Il Collasso Stellare

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Il Collasso Stellare. Ciclo di una stella. Il Ciclo CNO. Il Collasso Stellare. Cosa accade quando il processo di fusione termina? Nana Bianca Stella di neutroni Buco nero Completo disassemblaggio. Neutrino Astronomy: SN 1987A. - PowerPoint PPT Presentation

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  • Il Collasso Stellare

  • Ciclo di una stella

  • Il Ciclo CNO

  • Il Collasso StellareCosa accade quando il processo di fusione termina?

    Nana BiancaStella di neutroniBuco neroCompleto disassemblaggio

  • Neutrino Astronomy: SN 1987A

    Consideriamo una stella che abbia subito il processo di neutronizazione. e- + p ne + n

    Il core della stella contiene ancora nuclei di ferro, protoni ed elettroni in quantit, cos come neutroni.Possiamo, per, in prima approssimazione pensare una stella di neutroni come un nucleo gigantesco composto solo di neutroni. Se R0 = 1.2 fm lunit del raggio nucleare ed A il numero di nucleoni, il raggio sar:R = R0 A1/3. Poich A del sole = 1.2x1057, 1.5 masse solari avranno un raggio di circa 15 km. La corrispondente energia gravitazionale rilasciata sar: 3/5 ( GN M2 A5/3/ R0) con G costante gravitazionale e M massa del nucleone. Per 1.5-2 masse solari: Egrav. (2.5 -4 ) x 1053 ergs (1.6-2.5) x 1059 MeV

  • Questa energia circa un fattore 10 pi grande dellenergia richiesta per disintegrare il ferro nei suoi nucleoni costituenti. Circa 100 MeV per nucleone contro gli 8-9 occorrenti mediamente. Lenergia potenziale gravitazionale circa il 10% della massa totale del core della stella. Se non vi un collasso in buco nero, limplosione bloccata dal core repulsivo della forza gravitazionale, una volta raggiunta la densit nucleare, e parte dellenergia rimbalza allindietro nella forma di unonda di pressione che si sviluppa poi in unonda di shock. Durante la fase iniziale del collasso vengono emessi in pochi millisecondi circa 1057 neutrini la cui energia totale circa il 10% dellenergia totale rilasciata. A causa dellalta densit del core della stella, il libero cammino medio l del neutrino diventa pi piccolo del raggio della stella di neutroni. Le interazioni deboli coinvolte sono diverse, ma un conto approssimato considerando solo le correnti cariche da:

    l = 1/(r(NA /2) s) = 2p/(rNAGF2 E2) 10/E2 km

    Con GF costante di Fermi e NA numero di Avogadro. Pertanto per un tipico neutrino l 0.1 km. Pertanto lenorme quantit di energia temporaneamente bloccata nel core. I neutrini sfuggono entro 100 metri o meno dalla superficie. Distribuzione Fermi-Dirac con KT 5-10 MeV.

  • Circa il 90% dellenergia gravitazionale viene emessa in un lungo impulso di alcuni secondi, quando il core si raffredda sufficientemente, nella forma di tutti e tre i generi di neutrini ed antineutrini.Poich le loro sezioni durto sono diverse, ci saranno diverse profondit nella sfera di neutrini e pertanto ci saranno diversit di circa un fattore 2 nel numero e nelle energie dei diversi sapori di neutrino ed antineutrino.

    Nel 1987 nellesplosione della Supernova SN 1987A si avuto un impulso di circa 20 neutrini, della durata di alcuni secondi, visto dai rivelatori Kamiokande e IMB. Il segnale del neutrino arriv circa sette ore prima del segnale della luce.Gli eventi di neutrino, insieme con la distanza conosciuta della supernova (170000 anni luce), sono stati utilizzati per calcolare lenergia totale del flusso dei neutrini, assumendo di moltiplicare per 6 quella dei neutrini elettronici, unici riconoscibili. L = 3x1053 ergs = 2x1059 MeV, con unincertezza di un fattore 2.

    1058 Neutrini emessi; dopo 170.000 anni luce 1010 attraversano ogni centimetro quadrato della terra.

  • Cosa abbiamo imparato dallo studio della SN 1987A?

    1) Limite inferiore sulla stabilit dei neutrini: vivono almeno 170.000 anni2) Poich limpulso dei neutrini durato meno di 10 secondi, il tempo di transito dei neutrini di diversa energia stato lo stesso entro 1 parte su 5x1011 . Il tempo di arrivo tE di un neutrino sulla terra dato in termini del tempo di emissione dalla supernova tSN , la sua distanza L , la massa del neutrino m e la sua energia E:

    tE = tSN + L/c ( 1+m2c4/2E2) per m2

  • Densit e composizione di una stella di neutroniLa densit cresce da zero al top dellatmosfera a 1014-1015 al centro del nucleo.La crosta pi esterna composta essenzialmente da ferro.Crescendo la pressione si formano pi nuclei ricchi di neutroni. Il processo di cattura degli elettroni continua fino a circa 4x1011 g/cm3.Il processo di decadimento in protoni con emissione di elettroni proibito dal principio di Pauli, in quanto i livelli sono gi occupati dagli elettroni.All densit di 4x1011 g/cm3 i neutroni iniziano a sfuggire dai nuclei e si forma un liquido degenere.Poich la pressione cresce ulteriormente, i nuclei in questo neutron drip regime divengono sempre pi ricchi di neutroni ed aumentano in dimensione.

  • Densit e composizione di una stella di neutroni.Ad una densit di circa 2.5x1014 g/cm3, 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 densit ancora maggiori diventa energeticamente possibile creare particelle elementari pi massive tramite la cattura di elettroni da parte del protone, come: e- + n S- + nQueste particelle rimangono stabili a causa del principio di esclusione di Pauli.In conclusione: alle pressioni pi basse il gas di elettroni degenere previene il collasso.A pressioni pi alte, il collasso impedito dalla combinazione della forza repulsiva nucleone-nucleone a cortissima distanza (core repulsivo ) e dalla energia di degenerazione dei neutroni.

  • Costituenti in funzione della densit in una stella di neutroni

  • PULSARLe 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 rimasto.Le Pulsar sono stelle di neutroni. Il periodo della pulsar associato con il periodo rotazionale della stella di neutroni; il loro rallentamento dovuto a perdita di energia rotazionale.Lenergia rotazionale persa dalla pulsar Crab , per esempio, dello stesso ordine di grandezza dellenergia totale emessa dalla Nebula Crab.La stella di neutroni 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 pi propriet di stelle di neutroni. Si ottenuto laccesso ad un laboratorio in cui sono possibili densit superiori a 1015 g/cm3.

  • Vita di una stellaSe la massa minore di 4 masse solari la stella consuma massa fino a divenire una nana bianca.Una nana bianca pu 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 densit specifiche, sono molto simili. Essendo governate dalla stessa fisica possono essere considerate candele standard.

  • Buchi neriI buchi neri si contraggono fino ad approssimare un raggio di circa 3 Km. (raggio di Schwarzschild) ed una densit maggiore di 1016 g/cm3.Il raggio di Schwarzschild 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, pu essere derivato ponendo la velocit di fuga da un buco nero uguale alla velocit della luce.

    Dove G la costante gravitazionale, M la massa del buco nero, e ci la velocit della luce. Si ottiene: