MORTE DELLE STELLE DI MASSA MEDIOPICCOLA
MORTE DELLE STELLE DI GRANDE
MASSA
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012
Abbiamo visto, parlando di nascita ed evoluzione, quanto sia importante la massa
per le stelle.
Siamo partiti da una nebulosa di gas e
polveri che per ragioni probabilmente
esterne è collassata in vari punti dando vita
a protostelle.
Se la massa di queste protostelle è
sufficiente ad innescare la fusione
dell’idrogeno nascono le stelle.
La durata delle stelle in sequenza principale
dipende dalla massa e, una volta usciti dalla
fase di quiete, abbiamo visto le fusioni di
idrogeno periferico e di elio per far brillare
le giganti rosse.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Gli spostamenti dalla protostella alle giganti rosse sono stati seguiti su un diagramma
elaborato da Hertzsprung e Russell, chiamato DIAGRAMMA HR e che mostra la
relazione tra temperatura e luminosità di una stella.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Abbiamo anche detto che l’interruzione della produzione di energia dall’interno fa
vincere la contrazione gravitazionale, quindi la stella collassa su sé stessa.
La prima volta il meccanismo si è ripreso a 100 milioni Kelvin con la fusione dell’elio.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Le stelle di piccola massa sono destinate
ad esaurire il proprio combustibile ed a
divenire nane bianche dopo aver espulso
gli strati più esterni a formare una
nebulosa planetaria.
Le stelle di grande massa sono destinate
ad una fine catastrofica esplodendo come
supernova e dando vita a tipologie
compatte di stelle quali stelle di neutroni e
buchi neri, oltre che a resti di supernova.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Abbiamo lasciato le stelle nella fase in cui bruciano elio nel nucleo e idrogeno negli strati
esterni.
In tali condizioni la stella vede calare sensibilmente la propria temperatura mentre la
luminosità cala inizialmente fino ad assestarsi su valori più o meno stabili. La stella si
muove verso sinistra sul diagramma HR, quasi in orizzontale, e per questo si parla di
Horizontal Branch.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Le stelle ricche di elio, raggiunta la temperatura di 100
milioni di gradi Kelvin, iniziano la catena di fusioni che
dall’elio porta al carbonio più un isotopo dell’ossigeno,
il che avviene in due step.
PRODUZIONE CARBONIO: due atomi di elio si
fondono a formare un atomo di berillio e assorbendo
energia. Il berillio si lega poi a un’altra particella alfa
(elio) dando vita al carbonio rilasciando energia
gamma.
Statisticamente il processo è improbabile visto che il berillio è altamente instabile e
decade velocemente in due atomi di elio, ma temperatura e pressione all’interno delle
stelle riescono a tenerlo in vita il tempo che basta a trovare un altro atomo di elio per dar
vita al carbonio.
Nel Big Bang il carbonio non ha fatto in tempo a prodursi perché la temperatura è calata
troppo velocemente ed il berillio è decaduto subito in elio.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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ISOTOPO DELL’OSSIGENO: in seguito, è probabile che
un nucleo di carbonio si fonda con un altro nucleo di
elio, producendo un isotopo stabile dell'ossigeno e
liberando energia sottoforma di raggi gamma.
Rarissimo ma non impossibile che anche l’isotopo
dell’ossigeno riesca a legarsi con un’altra particella
alpha dando vita a elementi diversificati tra i quali il
neon.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Terminata la scorta di elio, alla stella viene a mancare nuovamente la spinta dall’interno
in grado di far fronte al collasso gravitazionale quindi si verifica di nuovo una contrazione
degli strati gassosi, un ridimensionamento della stella.
Come nel caso di esaurimento di
idrogeno, anche stavolta abbiamo un
nucleo formato da carbonio e ossigeno
mentre negli strati limitrofi abbiamo un
gas di elio che viene compresso fino ad
accendersi.
Si parla di Helium-Burning-Shell ad
indicare proprio la fusione di elio negli
strati che circondano il nucleo.
Ancora più esterno, uno strato ricco di elio
a temperatura ancora bassa e ancora più
fuori uno strato ancora ricco di idrogeno.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Stelle di questo tipo, che bruciano elio negli strati adiacenti al nucleo, aumentano
notevolmente la propria dimensione quindi diventano notevolmente più luminose a
fronte di una temperatura che crolla, visto che la stella è molto più grande e il calore si
dissipa nel tragitto verso la superficie.
Sul diagramma HR, quindi, le stelle si
proiettano di nuovo in alto e a destra
lungo un ramo chiamato Asymptotic Giant
Branch, e per questo si parla di stelle AGB.
Il nucleo della stella ha una dimensione
paragonabile a quella del pianeta Terra
mentre tutti gli strati esterni sono
immensi, raggiungendo a volte il raggio
dell'orbita terrestre. La luminosità della
stella è immensa: una stella AGB di massa
pari ad una massa solare può brillare
come 10.000.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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La stella Omicron Ceti, meglio nota come
Mira Ceti, è una stella AGB pulsante.
Sta espellendo materiale, visibile in colore
verde.
Fa parte di un sistema binario insieme alla
più piccola Mira B.
Le sue dimensioni sono incredibili, e basta
confrontarle con l’orbita di Saturno.
Il raggio della stella è di circa 400 raggi solari.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Convezione termica si ha quando un fluido entra in contatto con un corpo
la cui temperatura è maggiore di quella del fluido stesso. Aumentando di
temperatura, il fluido a contatto con l'oggetto si espande e diminuisce di
densità, e a causa della spinta di Archimede sale essendo meno denso del
fluido che lo circonda che è più freddo, generando così moti convettivi.
Gli elementi pesanti, detti metalli, possono quindi essere trasportati in superficie dalla
convezione. Questo processo è noto come dredge-up.
Durante la fase AGB c'è un dredge-up ma soltanto se la massa stellare è ancora maggiore di
due masse solari: in tal caso una grande quantità di carbonio viene trasportata per
convezione verso la superficie della stella.
Lo spettro di una stella di questo tipo esibisce decise righe di assorbimento degli elementi
ricchi di carbonio come C2, CH e CN. Queste stelle vengono dette stelle al carbonio.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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La stella AGB ha un nucleo piccolo e molto denso formato da
carbonio e ossigeno a pressione elevetissima, allo stato
degenere.
In tali condizioni, basta poco per disperdere il gas più esterno,
meno legato gravitazionalmente al nucleo stellare.
Le stelle AGB, non si sa ancora bene il perché, sviluppano inoltra un intensissimo vento
stellare e proprio questo fa perdere massa ad un ritmo incredibile, superiore di dieci
miliardi di volte della massa espulsa dal nostro Sole in un anno.
Gli strati più esterni si allontanano a velocità che toccano i 10 km/s e raffreddandosi
velocemente. Le particelle di polveri possono ora formarsi nel più freddo gas circostante,
formato dalle molecole di carbonio espulse. Gli strati esterni sono invece sempre più
rarefatti fino a dimensioni che possono arrivare a 500 U.A. compresa la nube di polveri.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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U Camelopardalis (Immagine Hubble luglio 2012) – un
esempio di stella al carbonio che espelle la propria massa.
In alcuni casi, la nube di polveri è così densa da oscurare del
tutto la stella, assorbendone tutta la radiazione. La polvere
poi si riscalda e ri-emette energia, ma stavolta nell'infrarosso,
proprio per questo molte stelle AGB sono state scoperte
soltanto negli ultimi anni pur essendo luminosissime.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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La stella AGB continua a crescere in dimensione e luminosità ma
continua anche a perdere massa. Nessuna stella può continuare
in eterno in questo modo.
Se la stella ha una massa inferiore alle otto masse solari, il suo
vento stellare strapperà via gli strati esterni fino al cuore di
materiale degenere. La perdita degli strati esterni pone fine alla
fase di AGB. Della stella AGB resterà una nana bianca avvolta in
una
nebulosa
planetaria.
Se la stella ha una massa superiore alle otto masse solari, invece,
la fine della stella giunge in un modo molto più spettacolare,
noto come supernova.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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LA FINE DELL’ELIO E LE STELLE AGB
NEBULOSE PLANETARIE
NANE BIANCHE
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Il nucleo della stella AGB, man mano che il
materiale viene espulso dal vento stellare,
diventa a poco a poco visibile.
Si tratta di un nucleo degenere, caratterizzato da
una pressione elevatissima la cui composizione
dipende dalla massa della stella.
MASSA < 0,5 masse solari NANA He
0,5 < MASSA < 8 masse solari NANA C-O
8 < MASSA < 9,5 masse solari NANA O-Ne-Mg
Le nane bianche sono il nucleo di materiale degenere che si oppone al collasso
gravitazionale. Stelle di temperatura relativamente elevata (10.000 K) e di luminosità
molto debole (un millesimo della luminosità solare), con un raggio molto piccolo
(raggio terrestre per stelle di massa solare), rappresentante lo stadio finale
dell'evoluzione di stelle poco massive.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Il diagramma HR pone la zona delle nane
bianche in basso a sinistra, il che vuol dire che
hanno una temperatura molto alta, un colore
bianco azzurrino e una luminosità molto
bassa.
RELAZIONE MASSA - DIMENSIONE
Le nane bianche più massicce sono le più
piccole e questo è dovuto alla struttura degli
elettroni di cui si compongono: la pressione
delle nane bianche è prodotta dagli elettroni
degeneri. Questa pressione supporta la stella.
Un incremento della densità comunque porta
ad un incremento della gravità maggiore, per
le nane bianche, dell'incremento della
pressione e questo determina la contrazione
della stella.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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RELAZIONE MASSA - DIMENSIONE
Le nane bianche più massicce sono le più
piccole e questo è dovuto alla struttura degli
elettroni di cui si compongono: la pressione
delle nane bianche è prodotta dagli elettroni
degeneri. Questa pressione supporta la stella.
Un incremento della densità comunque porta
ad un incremento della gravità maggiore, per
le nane bianche, dell'incremento della
pressione e questo determina la contrazione
della stella.
Il grafico mostra come per masse superiori a
1,4 il raggio della stella dovrebbe andare a
zero!
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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I dati dicono che non può esistere una nana
bianca la cui massa sia superiore a quella di
1,4 masse solari. Questo limite è detto LIMITE
DI CHANDRASEKHAR .
Nessuna stella di massa superiore a 1,4 masse
solari riesce a far fronte, con la pressione del
suo nucleo di elettroni degenerati, alla gravità
che porta al collasso stellare.
Una stella di classe O oppure B, la cui massa è
molto grande, deve perdere molta massa,
durante la fase AGB, per poter diventare nana
bianca.
Se le stelle hanno masse superiori, il loro
destino è diverso.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Il passare del tempo porta al graduale
raffreddamento della stella ed alla
dispersione nello spazio del calore. La
stella diventa sempre più debole.
Più una stella è calda e più tempo
impiega, ovviamente, a raffreddarsi
sostandosi verso il basso e verso destra
nel diagramma HR: più sono massicce e
più sono piccole e deboli.
Si noti che una nana bianca può avere la
stessa temperatura di una di sequenza
principale, ma la sua dimensione è
talmente ridotta che sarà comunque
molto meno luminosa.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Stelle di questo tipo possono bruciare idrogeno nella fase di sequenza principale, ma
già al momento di dar vita alla fusione dell’elio non hanno una massa tale da portare
la temperatura a 100 milioni di Kelvin.
Resta quindi un nucleo di elio circondato da un guscio di idrogeno ancora da bruciare.
La durata in sequenza principale di queste stelle tuttavia è ben più lunga dell’età
dell’universo quindi ad oggi è impossibile poter osservare stelle nane bianche ad elio.
Eppure esistono astri con le stesse caratteristiche.
La spiegazione? Dovrebbe trattarsi di sistemi binari di un oggetto compatto e di una
stella appena uscita dalla sequenza principale. Nel momento in cui questa esce
raggiunge il diametro limite, il suo materiale viene risucchiato dalla stella compatta e
lo strato di idrogeno che viene eliminato lascia scoperto il nucleo di elio.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Alcune stelle la cui massa si trova tra
quella di una stella di massa media
(nana al carbonio) e quella di una
stella massiccia (stella di neutroni,
buco nero), possono riuscire a
fondere il carbonio in neon anche se
la loro massa non risulta sufficiente a
fondere la totalità di quest'ultimo in
ossigeno e magnesio.
Se questo si verifica, il nucleo non
riesce a superare la massa di
Chandrasekhar e il suo collasso dà
luogo, anziché ad una stella di
neutroni, ad una rarissima nana
bianca all'ossigeno-neon-magnesio
(O-Ne-Mg)
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Abbiamo visto come nella morte di una stella di massa media venga espulso molto
materiale attraverso vento stellare molto forte, durante la fase AGB.
La stella va incontro ad esplosioni di luminosità e durante ciascuna di esse espelle
materiale che riversa nello spazio interstellare. La stella inizia a muoversi rapidamente
verso la sinistra del diagramma HR con una luminosità approssimativamente costante ma
con una temperatura in rialzo. Poche migliaia di anni consentiranno alla superficie stellare
di raggiungere i 30.000 K (alcune stelle raggiungono addirittura i 100.000 K).
A queste alte temperature, il nucleo stellare - ormai esposto - emette sempre più a
lunghezze d'onda ultraviolette che eccitano e ionizzano il gas in espansione intorno al
nucleo stellare stesso.
L'area di gas ionizzato e riscaldato inizia a crescere ed a produrre ciò che viene
chiamato nebulosa planetaria.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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La nebulosa plenataria è una nebulosità a forma di conchiglia che circonda una stella
molto calda, il cui irraggiamento ultravioletto ionizza ed eccita il gas espulso dagli strati
superficiali della stella centrale stessa nel corso delle fasi avanzate della sua evoluzione.
Da cosa sono dati questi cerchi concentrici?
Dalle pulsazioni alle quali va incontro la nana
bianca, ancora formata da vari strati di
idrogeno, elio e carbonio.
Il nucleo non si accende più, ma contrazioni
possono far accendere ancora le scorte di
idrogeno che così facendo espellono ancora
altro materiale in un processo chiamato
thermal pulse, consistente alla fine in espulsioni
concentriche di massa stellare.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Le spettacolari forme che assumono questi oggetti sono dovute anche ai forti venti stellari ed ai
campi magnetici della stella.
Questi spettacoli sono temporanei: dopo decine di migliaia di anni, infatti, il loro destino è quello di
dissiparsi nello spazio interstellare: questo ci rende certi del fatto che le nebulose planetarie che oggi
osserviamo non sono più anziane di 60.000 anni. Si tratta però di eventi comuni, se è vero che nella
nostra Galassia se ne contano più di 1400.
Vorontsoz-Vellyaminov Classification System:
1. Puntiforme
2. Piccolo disco
a. centro brillante
b. brillantezza uniforme
c. possibile struttura ad anelli
3. Disco irregolare
a. brillantezza distribuita irregolarmente
b. possibile struttura ad anelli
4. Struttura ad anelli definita
5. Forma irregolare
6. Forma non classificata (possibile combinazione delle precedenti)
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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SUPERGIGANTI
SUPERNOVAE, RESTI, STELLE DI
NEUTRONI
BUCHI NERI
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Abbiamo detto che se la stella ha una massa
inferiore alle otto masse solari non riesce a
raggiungere una temperatura in grado di
fondere il carbonio.
Se la massa della stella è superiore, invece, il
nucleo raggiunge i 600 milioni di Kelvin
necessari alla fusione del carbonio.
La fusione del carbonio può durare soltanto pochi secoli, ma se la stella ha una massa
maggiore di otto masse solari possono avvenire anche altre reazioni.
A 1 miliardo Kelvin inizia la fusione del neon prodotto dalla precedente fusione del
carbonio, ma al tempo stesso aumenta nel nucleo stellare la presenza percentuale di
ossigeno e magnesio. La fusione del neon dura circa un anno soltanto.
A 1,5 miliardi Kelvin inizia la fusione dell'ossigeno (sei mesi) con produzione di zolfo.
A 2,7 miliardi K di temperatura inizia la fusione del silicio (un giorno) che crea nuclei di
zolfo e ferro.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Ad ogni fase, un nuovo guscio si
forma intorno al nucleo stellare
e giunti alle fasi reattive più
avanzate la struttura di una
stella di grande massa somiglia
molto ad una cipolla, come
evidenziato nell'immagine, le
reazioni nucleari avvengono
ciascuna in un guscio differente,
caratterizzato da temperature
differenti. L'energia rilasciata è
talmente elevata che gli strati
esterni della stella possono
raggiungere dimensioni enormi,
tanto da parlare di supergigante.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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L’ultima fusione ha lasciato ferro nel nucleo della
supergigante: la produzione di energia si arresta alla
fusione del silicio in ferro ed il risultato finale è un
nucleo stellare di ferro privo di reazioni nucleari.
Intorno a questo nucleo, ovviamente, ci saranno altri
gusci nei quali avvengono reazioni nucleari di
elementi più leggeri, ma anche queste prima o poi
avranno termine.
Per masse superiori a quella prevista dal Limite di
Chandrasekhar il peso della stella diviene troppo
grande per essere retto dal cuore di elettroni
degenerati e la stella collassa sul nucleo.
NEUTRONIZZAZIONE: la pressione esercitata sul nucleo costringe gli elettroni a
«entrare» nel nucleo atomico azzerando la propria carica fondendosi con il nucleo
positivo. Il nucleo diventa di neutroni, senza carica elettrica.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Ogni reazione di neutronizzazione dà vita anche
ad un neutrino. Sempre più reazioni di
neutronizzazione avvengono, e restano sempre
meno elettroni degenerati a supportare la
resistenza del nucleo: il risultato è una
velocizzazione della contrazione che porta al
collasso del nucleo stellare.
Basta un solo secondo al nucleo stellare per
passare da un raggio di migliaia di chilometri ad
un raggio di una cinquantina di chilometri, e
bastano altri pochi secondi per giungere ad un
raggio di circa 5
L'energia gravitazionale rilasciata dal collasso è pari alla luminosità che il Sole riesce a fornire
in diversi miliardi di anni. Gran parte dell'energia è in forma di neutrino, ma anche di raggi
gamma.
Il nucleo di neutroni diventa degenere e riesce a questo punto a fronteggiare il collasso
facendo rimbalzare il materiale in caduta (CORE BOUNCE).
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Circa il 96% della massa stellare viene espulsa arricchimento del mezzo interstellare
Prima di lasciare la stella, tuttavia, questo materiale viene compresso fino a raggiungere
temperature tali da innescare nuove reazioni nucleari: titanio, zinco, oro, mercurio,
piombo e uranio, ecc.
L'onda d'urto determina un tremendo
aumento delle dimensioni stellari ed è per
questo che la luminosità della stella aumenta
in maniera evidentissima.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Materiale in caduta e
materiale che rimbalza
generano strutture di gas
intorno alla stella morente.
Il fronte d’urto maggiore è
quello del materiale che
rimbalza,
guidato
dai
neutrini.
La giovane età è accertata
dal fatto che dopo un certo
numero di anni la nebulosa
interagisce troppo con il
mezzo interstellare e non è
più visibile. Si deduce che
non sono più vecchie di
qualche decina di migliaia
di anni.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Se la materia rimasta dopo l'esplosione della supernova ha
meno di 3 masse solari resta una stella di neutroni.
Le stelle di neutroni furono predette da Robert
Oppenheimer e George Volkoff nel 1939, che ne
calcolarono le proprietà teoriche.
Nel caso emetta onde radio periodiche regolari lungo la
nostra linea di vista viene osservata come pulsar.
Scoperte nel 1967 da Jocelyn Bell, inizialmente i segnali
regolari delle pulsar furono scambiati per segnali
provenienti da forme di vita intelligente, tanto che il
convegno durante il quale furono annunciate al pubblico
venne chiamato LGM: Little Green Men, che vuol dire
Piccoli omini verdi.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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Se la materia rimasta dopo l'esplosione della supernova ha
più di 3 masse solari resta un buco nero.
Si tratta di un oggetto talmente compatto e denso che la
sua velocità di fuga è superiore anche alla velocità della
luce, quindi nessuna radiazione può esser vista provenire
da un buco nero.
La radiazione che possiamo veder provenire da un buco nero è una radiazione X del
materiale che fluisce verso l’orizzonte degli eventi, il limite massimo al quale la luce riesce
ancora a fuggire.
SERATA n° 7 – MORTE DELLE STELLE
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LUMINOSITA’ E MAGNITUDINE
CLASSIFICAZIONE HD
DIAGRAMMA HR
STELLE VARIABILI E ALTRE CLASSIFICAZIONI
