Sito web per slides lezioni: oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2012/ - Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H. Freeman and Company, New York

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1 Astronomia Lezione 17/12/2012 Docente: Alessandro Melchiorri Sito web per slides lezioni: oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2012/ Libri di testo consigliati: - An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley - Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H. Freeman and Company, New York - Astronomy: A physical perspective, Marc L. Kutner, Cambridge University Press. - Fundamental Astronomy, Karttunen e altri, Springer - Elementi di Astronomia, P. Giannone.

2 La fine delle stelle massicce Le stelle massicce attraversano diversi stadi di fusione che portano alla formazione di un nucleo di Fe. Fe ha la più bassa energia di legame un ulteriore processo di fusione assorbirebbe energia. La fusione nel nucleo cessa ma la massa continua a crescere a causa della fusione di Si nello strato esterno. Quando il nucleo raggiunge la massa limite di Chandrasekhar (~1.4 masse solari), la pressione di degenerazione degli elettroni non può più opporsi alla gravità. Il nucleo collassa in modo catastrofico dando luogo alla esplosione di una Supernova!

3 Evoluzione di Stelle Massicce

4 Supernova 1987a La SN1987a e stata l ultima supernova ad esplodere in prossimita della nostra galassia (nella Grande Nube di Magellano, galassia satellite). Nella figura si vede la stella prima dell esplosione

5 Supernova 1987a La SN1987a e stata l ultima supernova ad esplodere in prossimita della nostra galassia (nella Grande Nube di Magellano, galassia satellite). Nella figura si vede la stella dopo l esplosione

6 Supernova 1987a

7 Rilascio di Energia da parte di SN Durante il collasso del nucleo di Ferro, le parti centrali raggiungono densità di ~10^17 kg /m^3 ~ densità dei nuclei atomici: i nuclei di ferro si disgregano in p+n; p+e- n+ν (grosso flusso di neutrini); si forma un nucleo degenere di neutroni ( stella di neutroni) che frena il collasso. Le parti esterne in caduta libera rimbalzano sul nucleo di neutroni incomprimibile, dando luogo ad una violenta onda d urto (esplosione) che spazza via tutti gli strati esterni della stella. L energia rilasciata è ~10^46 J ~ energia gravitazionale di una stella con R= 10 km e M= 2 masse solari (Egrav ~ GM2/R ~ 10^47 J). Solo 1% dell energia rilasciata è osservabile (energia cinetica dell onda d urto e radiazione). Il restante 99% è portato via dai neutrini. Durante tutta la fase di sequenza principale l energia rilasciata è Etot 10^44 J, solo ~1% dell energia di una supernova!

8 Supernovae in Altre Galassie Supernova nella galassia NGC 4526, distante 6.4 Mpc (~20 milioni di anni luce).

9 Supernovae in Altre Galassie

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12 Nucleosintesi con SN Gli elementi fino al Fe vengono prodotti dalle reazioni di fusione nucleare nelle stelle massicce (reazioni esotermiche). La produzione di elementi più pesanti richiede energia (reazioni endotermiche). La forte onda d urto prodotta dal rimbalzo sul nucleo di neutroni è tale da innescare reazioni esplosive di fusione nucleare nel gas in caduta verso il nucleo. Queste reazioni di fusione producono un grosso flusso di neutroni.i neutroni sono assorbiti dai nuclei pesanti a formare isotopi ricchi di neutroni e perciò instabili, per esempio: ^56Fe + n ^57Fe ^57Fe + n ^58Fe, ecc. Questi decadono rapidamente a formare elementi stabili come: ^61Fe ^61Co + e- + ν Modo per formare elementi più pesanti di ^56Fe!

13 Tipi di Supernovae Esistono vari tipi di supernove (Ia, Ib, Ic, II) classificate secondo i loro spettri. Tipo I: Supernove senza righe di idrogeno nel loro spettro Tipo Ia hanno una forte riga di Si II a 615nm. Tipo Ib hanno righe di Elio, Tipo Ic non hanno Elio. Tipo II: Supernove con righe di idrogeno nello spettro. I tipi II, Ib, Ic sono riconducibili al collasso del nucleo in stelle massicce (fase finale della vita delle stelle). Il tipo Ia invece è riconducibile all esplosione di una stella di massa ~solare in sistemi stellari vecchi. Le supernove di tipo Ia si originano in sistemi binari costituiti da una gigante rossa ed una nana bianca.

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15 Supernovae: curve di luce Mettendo in relazione la luminosità di una supernova con un periodo di tempo, la curva di luce che ne risulta mostra un caratteristico picco seguito da un declino. Le Supernovae di tipo II hanno un tasso di declino medio di 0,008 magnitudini al giorno, un tasso minore rispetto a quello delle supernovae di tipo Ia.

16 Supernovae: curve di luce Le SN-Ia sono molto più luminose e raggiungono dei picchi di luce con magnitudine intorno a -19! Corrispondente alla luminosità di un miliardo di soli. La luminosità successiva è dovuta al decadimento del materiale radioattivo espulso. Dato che il tipo di materiale emesso è diverso a seconda della SN il modo con cui queste curve di luce scendono dipende dal tipo di SN.

17 Supernova Ia La perdita di massa della gigante rossa aumenta la massa della nana bianca e la porta sopra il limite di Chandrasekar. Si ha il collasso del nucleo e quando la temperatura è sufficientemente alta si innesca il bruciamento esplosivo del C. La stella è completamente distrutta dall esplosione! Le supernovae Ia sono oggi usate come indicatori di distanze. Queste infatti emettono praticamente la stessa luminosità. Vedremo nelle prossime lezioni come possono essere usate.

18 Una differenza fondamentale tra le supernovae Ia e le altre è che l energia rilasciata non è di origine gravitazionale (non abbiamo un core collapse) ma termonucleare!

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21 Phillips relationship Faster is the decrase Fainter (larger magnitude) is the SN-IA

22 Una volta che abbiamo calibrato la SN-Ia conosciamo la sua luminosità o magnitudine assoluta. misurando da terra la magnitudine apparente possiamo determinarne la distanza. La determinazione della distanza delle SN-Ia insieme alla determinazione del redshift della SN-Ia (legge di Hubble) permette di determinare il tipo di contenuto energetico nell universo.

23 Il risultato sorprendente (Premio Nobel 2011) è che l universo e costituito solo dal 4% da materia ordinaria (o conosciuta). Il 22% e materia oscura (materia che non si vede ma che non abbiamo ancora capito cosa sia, non fa parte del modello standard della fisica delle particelle). Il 74% da energia oscura (energia che non forma strutture) con proprietà molto strane e che ancora non comprendiamo. Provocherebbe una espansione accelerata dell universo.

24 «Resti» di Supernovae Le supernovae di tipo II lasciano come residuo una stella di neutroni o un buco nero (nucleo della stella). Le supernovae di tipo I e II producono un resto di supernova. Supernovae Remnants. Prodotto dalla nube di gas caldissimo che spazza via il mezzo interstellare. Dura circa 1000 anni.

25 Resti di Supernovae Il resto della supernova di Keplero viene da una supernova esplosa nel Nube di gas a ~1000 K (verde) spazza via il gas a velocità di ~2000 km/s (blu). Nebulosa del Granchio: resto di supernova esplosa nel 1054 e documentata dagli astronomi cinesi. Rimase visibile di giorno per 23 giorni!

26 Nebulosa delle Vele E un resto di SN esplosa anni fa da una SN di tipo II. E distante circa 800 pc. Il resto della supernova procede a velocità elevatissima, interagisce con il mezzo interstellare eccitandolo e rendendolo visibile.

27 Nebulosa Gum 12 Difficile da osservare perché enorme (occupa 40 gradi nel cielo!). E centreta nella Vela. Nasce da SN esplosa anni fa, dista circa 400 pc (per questo e così grande). Quando esplose doveva apparire luminosa come la luna al primo quarto (quindi visibile anche di giorno).

28 Cassiopeia A Radio Infrarosso+Visibile+X La maggior parte dei resti di supernovae conosciuti sono visibili alle frequenze radio. Cassiopeia A e un esempio. E esplosa 300 anni fa ma l esplosione sulla terra non sembra averla vista nessuno (e la cosa rimane un mistero). Dista circa 3000 pc da noi.

29 Fasi finali di stelle massicce Le stelle (isolate!) di massa maggiore alle 8 masse solari finiscono la loro vita nella esplosione di una supernova. Questa lascia un resto che si espande via nell universo. Al centro ci puo essere una stella di neutroni (fino a 3 masse solari) oppure un buco nero se la massa del core è ancora superiore.

30 Cosa rimane della stella in un resto di supernova? Baade e Zwicky ipotizzarono l esistenza di «stelle di neutroni». analoghe alle nane bianche ma con un gas degenere di neutroni invece che di elettroni. Nessuno negli anni 30 prese sul serio questa Ipotesi. Fritz Zwicky Walter Baade

31 Nnel 1967 Jocelyn Bell, allora studente di dottorato a Cambridge, mentre lavorava alla costruzione di un sistema di antenne come radiotelescopio scopre un segnale regolare con un periodo di circa un secondo. La Bell lavorava nel gruppo del Prof. Antony Hewish.

32 Il segnale misterioso delle Pulsar Cosa poteva essere? - Messaggio di Alieni: il segnale fu così interpretato all inizio e la sorgente chiamata come LGM1 (Little Green Man 1). Ma tale soluzione fu scartata ben presto perché furono scoperte altri segnali provenienti da altre direzioni. Però la storia ha ispirato il romanzo Contact di Carl Sagan ed il film seguente con Jodie Foster. - Stelle Variabili: no periodo troppo breve (1 s e meno) una stella non può pulsare così rapidamente. - Stelle binarie in occultazione: no, ancora periodo troppo breve. Dalla legge di Keplero si dovrebbe avere una distanza tra le stelle di 1000 km! Troppo piccola. - Nane Bianche in rotazione con un «beam» di luce. No la rotazione (1 s) e troppo veloce! La nana bianca non sopporterebbe tale rotazione e si disintegrerebbe.

33 La risposta: Stella di Neutroni Puo essere una stella di neutroni perché: - Ruota molto velocemente perché molto compatta. Nella contrazione di una stella si deve conservare il momento angolare. Più la stella è piccola maggiore e la sua velocità di rotazione. Una stella di neutroni di circa 1.4 masse solari ha un diametro di circa 20 km! Se il sole fosse condensato in un tale diametro ruoterebbe con un periodo di un millesimo di secondo. Il periodo di rotazione attuale e di un mese. - Puo avere grandi campi magnetici necessari per produrre il beam di radiazione. Le linee di campo magnetico si concentrerebbero su di una superficie circa 10 miliardi di volte più piccola. Il campo magnetico sarebbe quindi 10 miliardi di volte più grande! Il campo magnetico terrestre e di 0.5 Gauss. Il campo magnetico di una nana bianca e di un milione di Gauss. Quello di una stella di neutroni e un trilione di Gauss (anche mille trilioni..).

34 Stella di Neutroni Durante l esplosione di una supernova il nucleo di ferro si contrae, i nuclei atomici si disgregano in neutroni. Il collasso è arrestato dalla pressione di degenerazione dei neutroni. Il nucleo di neutroni è quello che poi resta a formare la stella di neutroni. Proprietà di una stella di neutroni: massa, M ~ (?) masse solari raggio, R ~ 10 km densità, ρ ~ 10^17 ^18 kg /m^3 (nucleo atomico ρ = 2 10^17 kg m/^3) gravità superficiale, g = GM/R2 ~ 10^12 m/s^2 ~ 10^11 g (!) velocità di fuga, Vf = (2 GM/R)0.5 ~ ^5 km/s s ~ 0.8 c (!) Il momento angolare si conserva ruota rapidamente. Il flusso magnetico ( ~B R^2 ) si conserva forte campo magnetico.

35 Il campo magnetico non è diretto lungo l asse di rotazione. - Il forte campo magnetico crea coppie di particelle (elettroni). - Queste spiraleggiano lungo le linee di forza ed emettono radiazione lungo queste. - Si forma un raggio di radiazione. Se siamo lungo la sua traiettoria lo vediamo. Analogia con un Faro. Attenzione in realtà le pulsars non pulsano affatto!!!

36 Stelle di Neutroni Resti di Supernovae Le pulsar emettono anche ad alte frequenze. Guardando ai resti della supernova vista dai cinesi e (forse) dagli indiani nel 1054, la nebulosa del Granchio, si e vista una Pulsar sia nel visibile che negli X. In alcuni resti NON si osservano Pulsar. O il beam non e diretto verso di noi oppure la supernova originaria era di tipo Ia (che esplode completamente).

37 Alcune stelle di neutroni appaioni pero isolate. come e possibile?

38 Alcune stelle di neutroni hanno moto propri elevati come se l esplosione della SN fosse asimmetrica.

39 La pulsar B si muove alla velocità di circa 600 km/s!

40 Pulsars L esistenza delle stelle di neutroni fu predetta nel 1930 (Zwicky & Baade). Ma non fu provata fino al 1967, quando Jocelyn Bell-Burnell & Anthony Hewish scoprirono le Pulsar, sorgenti radio con pulsazioni estremamente regolari (P = s); inizialmente ritenuti segnali da esseri intelligenti poi ci si è resi conto che sono stelle di neutroni rapidamente ruotanti; un corpo di massa M e raggio R che ruota con periodo P per non essere distrutto dalla forza centrifuga deve avere P = (3π/Gρ)^0.5: P = s ρ = ^17 kg m-3 Le pulsazioni sono dovute all emissione a faro della pulsar.

41 Quindi Jocelyn Bell ha scoperto le pulsars e quindi le stelle di neutroni. Purtroppo il premio Nobel per tale scoperta andò al suo capo, Hewish. Ancora oggi questo e considerato uno dei più grandi errori del comitato dei Nobel. (ne hanno fatti parecchi.) In ogni caso la Bell e ritenuta oggi una delle astronome più importanti (ha vinto molti altri premi).

42 La Nebulosa del Granchio Perché abbiamo questa emissione di luce? Non e una regione HII!

43 Luce di Sincrotrone

44 Luce di Sincrotrone Immagine (vista negli X) della Nebulosa del Granchio. I campi magnetici emettono due jet di Elettroni, questi emettono radiazione di sincrotrone. Questo materiale forma delle onde d urto che producono radiazione X. Il momento angolare della Pulsar viene trasferito all esterno. La Pulsar rallenta La sua rotazione. La pulsar nella nebulosa del Granchio Ha un periodo di s e rallenta di circa 2 10^-8 secondi l anno. Pulsar giovani hanno periodi minori di Pulsar vecchie!