c11:novae_supernovae
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 11.4 Fenomeni esplosivi: Variabili cataclismiche, | ||
+ | |||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | L' | ||
+ | rivolto la nostra attenzione, non rende completamente conto della | ||
+ | fenomenologia riguardante le strutture stellari. | ||
+ | Abbiamo ad esempio già ricordato l' | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | luminosità tipicamente di 3-4 magnitudini e permangono a tale | ||
+ | luminosità per alcuni giorni per tornare poi ad uno stato | ||
+ | quiescente e ripetere il fenomeno a distanze temporali irregolari | ||
+ | di settimane o mesi. Fenomeno quindi ben diverso dalle | ||
+ | pulsazioni che abbiamo già discusso, e che non trova spiegazione | ||
+ | all' | ||
+ | isolate. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 11.7** Curva di luce della variabile cataclismica | ||
+ | SS Cyg, del tipo U Geminorum. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Il nostro interesse per tali fenomeni riveste un duplice | ||
+ | aspetto. Innanzitutto, | ||
+ | esplosivi, vogliamo verificare se e quanto tali fenomeni possono | ||
+ | ulteriormente contribuire alla nucleosintesi di elementi pesanti. | ||
+ | In secondo luogo, è anche tempo di affrontare un problema | ||
+ | centrale dell' | ||
+ | materia sintetizzata all' | ||
+ | resitituita al mezzo interstellare, | ||
+ | |||
+ | L' | ||
+ | sono in ogni caso membri di sistemi binari stretti. Il meccanismo | ||
+ | all' | ||
+ | binarietà ed è ormai sufficientemente ben conosciuto. Si è | ||
+ | in ogni caso in presenza di sistemi formati da una [[wp.it> | ||
+ | una [[wp.it> | ||
+ | sufficientemente stretto (--> ...), può innescarsi uno | ||
+ | scambio di materia tra le due componenti, con gli strati | ||
+ | atmosferici della gigante che cadono sulla nana bianca formando in | ||
+ | genere attorno alla nana un [[wp.it> | ||
+ | deposita lentamente materia sulla nana stessa. | ||
+ | |||
+ | La materia cosi stratificata alla superficie della nana è | ||
+ | ricca di idrogeno, e quando tale inviluppo raggiunge una massa | ||
+ | critica si innescano esplosivamente le reazioni di combustione | ||
+ | dell' | ||
+ | L' | ||
+ | la stella ritorna nel suo stato quiescente e riprende il processo | ||
+ | di accrescimento che porterà a tempo debito ad una successiva | ||
+ | esplosione. Il processo è ripetitivo ma non strettamente | ||
+ | periodico. Per queste variabili vale, almeno qualitativamente, | ||
+ | Kukarkin e Parenago, secondo la quale il tempo che intercorre | ||
+ | due esplosioni è tanto più lungo quanto maggiore è l' | ||
+ | di luminosità. | ||
+ | |||
+ | Un meccanismo del tutto analogo è all' | ||
+ | più violenti, quali sono le esplosioni delle stelle Novae. Lo | ||
+ | splendore di tali stelle sale improvvisamente, | ||
+ | di almeno 10-11 magnitudini, | ||
+ | qualche mese a qualche anno) verso lo splendore originale. | ||
+ | Poiché nel suo stato quiescente la stella è raramente visibile | ||
+ | ad occhi nudo, tali eventi furono in antico considerati come | ||
+ | apparizione di nuove stelle, da cui il nome. L' | ||
+ | nell' | ||
+ | quindi a quella emessa dal [[wp.it> | ||
+ | che in una galassia come la nostra ogni anno si " | ||
+ | 30 Novae. Nelle esplosioni vengono espulsi circa 10< | ||
+ | M$_{\odot}$ di materiale elaborato nuclearmente dall' | ||
+ | fonte non trascurabile di arricchimento per la materia | ||
+ | interstellare. | ||
+ | |||
+ | Confuse per molto tempo con le Novae, le [[wp.it> | ||
+ | rappresentano infine un evento esplosivo di gran lunga più | ||
+ | energetico. Al picco di luminosità una SN può aumentare di 20 | ||
+ | magnitudini (100 milioni di volte) e raggiungere 10< | ||
+ | luminosità solari, emettendo quindi come un intera galassia. Che | ||
+ | si sia di fronte ad un fenomeno distruttivo è rivelato , oltre | ||
+ | cha dall' | ||
+ | velocità di espansione che si aggirano attorno ai 10< | ||
+ | L' | ||
+ | L' | ||
+ | devono terminare la loro vita con un collasso gravitazionale in | ||
+ | cui vengono messe in gioco energie tipiche delle SN. E in questo | ||
+ | stesso capitolo abbiamo trovato chiare tracce di un tale | ||
+ | accadimento nella produzione degli isotopi " | ||
+ | osservativo appare peraltro più complesso, e dovrà essere | ||
+ | discusso con qualche dettaglio. | ||
+ | \\ | ||
+ | {{youtube> | ||
+ | \\ | ||
+ | // Una simulazione artistica di cosa accade nel caso | ||
+ | di una SN Ia (Crediti ESO) // | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Le caratteristiche della [[wp.it> | ||
+ | consentito di evidenziare due distinte classi di SN, Come mostrato | ||
+ | in Fig. le Supernovae di Tipo I (SNI) hanno curve di luce ben | ||
+ | caratteristiche e praticamente sovrapponibili, | ||
+ | rapida discesa di circa tre magnitudini seguita da un più lento | ||
+ | e regolare declino. | ||
+ | (//SNII lineari//) in alcuni casi interrotto da un periodo in | ||
+ | cui la luminosità cessa quasi di decrescere (//SNII | ||
+ | plateau//). A tali differenze nella curva di luce si accomunano | ||
+ | anche caratteristiche spettroscopiche: | ||
+ | righe dell' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 11.8** | ||
+ | Curva di luce composita ottenuta | ||
+ | sovrapponendo i dati osservativi di 38 SN di tipo I. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Le SNII hanno le caratteristiche attese per il collasso finale di | ||
+ | grandi masse. Esse appaiono infatti solo in galassie a spirale e | ||
+ | solo in regioni ove sono evidenti fenomeni di recente formazione | ||
+ | stellare (Regioni H II). Quindi le SNII sono quelle predette | ||
+ | dall' | ||
+ | nell' | ||
+ | contornano il nucleo centrale neutronizzato, | ||
+ | " | ||
+ | invece oggetti inattesi, che vediamo esplodere anche in galassie | ||
+ | ellittiche, quindi in popolazioni antiche ove stanno ancora | ||
+ | evolvendo solo piccole masse. Un più accurato studio di questo | ||
+ | tipo di SN ha infine portata ad una ulteriore suddivisione delle | ||
+ | SNI in tipo " | ||
+ | assorbimento del SiII a $\lambda$ =6150 A, e SNIb ove tale riga è | ||
+ | assente. La Tabella 1 riassume la corrispondente | ||
+ | situazione osservativa: | ||
+ | |||
+ | {{: | ||
+ | |||
+ | |||
+ | Cosa può produrre l' | ||
+ | antica? La domanda trova una naturale risposta quando si mediti | ||
+ | sul fatto che le Nane Bianche di CO sono dei potenziali detonatori | ||
+ | se e quando qualche meccanismo le porti a superare la massa di | ||
+ | Chandrasekhar. E il meccanismo di trasferimento di massa che | ||
+ | vediamo all' | ||
+ | adegua perfettamente a tale compito. Per completezza aggiungiamo | ||
+ | che a fianco di tale meccanismo è stata anche proposta la | ||
+ | coalescenza di due nane bianche mutuamente orbitanti, a causa | ||
+ | della perdita di energia per | ||
+ | emissione di [[wp.it> | ||
+ | Resta in ogni caso l' | ||
+ | dalla detonazione-deflagrazione del C, con incinerimento e totale | ||
+ | dispersione della struttura. | ||
+ | |||
+ | Non sorprendentemente, | ||
+ | è così regolare perché governata, in sequenza temporale, | ||
+ | dall' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$^{56}Ni \rightarrow ^{56}Co + e^+ +\nu \ \ \ (\tau = 6 d)$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$^{56}Co \rightarrow ^{56}Fe + e^+ +\nu \ \ \ (\tau = 77 d)$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Valutazioni quantitative mostrano come in queste esplosioni | ||
+ | vengano sintetizzate da 0.5 a 1 M$_{\odot}$ dell' | ||
+ | di $\alpha$ $_{28}^{56} Ni$. La buona analogia tra le curve di | ||
+ | luce delle SNIa e SNIb indica infine che anche le SNIb devono | ||
+ | corrispondere all' | ||
+ | degenere. L' | ||
+ | peraltro che in questo caso tale incinerimento deve trarre origine | ||
+ | dal nucleo degenere di una stella di massa intermedia. Anche in | ||
+ | quest' | ||
+ | importante, producendo stelle con nuclei degeneri privi del loro | ||
+ | inviluppo, osservate nella Galassia, note come | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | Non è peraltro escluso che almeno nelle primissime | ||
+ | generazioni stellari deficienti in metalli, a causa del combinato | ||
+ | aumento di M$_{UP}$ con la possibile diminuzione della perdita di | ||
+ | massa (diminuita opacità radiativa), il limite di Chandrasekhar | ||
+ | possa essere stato raggiunto anche da stelle isolate di massa | ||
+ | intermedia. | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ | ||
c11/novae_supernovae.txt · Ultima modifica: 05/06/2023 10:55 da marco