Le Supernovae. Conferenza del Dr. Giuseppe Arnaldo Sala Megapixel Systems CCD Astronomy Research Centre Azzate (VA), Italy.

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1 Le Supernovae Conferenza del Dr. Giuseppe Arnaldo Sala Megapixel Systems CCD Astronomy Research Centre Azzate (VA), Italy sn2001aj

2 Cos è una Supernova? E una stella che esplode e nel processo diventa estremamente luminosa, rilasciando una enorme quantità di energia, fino a circa ergs Nel processo viene liberata un energia pari a volte (100 miliardi di miliardi) l energia emessa dal Sole in un secondo, tipicamente quella di una intera galassia L esplosione libera una enorme quantità e varietà di radiazioni: ottica (cioè visibile), ultravioletta, infrarossa, raggi-x, raggi-γ, neutrini, raggi cosmici e radioonde Il 99% dell energia liberata dalle supernovae, ad eccezione di quelle del tipo Ia, è costituita da neutrini, particelle senza carica elettrica e con massa quasi nulla L energia liberata dalla supernova innesca processi nucleari di sintesi di nuovi elementi, specialmente quelli più pesanti del ferro, e comprime i gas interstellari della galassia ospite, innescando eventualmente processi di formazione di nuove stelle. Il processo distrugge completamente la stella progenitrice o trasforma quest ultima in una stella di neutroni o in un buco nero fine

3 Tassonomia delle Supernovae Basata su criteri empirici: osservazioni, curve di luce, curve spettrali Classificazione basata sullo spettro al massimo della curva di luce Supernovae di tipo I Supernovae di tipo II Lo spettro non evidenzia presenza di Idrogeno Lo spettro evidenzia la presenza di Idrogeno Ciascun tipo si riclassifica in sottoclassi, in funzione del tipo di curva di luce, delle caratteristiche della stella progenitrice e di altri fattori Principali sottoclassi delle SN di tipo I : Principali sottoclassi delle SN di tipo II: Ia, Ib, Ic II-L, II-P

4 Curve di luce dei vari tipi di SN s

5 Curve spettrali delle Supernovae SN di tipo Ia Si-II Si-II Mg-II Fe-II Si-II S-II S-II Ca-II

6 Curve spettrali delle Supernovae SN di tipo II Hγ Hβ He Hα

7 SN Ia sistemi binari Le supernovae di tipo Ia hanno origine da sistemi binari, cioè da sistemi dove due stelle orbitano l'una intorno all'altra. Tra i possibili scenari evolutivi verso una SN Ia, si è ipotizzato quello di 2 stelle all incirca della stessa dimensione e massa pari a quella del Sole. Nel corso del loro ciclo di vita, una delle due stelle esaurisce prima dell altra il proprio combustibile nucleare e si espande fino a diventare una gigante rossa.

8 SN Ia la gigante rossa La maggior parte del calore generato da una stella proviene dalle reazioni nucleari all'interno del suo nucleo. Queste reazioni hanno luogo quando pressione e temperatura all'interno della stella raggiungono livelli tali da causare la fusione degli atomi di idrogeno in atomi di elio. Quando una stella di questo tipo esaurisce l'idrogeno, il suo nucleo comincia a contrarsi e il suo involucro si espande. La stella è diventata una gigante rossa.

9 SN Ia la nana bianca Il nucleo della gigante rossa si contrae, generando calore ad una temperatura tale da fondere gli atomi di elio in atomi di carbonio. Il processo di fusione nucleare prosegue con creazione di altri elementi tra cui l ossigeno, mentre le potenti radiazioni generate nel nucleo della stella disperdono gli strati esterni della gigante rossa. Alla fine del processo resta solo un nucleo di densità pari a 10 miliardi di Kg/m 3. La nuova stella è una nana bianca dal diametro di circa Km

10 SN Ia l esplosione Con il passare del tempo anche l'altra stella evolve in una gigante rossa, espandendo sempre più gli strati più esterni e diventando sempre meno densa. La nuova coppia perde momento angolare. Le due stelle si avvicinano fino al punto in cui il materiale gassoso più esterno della gigante rossa entra nel disco di accrescimento della nana bianca. La massa trasferita dalla gigante rossa alla nana bianca accresce la massa di quest ultima fino al valore critico di 1.44?

11 SN Ia nucleosintesi Fe-Ni Al superamento del limite di Chandrasekhar di 1.44? la nana bianca collassa rapidamente in una catena di reazioni termonucleari di nucleosintesi che trasformano rapidamente l Ossigeno e il Carbonio in elementi molto più pesanti, principalmente Ferro e Nickel. L energìa rilasciata è immensa. Si pensi che la trasformazione di un solo grammo massa di Carbonio in Nickel sviluppa un energìa pari a 20 tonnellate di esplosivo ad alto potenziale.

12 SN Ia Sn remnant Nello scenario ipotizzato la radiazione ottica prodotta dell esplosione è 15 miliardi di volte più luminosa di quella prodotta dal Sole. La magnitudine assoluta è attorno a 19.5 e l outburst di energia è pari a ergs. Ciò che resta della gigante rossa (nucleo e strati periferici residui) è spazzato via dall onda d urto. Della nana bianca restano solo residui (Sn remnant) che si espandono molto rapidamente in tutte le direzioni.

13 SN II una stella gigante Immaginate una stella di massa pari a 8 volte la massa del Sole. Stelle così grandi sono dotati di fornaci nucleari che bruciano il loro combustibile molto più rapidamente di quanto accade nel Sole. L idrogeno del nucleo si esaurisce in meno di 35 milioni di anni. Il nostro Sole, più piccolo, brucia il proprio combustibile nucleare in circa 10 miliardi di anni.

14 SN II nuclesintesi dell elio La forza di gravità spinge tutta la materia stellare verso il centro, contrastata unicamente dalla forza che scaturisce dalle reazioni termonucleari del nucleo della stella. Le due forze interagiscono dando luogo a processi che stabilizzano la stella. La stabilità dura finchè dura il processo di nucleosintesi che trasforma l idrogeno in elio.

15 SN II nucleo di elio La maggior parte del calore generato da una stella proviene dalle reazioni nucleari innescate dall elevata pressione e temperatura all interno della stella. Il processo di nucleosintesi fonde gli atomi di idrogeno in atomi di elio.

16 SN II nucleo di carbonio Man mano che la stella esaurisce l idrogeno, il suo nucleo, ora costituito essenzialmente da elio, più denso, si contrae generando maggior calore. Gli atomi di elio si fondono in atomi di carbonio e ossigeno, ma non tutti. Una parte di atomi di elio forma un guscio che separa il nuovo nucleo di carbonio e ossigeno dal resto della stella.

17 SN II nucleo di neon Man mano che le reazioni nucleari esauriscono l elio del guscio, il nucleo si contrae, pressione e calore aumentano e causano la fusione degli atomi di carbonio e idrogeno in atomi di neon e magnesio. Il nuovo nucleo di neon e magnesio è ora confinato in un guscio di carbonio e ossigeno, a sua volta circondato da un guscio più rarefatto di elio.

18 SN II nucleo di silicio Il processo si ripete. Questa volta tocca al neon, al magnesio e all ossigeno fondersi in atomi di silicio e zolfo. La pressione generata dalle nuove reazioni nucleari continua a bilanciare la forza di gravità che spinge la stella al collasso. Un nuovo guscio di neon e magnesio si aggiunge ai precedenti, interponendosi tra il nuovo nucleo di silicio e zolfo e il guscio di carbonio e ossigeno.

19 SN II nucleo di ferro Gli atomi di neon, magnesio e ossigeno si fondono in ferro, nickel e cobalto. La stella assume l aspetto di una cipolla. A partire dal guscio più esterno, ogni guscio più interno è costituito da elementi sempre più pesanti. La stella è ormai diventata una supergigante rossa. Ma i processi nucleari che la sostengono si sono fatti più deboli. L energìa rilasciata dall ultimo processo di fusione nucleare è inferiore a 0.18 MeV per nucleo.

20 SN II stato pre-esplosivo Il prossimo step dovrebbe essere caratterizzato dalla fusione degli atomi di ferro in elementi più pesanti. Ma ciò non è più possibile, poiché la necessaria reazione endotermica richiede un energìa di 2 MeV per nucleo. La fusione si arresta. La temperatura del nucleo della stella ha ormai superato il miliardo di gradi. E il punto critico. Sta per aver luogo un nuovo processo, la fotodisintegrazione, che causa una grave perdita di energia e provoca il collasso rapido del nucleo.

21 SN II collasso gravitazionale In una frazione di secondo il nucleo collassa e rilascia una spaventosa quantità di energìa gravitazionale che muovendosi verso l esterno crea un onda d urto catastrofica. Il processo di collasso è piuttosto complesso. Le diverse parti del nucleo collassano con velocità diverse che possono raggiungere i 7000 Km/sec. La densità massima del nucleo collassato arriva a Kg/m 3, prima che si generi l onda d urto. E come se in un secondo il volume della Terra fosse ridotto a una sfera dal raggio di 50Km

22 SN II l esplosione L onda d urto si propaga attraverso gli strati della stella innescando un esplosione cataclismica. Gli strati più esterni della stella vengono spazzati via alla velocità di oltre Km/sec. Dal collasso gravitazionale all esplosione è trascorso meno di un secondo. L energia totale spesa nell espansione di questa materia è dell ordine di ergs. L intensità degli eventi di tipo II variano soprattutto in funzione della massa iniziale della stella.

23 SN II la stella di neutroni Al centro del luogo dell esplosione si forma una protostella di neutroni con un nucleo estremamente denso di circa masse solari e R=20Km, circondato da un mantello molto caldo che collassa in meno di un secondo dando vita a una stella di neutroni ed eventualmente a una pulsar. Questo processo che segue di pochi millesimi di secondo l esplosione della Sn, libera un energìa pari a ergs costituita essenzialmente da neutrini.

24 Hypernova event Se il nucleo di una protostella di neutroni in rapidissima rotazione su stessa, collassa in un buco nero e assorbe il circostante mantello senza dar luogo ad una esplosione pilotata da emissione di neutrini, il risultato è un evento chiamato collapsar, e l enorme rilascio di energìa prodotta è l essenza dell evento chiamato hypernova.

25 Spettro della Hypernova 2002ap

26 SN Remnants sn1006 Cosa resta dopo l esplosione di una supernova? Cosa è osservabile dopo mesi, anni, secoli, millenni dall esplosione di una supernova? Quali sono effettivamente i resti delle supernovae esplose molto tempo fa nella nostra galassia e nelle galassie a noi più vicine? L immagine a sinistra mostra i residui dell esplosione della supernova osservata nel 1006 dai cinesi ai confini tra la costellazione del Lupo e quella del Centauro, in prossimità della K centauri. Il picco di luce della supernova raggiunse la magnitudine relativa di 10 alla distanza di 4600 anni luce

27 SN Remnants sn1054

28 SN Remnants sn1572 (Rosat)

29 SN Remnants sn1572 (XMM)

30 SN Remnants Cygnus loop

31 SN Remnants Puppis A

32 SN Remnants Vela SNR

33 SN Remnants sn1987a

34 SN Remnants sn1993j

35 Effetti delle Supernovae Sintesi di nuovi elementi tra cui quelli più pesanti del Ferro Compressione dei gas interstellari e formazione di nuove stelle Le nuove stelle contengono elementi più pesanti La presenza di materia più pesante permette il formarsi di pianeti Particelle elementari quali i raggi cosmici sono possibili responsabili delle mutazioni genetiche e dell evoluzione della vita sulla Terra

36 Sommario