c11:novae_supernovae
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Linea 69: | Linea 69: | ||
che in una galassia come la nostra ogni anno si " | che in una galassia come la nostra ogni anno si " | ||
30 Novae. Nelle esplosioni vengono espulsi circa 10< | 30 Novae. Nelle esplosioni vengono espulsi circa 10< | ||
- | <tex>M$_{\odot}$</ | + | M$_{\odot}$ di materiale elaborato nuclearmente dall' |
fonte non trascurabile di arricchimento per la materia | fonte non trascurabile di arricchimento per la materia | ||
interstellare. | interstellare. | ||
Linea 89: | Linea 89: | ||
osservativo appare peraltro più complesso, e dovrà essere | osservativo appare peraltro più complesso, e dovrà essere | ||
discusso con qualche dettaglio. | discusso con qualche dettaglio. | ||
- | + | \\ | |
- | Le caratteristiche della curva di luce hanno innanzitutto | + | {{youtube> |
+ | \\ | ||
+ | // Una simulazione artistica di cosa accade nel caso | ||
+ | di una SN Ia (Crediti ESO) // | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Le caratteristiche della [[wp.it>curva di luce]] hanno innanzitutto | ||
consentito di evidenziare due distinte classi di SN, Come mostrato | consentito di evidenziare due distinte classi di SN, Come mostrato | ||
in Fig. le Supernovae di Tipo I (SNI) hanno curve di luce ben | in Fig. le Supernovae di Tipo I (SNI) hanno curve di luce ben | ||
Linea 123: | Linea 129: | ||
tipo di SN ha infine portata ad una ulteriore suddivisione delle | tipo di SN ha infine portata ad una ulteriore suddivisione delle | ||
SNI in tipo " | SNI in tipo " | ||
- | assorbimento del SiII a <tex>$\lambda$</ | + | assorbimento del SiII a $\lambda$ =6150 A, e SNIb ove tale riga è |
assente. La Tabella 1 riassume la corrispondente | assente. La Tabella 1 riassume la corrispondente | ||
situazione osservativa: | situazione osservativa: | ||
Linea 150: | Linea 156: | ||
\\ | \\ | ||
\\ | \\ | ||
- | <tex> | ||
$$^{56}Ni \rightarrow ^{56}Co + e^+ +\nu \ \ \ (\tau = 6 d)$$ | $$^{56}Ni \rightarrow ^{56}Co + e^+ +\nu \ \ \ (\tau = 6 d)$$ | ||
- | </ | ||
\\ | \\ | ||
\\ | \\ | ||
- | <tex> | ||
$$^{56}Co \rightarrow ^{56}Fe + e^+ +\nu \ \ \ (\tau = 77 d)$$ | $$^{56}Co \rightarrow ^{56}Fe + e^+ +\nu \ \ \ (\tau = 77 d)$$ | ||
- | </ | ||
\\ | \\ | ||
\\ | \\ | ||
Valutazioni quantitative mostrano come in queste esplosioni | Valutazioni quantitative mostrano come in queste esplosioni | ||
- | vengano sintetizzate da 0.5 a 1 <tex>M$_{\odot}$</ | + | vengano sintetizzate da 0.5 a 1 M$_{\odot}$ dell' |
- | di <tex>$\alpha$ $_{28}^{56} Ni$</ | + | di $\alpha$ $_{28}^{56} Ni$. La buona analogia tra le curve di |
luce delle SNIa e SNIb indica infine che anche le SNIb devono | luce delle SNIa e SNIb indica infine che anche le SNIb devono | ||
corrispondere all' | corrispondere all' | ||
Linea 174: | Linea 176: | ||
Non è peraltro escluso che almeno nelle primissime | Non è peraltro escluso che almeno nelle primissime | ||
generazioni stellari deficienti in metalli, a causa del combinato | generazioni stellari deficienti in metalli, a causa del combinato | ||
- | aumento di <tex>M$_{UP}$</ | + | aumento di M$_{UP}$ con la possibile diminuzione della perdita di |
massa (diminuita opacità radiativa), il limite di Chandrasekhar | massa (diminuita opacità radiativa), il limite di Chandrasekhar | ||
possa essere stato raggiunto anche da stelle isolate di massa | possa essere stato raggiunto anche da stelle isolate di massa | ||
intermedia. | intermedia. | ||
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- | <fbl> | ||
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~~DISQUS~~ | ~~DISQUS~~ | ||
c11/novae_supernovae.1455531525.txt · Ultima modifica: 14/06/2021 14:06 (modifica esterna)