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AstronomiaLezione 11/12/2015

Docente: Alessandro Melchiorri

e.mail: alessandro.melchiorri@roma1.infn.it

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Libri di testo consigliati:

Universe, R. Freedman, w. Kaufmann,

W.H.Freeman and Co., New York

An introduction to modern astrophysics,

B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley

AstronomiaLezione 11/12/2015

La fine delle stelle massicceLe stelle massicce attraversanodiversi stadi di fusione cheportano alla formazione di unnucleo di Fe.Fe ha la più bassa energia dilegame → un ulteriore processodi fusione assorbirebbe energia.La fusione nel nucleo cessa mala massa continua a crescere acausa della fusione di Si nellostrato esterno.Quando il nucleo raggiunge lamassa limite di Chandrasekhar(~1.4 masse solari), la pressione didegenerazione degli elettroni non può più opporsi alla gravità.Il nucleo collassa in modo catastrofico dando luogo allaesplosione 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 dopol’esplosione

Supernova 1987a

Rilascio di Energia da parte di SN

Durante il collasso del nucleo di Ferro, le particentrali 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 sulnucleo di neutroni incomprimibile, dando luogoad una violenta onda d’urto (esplosione) chespazza 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’ondad’urto e radiazione). Il restante 99% è portato via dai neutrini.Durante tutta la fase di sequenza principale l’energia rilasciata èEtot ≈ 10^44 J, solo ~1% dell’energia di una supernova!

Supernovae in Altre Galassie

Supernova nellagalassia NGC 4526,distante 6.4 Mpc(~20 milioni di anniluce).

Supernovae in Altre Galassie

Nucleosintesi con SN

Gli elementi fino al Fe vengonoprodotti dalle reazioni di fusionenucleare nelle stelle massicce(reazioni esotermiche).La produzione di elementi piùpesanti richiede energia(reazioni endotermiche).

La forte onda d’urto prodottadal “rimbalzo” sul nucleo dineutroni è tale da innescarereazioni “esplosive” di fusionenucleare nel gas in cadutaverso il nucleo.

Queste reazioni di fusioneproducono un grosso flusso dineutroni.I neutroni sono assorbiti dai nuclei pesanti a formare isotopiricchi di neutroni e perciòinstabili, per esempio:

^56Fe + n → ^57Fe^57Fe + n → ^58Fe, ecc.

Questi decadono rapidamentea formare elementi stabili come:^61Fe → ^61Co + e- + νModo per formare elementi piùpesanti di ^56Fe!

Tipi di SupernovaeEsistono vari tipi di supernove (Ia, Ib, Ic, II) classificate secondo i loro spettri.

Tipo I: Supernove senza righe di idrogeno nel loro spettroTipo Ia hanno una forte riga di Si II a 615nm. Tipo Ib hanno righe di Elio, Tipo Ic nonhanno 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 luminosee raggiungono dei picchi di luce conmagnitudine intorno a -19 !Corrispondente alla luminosità diun miliardo di soli.

La luminosità successiva è dovuta al decadimento del materiale radioattivo espulso.

Dato che il tipo di materiale emessoè diverso a seconda della SN ilmodo con cui queste curve di lucescendono dipende dal tipo di SN.

Supernova Ia

La perdita di massa della gigante rossaaumenta la massa della nana bianca e laporta sopra il limite di Chandrasekar.Si ha il collasso del nucleo e quando latemperatura è sufficientemente alta siinnesca il bruciamento esplosivo del C.La stella è completamente distruttadall’esplosione!

Le supernovae Ia sono oggi usate comeindicatori di distanze.Queste infatti emettono praticamentela stessa luminosità.Vedremo nelle prossime lezioni comepossono essere usate.

Una differenza fondamentaletra le supernovae Ia e le altre èche l’energia rilasciata non èdi origine gravitazionale (nonabbiamo un core collapse) matermonucleare !

Phillips relationship

Faster is the decraseFainter (larger magnitude)is the SN-IA

Una volta che abbiamocalibrato la SN-Ia conosciamola sua luminosità o magnitudineassoluta.misurando da terra la magnitudineapparente possiamo determinarnela distanza.

La determinazione delladistanza delle SN-Iainsieme alla determinazionedel redshift della SN-Ia(legge di Hubble)permette di determinareil 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 (materiache 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 (energiache non forma strutture) conproprietà molto strane e che ancoranon comprendiamo.

Provocherebbe una espansioneaccelerata dell’universo.

«Resti» di Supernovae

Le supernovae di tipo II lasciano come residuo una stella di neutroni oun 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 ilmezzo interstellare. Dura circa 1000 anni.

Resti di Supernovae

Il resto della supernova di Kepleroviene da una supernova esplosanel 1604.Nube di gas a ~1000 K (verde)spazza via il gas a velocitàdi ~2000 km/s (blu).

Nebulosa del Granchio: resto disupernova esplosa nel 1054 edocumentata dagli astronomicinesi.Rimase visibile di giorno per 23 giorni!

Nebulosa delle Vele

E’ un resto di SN esplosa 15000anni fa da una SN di tipo II.E’ distante circa 800 pc.

Il resto della supernova procedea velocità elevatissima,interagisce con il mezzo interstellareeccitandolo 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 visibileanche di giorno).

Cassiopeia ARadio 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 sembraaverla 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 esplosionedi 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 nerose la massa del core è ancora superiore.

Fritz Zwicky Walter Baade

Cosa rimane della stella in un resto di supernova ?

Baade e Zwicky ipotizzaronol’esistenza di «stelle di neutroni».analoghe alle nane bianchema con un gas degeneredi neutroni inveceche di elettroni.

Nessuno negli anni 30prese sul serio questaIpotesi.

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.

• 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..).

La risposta: Stella di Neutroni

Stella di Neutroni

Durante l’esplosione di una supernova ilnucleo di ferro si contrae, i nuclei atomicisi disgregano in neutroni.Il collasso è arrestato dalla pressione didegenerazione dei neutroni.Il nucleo di neutroni è quello che poi restaa formare la stella di neutroni.

Proprietà di una stella di neutroni:massa, M ~ 1.4 ‒ 3 (?) masse solariraggio, R ~ 10 kmdensità, 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 cinesie (forse) dagli indiani nel 1054, la nebulosa del Granchio, si e’ vista una Pulsar sia nelvisibile che negli X. In alcuni resti NON si osservano Pulsar. O il beam non e’ diretto verso di noioppure la supernova originaria era di tipo Ia (che esplode completamente).

Alcune stelle di neutroniappaioni pero’ isolate.come e’ possibile ?

Alcune stelle di neutroni hanno moto propri elevati…come se l’esplosione della SNfosse 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 & AnthonyHewish scoprirono le Pulsar,sorgenti radio con pulsazioniestremamente regolari(P = 0.001 s);inizialmente ritenuti segnalida esseri “intelligenti” poi ci siè resi conto che sono stelle dineutroni rapidamente ruotanti;un corpo di massa M e raggio R che ruota conperiodo P per non essere distrutto dalla forzacentrifuga deve avere P = (3π/Gρ)^0.5:P = 0.001 s → ρ = 1.4×10^17 kg m-3Le pulsazioni sono dovute all’emissione a“faro” della pulsar.

Quindi Jocelyn Bell ha scoperto le pulsars equindi le stelle di neutroni.

Purtroppo il premio Nobel per tale scoperta andò al suo capo, Hewish.

Ancora oggi questo e’ considerato uno deipiù grandi errori del comitato dei Nobel.

(ne hanno fatti parecchi….)

In ogni caso la Bell e’ ritenuta oggi una delleastronome più importanti (ha vinto moltialtri premi).

La Nebulosa del GranchioPerché abbiamo questa emissione di luce ? Non e’ una regione HII !

Luce di Sincrotrone

Luce di SincrotroneImmagine (vista negli X) della Nebulosadel Granchio.

I campi magnetici emettono due jet diElettroni, questi emettono radiazionedi sincrotrone.

Questo materiale forma delle onded’urto che producono radiazione X.

Il momento angolare della Pulsar vienetrasferito all’esterno. La Pulsar rallentaLa sua rotazione.

La pulsar nella nebulosa del Granchio Ha un periodo di 0.033 s e rallentadi circa 2 10^-8 secondi l’anno.

Pulsar giovani hanno periodi minori diPulsar vecchie !

Fasi finali di stelle massicce

Le stelle (isolate!) di massa maggiore alle 8 masse solari finiscono la loro vita nella esplosionedi 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 nerose la massa del core è ancora superiore.

Relatività Speciale Vi sono due principi alla basedella relatività speciale diEinstein:

- Le leggi della Fisica noncambiano se ci spostiamorra due sistemi di riferimentoIn moto a velocità costante(sistemi di riferimento inerziali).

- La velocità della luce è la stessase misurata in due sistemi diRiferimento inerziali.(Esempio dell’astronauta con unatorcia. La luce ci arriva con la stessavelocità sia che stiamo fermi, siase ci muoviamo a velocità costante verso di lui.

Relatività Speciale

Il fatto che la velocità della luce sia la stessa in ogni sistema di riferimento inerziale portaa due fatti:

- Contrazione delle lunghezze. Un oggetto in moto a velocità costante rispetto a noi ci Appare di dimensioni minori lungo la direzione del moto.

- Dilatazione dei tempi. In un corpo in moto rispetto a noi a velocitàcostante il tempo passa piu’ lentamente rispetto a noi.

Relatività Speciale

Il fatto che la velocità della luce sia la stessa in ogni sistema di riferimento inerziale portaa due fatti:

- Contrazione delle lunghezze. Un oggetto in moto a velocità costante rispetto a noi ci Appare di dimensioni minori lungo la direzione del moto.

- Dilatazione dei tempi. In un corpo in moto rispetto a noi a velocitàcostante il tempo passa piu’ lentamente rispetto a noi.

Misurare i muoni creati nell’atmosfera terrestre sulla superficie terrestre e’ laprova della dilatazione dei tempi. I muoni dovrebbero decadere in tempi piu’ brevie non dovrebbero raggiungere la superficie.

Relatività Generale• Estende la relatività speciale a sistemi non inerziali.• Si basa sul principio di equivalenza. Localmente e’ impossibile

capire se siamo sottoposti ad una forza gravitazionale o inerziale. Le forze gravitazionali sono forze inerziali e sono dovute alla curvatura dello spazio tempo.

Relatività Generale• Estende la relatività speciale a sistemi non inerziali.• Si basa sul principio di equivalenza. Localmente e’ impossibile

capire se siamo sottoposti ad una forza gravitazionale o inerziale. Le forze gravitazionali sono forze inerziali e sono dovute alla curvatura dello spazio tempo.

Prove della Relatività Generale

• Deflessione della Luce.

Nella cinematica newtoniana anche le particelleprive di massa sono sottoposte ad accelerazione. Questo porta ad una deviazione della posizione delle stelle rispetto alle cielo delle stelle fisse se le stelle sono in una posizione nel cielo molto vicina al Sole. I calcoli per la cinematica newtoniana erano già stati fatti da Cavendish. Einstein mostrò che se la teoria della relatività generale era corretta allora l’angolo di deviazione della luce doveva essere il doppio di quello newtoniano. Eddington, con un esperimento molto famoso svolto durante l’eclisse di Sole del 1919 confermò il risultato di Einstein.

Deflessione della Luce di una Stella da parte del Sole.

Telegramma di Eddington ad Einstein nel quale si afferma che le misure confermavano la sua teoria.

Prove della Relatività Generale

Sono stati individuati sistemidi stelle di neutroni binari comePSR B1913+16 (in questo casouna delle due stelle di neutronila vediamo come una Pulsar).

Questo oggetto, scoperto dagliastrofisici Hulse e Taylor mostraDelle orbite in accordo con la relativitàGenerale. Inoltre si ha uno spostamentoNel tempo del periastro in accordo conla perdita di energia del sistema tramiteonde gravitazionali, previste dalla GR.Hulse e Taylor hanno ricevuto il premioNobel nel 1993 per questa scoperta.

Buchi neriCome per le nane bianche c’è una massalimite anche per le stelle di neutroni:M < 3 Masse SolariNon esiste nessun processo fisico notoche si possa opporre al collassogravitazionale di una stella di neutroni.La stella collasserà in un punto di volumenullo e densità infinita, ovvero unasingolarità: un Buco Nero (Black Hole, BH).La velocità di fuga dalla superficie di uncorpo sferico di massa M e raggio R è:vf = (2GM/R)^0.5Supponiamo di comprimere il Sole in unasfera di raggio < 3 km:vf > c (c = 300000 km/s velocità della luce)neanche la luce può sfuggire → Buco Nero!

I Black Holes

Il forte campo gravitazionale vicino ad un buco nero (BH) può essere descritto solo utilizzando la teoria della relatività generale di Einstein.Nella relatività generale lo spazio ed il tempo fanno parte di uno spazio-tempo a 4 dimensioni (3 spaziali ed 1 temporale).La massa curva lo spazio-tempo. La curvatura dello spazio-tempo determina il moto delle masse. La gravità è una manifestazione della curvatura dello spazio-tempo.I corpi celesti (pianeti, stelle ecc.) abbastanza lontani dal corpo nero continueranno a muoversi secondo le leggi di Newton.Ad esempio: basta stare a circa 1000 km di distanza da un buco nero di 10 Msolari per averenuovamente la meccanica Newtoniana.

Orizzonte degli eventi

La massa di un BH è concentrata in un puntodi volume zero e densità infinita: una singolarità(non vale più la fisica nota).Questa singolarità è “nascosta” dall’orizzontedegli eventi: il volume intorno alla singolarità dacui né particelle né fotoni riescono a sfuggire.Il raggio dell’orizzonte degli eventi (Raggio diSchwarzschild) si ottiene dall’espressione dellavelocità di fuga sostituendo v_f → c; c = (2GM/R)^0.5 ovvero:R_S = 2GM/c^2 ~ 3 km (M/Msole)

Un derivazione rigorosa richiede la relatività generale.

Un buco nero è completamente caratterizzato da massa M, momentoangolare J (velocità di rotazione; J=0 → BH di Schwarzschild, J>0 → BHdi Kerr) e carica elettrica Q (in pratica Q~0).Le proprietà del materiale che cade in un BH sono irrilevanti una volta cheha passato l’orizzonte degli eventi!

Come si osservano i BH ?

I buchi neri non possono essereosservati direttamente, ma soloattraverso i loro effettigravitazionali.

Un esempio è la scoperta dei BHnelle binarie X:la massa può esseremisurata dalla oscillazioniperiodiche (effetto Doppler)della stella compagna.Se la stella compatta hamassa > 3 Msolari allora deveessere un BH.

Il primo candidato: Cygnus X1

Storicamente il primo candidato a Buco Nero e’ stata la sorgente X Cygnus X1 attornoalla supergigante blu HDE 226868. La sorgente X e’ variabile in modo irregolare con unPeriodo dell’ordine del centesimo di secondo. Questo porta a concludere che abbia unDimensione massima di circa 3000 km. Da misure delle righe spettrali della gigante blu siNota uno shift doppler e si ottiene una massa per la compagna sulle 7 masse solari.Non può quindi essere una stella di neutroni, e’ probabilmente un buco nero.

Altri candidati

V404 Cygni è un sistema binario costituito da una stella ordinaria e da un buco nero, situato nella costellazione del Cigno, ad una distanza di 2,39± 0,14 kpsc (circa 7800 anni luce) dalla Terra. Gli astronomi scoprirono la sua presenza nel 1989, quando il satellite giapponese per raggi X Ginga rilevò un burst di raggi X da un oggetto allora noto con la sigla GS2023+338. Esso proveniva da una regione dove era stata registrata nel 1930 una nova.Successivi studi condotti dall'Osservatorio di Mauna Kea hanno accurato che si tratta di un sistema costituito da una stella di classe spettrale K, con una massa circa il 70% del Sole, ruotante attorno ad un oggetto con massa di circa 12 volte il Sole, con un periodo di 6,5 giorni. Essendo tale massa molto superiore al limite di Oppenheimer, l'oggetto può essere solo un buco nero. La notevole vicinanza della stella ordinaria fa sì che essa abbia una forma allungata verso il buco nero, che le sottrae materia attraverso un disco di accrescimento. Ogni qualche decina di anni il disco raggiunge dimensioni tali da provocare violenti fenomeni che danno luogo alle forti variazioni di luminosità osservate. Questo sistema ospita il buco nero più vicino alla Terra di cui è stata accertata l'esistenza.

Altri Candidati

A0620-00 (V616 Monocerotis), è un sistema binario a raggi X formato da una stella di classe spettrale K e da un candidato buco nero, situato nella costellazione dell'Unicorno.La controparte visibile del sistema è una nana arancione di massa compresa tra le 0,5 e 1,5 masse solari, mentre l'oggetto compatto, un probabile buco nero, ha una massa compresa dalle 3 alle 11 masse solari, a seconda delle fonti prese come riferimento. La distanza del sistema dalla Terra è di circa 3000 anni luce.

In totale come binarie X ad oggi si sono trovati una ventina di candidati a buco nero.

Gamma Ray Bursts (GRB)

Brevi e intensi lampi (bursts) di raggi γ.Durata del singolo lampo ~ pochi secondi.L’alone nei raggi X e nell’ottico sparisce inalcuni giorni.

Due tipi di GRB:di lunga durata: 2 → 1000 s (più comuni)di corta durata: 0.01 → 2 s

Sono distribuiti a caso su tutto il cielo →hanno un’origine extragalattica.

L’origine extragalattica comportaluminosità ed energie estreme:L ~ 10^43 WE ~ 10^45 JNei casi più estremi:E ~ 10^47 J ~ Msolare c^2 (!)

Gamma Ray Bursts (GRB)

Natura Extragalattica dei GRB

La natura extra-galattica dei GRB e’ stata confermata dalle misure combinate del satelliteItaliano Beppo-Sax e dell’HST. GRB e galassia ospite sono nelle stesse coordinate.

Cosa produce i GRB ?

Durata corta:stadio finale della fusionedi una binaria compostada stella di neutroni ebuco nero (o altra stella dineutroni).

Durata lunga:collasso del nucleo di unastella massiccia (> 25 Msolari)rapidamente ruotante

Buchi Neri Supermassivi

Al centro di ogni galassia si suppone la presenza di un buco nero supermassivo (conmassa pari a milioni ma anche a miliardi di masse solari e raggi di Schwarzschild dell’ordine di 1 UA. In alcune galassie e’ visibile il disco di accrescimento ed il jet come per un buco nerodi origine stellare.

Buco Nero al Centro della Via LatteaGli astronomi ritengono che anche la nostra Galassia contenga al suo centro un buco nero supermassiccio, in direzione della radiosorgente Sagittarius A*, a 26.000 anni luce dal sistema solare in quanto:

- La stella S2 segue un'orbita ellittica con un periodo di 15,56 ± 0,35 anni ad una distanza media di 134,6 UA (17 ore-luce).- Dal moto di S2, la massa dell'oggetto viene stimata in 4,1 milioni di masse solari.

-Il raggio dell'oggetto centrale deve ovviamente essere inferiore a 17 ore luce, altrimenti S2 entrerebbe in collisione o ne verrebbe lacerata dalle forze di marea.

Misure recenti indicano che il raggio dell'oggetto non sia superiore a 6,25 ore luce, cioè all'incirca l'orbita di Urano.Solo un buco nero ha una densità sufficiente per stivare 4,1 milioni di masse solari in un tale volume di spazio.

Stelle VariabiliAlcune stelle possono variare di alcune magnitudini in brillanza.

- Variabili RR Lyrae.- Variabili Cefeidi.- Variabili a lungo periodo.

Sono tutte stelle evolute di postsequenza.La variabilità sembra causata da pulsazioni in cui l’inviluppo esterno si espande e si contrae ciclicamente.Ricordiamo che:

Per esempio nelle Cefeidi il raggio varia del 5-10% durante le pulsazioni.

Variabili Cefeidi

Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.Le Cefeidi si dividono in

Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.

Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola (meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .

Variabili Cefeidi

Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.Le Cefeidi si dividono in

Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.

Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola (meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .

Variabili Cefeidi

Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.Le Cefeidi si dividono in

Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.

Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola (meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .

RR-Lyrae

Variabili RR Lyrae

Le stelle variabili di tipo RR-Lyrae sono stelle periodiche che si trovano essenzialmentenegli ammassi globulari. Hanno masse dell’ordine di meta’ di quella del Sole.Sono stelle vecchie e di popolazione IISono molto piu’ comuni delle Cefeidi ma anche molto meno luminose.La magnitudine assoluta di una RR-Lyrae e’ 0.75 solo 40 o 50 volte piu’ luminosa del Sole.Il periodo e’ generalmente minore di un giorno, sulle sette ore.Sono usate per determinare le distanze degli ammassi globulari.

Metodo dell’ammasso mobile

La Heavitt calibro’ le Cefeidi nell’ammasso delle Iadi. Queste sono Cefeidi di popolazione I.Le cefeidi viste da Hubble e Humason per M31 erano invece di popolazione II.Vedremo che Hubble sbaglio’ calibrazione stimando una luminosita’ delle cefeidiIn M31 maggiore e quindi una distanza di M31 minore (vedremo costante di Hubble Maggiore).

Parallasse Spettroscopica

Relazione Periodo-Luminosita’

Le Cefeidi variano con un periodo che cresce con la luminosità media.

La luminosità intrinseca di una Cefeide può essere determinata a partire da suo periodo!

Le Cefeidi sono in genere molto luminose e possono essere osservate a grandi distanze (anche nelle galassie esterne).

Le osservazioni delle Cefeidi possono essere utilizzate per misurare le distanze fino alle galassie vicine. Le Cefeidi di tipo I hanno una relazione

periodo-luminosita’ diversa da tipo II !!A parita’ di periodo sono piu’ luminose.E’ necessario fare attenzione !!!

Come facciamo a conoscere la luminosita’ intrinseca ?

Intorno al 1910 Henrietta Leavitt scopre che leLuminosita’ delle stelle variabili cefeidi dellaPiccola nube di Magellano si dispongo in funzionedel loro periodo di luminosita’ secondo una leggeDel tipo:

35.1)(log78.2 10 PM

Tra il 1914 e il 1920 Harlow Shapley, all’epoca all’osservatorio di Mt. Wilson, usa le variabili cefeidi perstimare il diametro della nostra galassia.Secondo Shapley la nostra galassia era di un diametrodi circa 150.000 anni luce.

Nel 1920 nacque un dibattito famoso tra Shapley eHeber Curtis del Lick observatory. Secondo CurtisLe variabili cefeidi non erano attendibili, la galassiaera molto piu’ piccola (30.000 anni luce) ed ilSole quasi al suo centro.