Marco Salvati

1. Marco Salvati INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) Osservatorio Astrofisico di Arcetri

2. Le ultimefasi dell’ evoluzione stellare

3. Come fa una stella a restare in equilibrio contro la gravita’ ? Teorema del viriale, esatto e approssimato: la stella deve avere sufficiente energia termica Una stella calda irraggia e tende a raffreddarsi: le reazioni nucleari mantengono l’equilibrio

4. T = energia termica, W = energia gravitazionale, E = energia totale, G = costante della gravitazione, R e M = raggio e massa della stella, p = pressione del gas stellare

5. Quandoilcombustibilenucleare siesaurisce, la stelladiventa fredda Se fosse fredda e privadienergia termica, alloracollasserebbefino a diventare un “buconero” E’ possibileunastellafredda con energiatermicamaggioredi zero ?

6. Il principio diindeterminazioneri- chiedecheimpulso (mv) e posizione (x) “riempiano” un volume non zero (le celle quadrate dellafigura), il principio diesclusionedi Pauli proi- bisceche in unacellacisiapiùdi unaparticella. C’èquindi un valore minimo dell’ energia (energiadiFer- mi) anche a temperatura zero.

7. m_e e m_p = massa dell’ elettrone e del protone, v = velocità, V = velocità massima (di Fermi), M e R = massa e raggio della stella, h = costante di Planck

8. se la stella è ancora calda, qualche particella si trova a energie maggiori dell’ energia di Fermi, e puo’ occupare uno stato di energia minore emettendo un fotone; quando la stella è fredda, tutti gli stati fino all’ energia di Fermi sono occupati, e nessun irraggiamento è più possibile (stella nera)

9. stati di equilibrio di una stella fredda, alla fine della sua evoluzione; nelle fasi calde, la stella si trova sopra la curva, e si muove verso destra in linea orizzontale; se la massa è bassa (alta) la stella si arresta sulla “scarpata” di sinistra = nana bianca (destra = stella di neutroni)

10. Come arriva una stella allo stato finale ? Bruciamenti nucleari successivi (struttura a “cipolla”), perdita di massa, nebulose planetarie Come e’ possibile osservare le nane bianche ?

11. le stelle seguono una caratteristica distribuzione in massa e temperatura (o colore): durante la vita normale sono sulla diagonale centrale (main sequence), poi si spostano in alto a destra e infine si dispongono sulla diagonale in basso a sinistra (white dwarfs)

12. durante lo spostamento, la stella perde gli strati esterni e appare come una nebulosa planetaria

13. il puntino appena sopra l’angolo in alto a sinistra è la nana bianca Sirio B, in orbita attorno alla ben nota stella brillante Sirio

14. Le nanebianchesonodestinate a diventarenane “nere” Tuttavia, ancheunastella del tuttospentapuo’ ritornareattiva se riesce a catturaremateriadall’ ambientecircostante Stelle Novae

16. Se la massa finale dellastella e’ troppogrande, invecediuna nana biancasi forma unastelladi neutroni; se e’ ancorapiu’ grande, si forma un buconero In questicasi la formazione e’ un processo molto violento, visibile come una Supernova

17. stati di equilibrio di una stella fredda, alla fine della sua evoluzione; nelle fasi calde, la stella si trova sopra la curva, e si muove verso destra in linea orizzontale; se la massa è bassa (alta) la stella si arresta sulla “scarpata” di sinistra = nana bianca (destra = stella di neutroni)

18. L’immagine a destra mostra la situazione precedente alla esplosione di una Supernova (a sinistra)

24. istantanee prese a intervalli di frazioni di secondo: la stella indicata dalla freccia a destra è invisibile a sinistra, si tratta di una pulsar (la Crab) che si accende e si spegne 30 volte ogni secondo

25. Puo’ accadereche la stelladi neutronirisultantedall’ esplosionediuna Supernova rimangavisibile per milionidi anni come “pulsar” Questorichiede un forte campo magnetico e unarotazione molto veloce

26. una pulsar è una “trottola” cosmica, che irraggia un fascio di radiazione mentre ruota; ogni volta che il fascio ci colpisce vediamo la pulsar “accesa”

27. I processiviolentitipicidelle stellecompatte (“collassate”) simanifestano con la emissione diradiazioneanchefuoridella bandavisibile, cioe’ nellabanda radio, X o gamma; vengono emesseancheparticelleesoti- che (raggicosmici, neutrini), e ondegravitazionali

28. immagine X (a sinistra) e ottica (a destra) della nebulosa alimentata dalla Crab pulsar

29. Una, dieci, cento Geminghe Pulses at 1/10th true rate

30. In ognicaso, come si e’ gia’ visto per le nanebianche, anche le stelledineutroni (e ancheibuchi neri) possonoessere la sededi importantifenomenidiaccresci- mento, con l’emissionedivarie formediradiazione e altrifeno- menisecondari (onded’urto, getti)

33. Come è possibile che un oggetto si muova a velocità superiore a c ? y s q x

35. Le nanebianche e le stelledineutronisonolimitate a poche masse stellari. I buchineripossonocrescerefino a milioni o miliardidimasse stellari, e dare origineai quasar.

38. Fine