Astronomia Lezione 14/12/2012

Astronomia
Lezione 17/12/2012
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail:[email protected]
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.
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!
Evoluzione di Stelle Massicce
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
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
Supernova 1987a
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!
Supernovae in Altre Galassie
Supernova nella
galassia NGC 4526,
distante 6.4 Mpc
(~20 milioni di anni
luce).
Supernovae in Altre Galassie
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!
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.
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.
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.
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.
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 !
Phillips relationship
Faster is the decrase
Fainter
(larger magnitude)
is the SN-IA
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.
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.
«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.
Resti di Supernovae
Il resto della supernova di Keplero
viene da una supernova esplosa
nel 1604.
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!
Nebulosa delle Vele
E’ un resto di SN esplosa 15000
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.
Nebulosa Gum 12
Difficile da osservare perché enorme (occupa 40 gradi nel cielo !). E’ centreta nella Vela.
Nasce da SN esplosa 11000 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).
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.
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.
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
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.
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.
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..).
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 ~ 1.4 ‒ 3 (?) 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 ~ 2.3×10^5 km/s s ~ 0.8 c (!)
Il momento angolare si conserva → ruota rapidamente.
Il flusso magnetico ( ~B×R^2 ) si conserva → forte campo magnetico.
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 !!!
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).
Alcune stelle di neutroni
appaioni pero’ isolate.
come e’ possibile ?
Alcune stelle di neutroni hanno moto propri elevati…come se l’esplosione della SN
fosse asimmetrica.
La pulsar B1757-24 si muove alla velocità di circa 600 km/s !
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 = 0.001 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 = 0.001 s → ρ = 1.4×10^17 kg m-3
Le pulsazioni sono dovute all’emissione a
“faro” della pulsar.
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).
La Nebulosa del Granchio
Perché abbiamo questa emissione di luce ? Non e’ una regione HII !
Luce di Sincrotrone
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 0.033 s e rallenta
di circa 2 10^-8 secondi l’anno.
Pulsar giovani hanno periodi minori di
Pulsar vecchie !