tempo. La scoperta avvenne nel 1967: oggetti puntiformi che emettevano segnali radio periodici. Furono chiamati Pulsar e, sebbene siano oggetti rotanti e non pulsanti, il nome è rimasto. Le Pulsar sono stelle di neutroni. Il periodo della pulsar è associato con il periodo rotazionale della stella di neutroni; il loro rallentamento è dovuto a perdita di energia rotazionale. Lenergia rotazionale persa dalla pulsar Crab è, per esempio, dello stesso ordine di grandezza dellenergia totale emessa dalla Nebula Crab. La stella di neutroni è la sorgente della grande potenza della nebula Crab. Le pulsar emettono anche luce in modo periodico. Al progredire delle conoscenze le pulsar rivelano sempre di più proprietà di stelle di neutroni. Si è ottenuto laccesso ad un laboratorio in cui sono possibili densità superiori a g/cm 3.


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