allora...cominciamo con le risposte...mi civorrà un pò di tempo arispondere a tutte le tue domande...cmq vedrò di fare dele mio meglio
SUPERNOVE:Le supernove sono eventi cataclismatici che non hanno pari.
Tali fenomeni possono rendersi estremamente luminosi a tal punto, da mostrarsi visibili nei cieli notturni per parecchi giorni e come nel passato far da comparsa anche di giorno quando la luminosità del nostro Sole copre qualsiasi traccia delle costellazioni notturne.
Spesso l'intensità delle supernove può superare ampiamente in luminosità la galassia che le ospita dando la possibilità , a fortunati appassionati e studiosi, di osservarle, fotografarle o magari acquisendo le immagini con metodi all'avanguardia.
La gran parte delle supernove che sono state scoperte fino ad oggi, sono comparse in delle Galassie molto lontane tanto da non dare l'opportunità a tutti di poterle osservare nel dettaglio infatti solo in rarissime occasioni tali eventi sono apparsi in Galassie più vicine offrendo la possibilità ai ricercatori di studiarle nei minimi particolari.
Una supernova che rimase famosa per la sua scoperta fu la 1987A (Fig.1) esplosa nella Grande Nube di Magellano, una galassia satellite della nostra Via Lattea, dove a sua volta esplose l'ultima Sn nel 1604 scoperta dal famosissimo astronomo Kepler.
A seconda dell'evoluzione, le Sn si possono dividere in due categorie: di Tipo 2 e di Tipo 1.
La vita delle stelle in genere è caratterizzata dall'equilibrio che c'è fra la gravità e la pressione provocata dalle reazioni interne. L'energia che viene prodotta fin dai prini secondi di vita di una stella è generata dalla conversione dell'idrogeno in elio, ciclo che per quanto riguarda stelle aventi otto volte la massa del sole, dura circa 10.000.000 anni, terminati i quali, l'idrogeno finisce provocando delle trasformazioni interne alla stella che piano piano si avvicinerà alla fine della sua esistenza.
Per la fusione dell'Elio basterà una temperatura dieci volte maggiore aquella che occorrà all'idrogeno.
A questo punto il nucleo stellare non riuscirà più a sostenere il peso di materia che gli sta attorno.
Tale evento da il via a delle contrazioni del nucleo che creano le condizioni ottimali per l'accensione dell'elio.
Le reazioni innescate e l'aumento della temperatura, permettono di bruciare ancora lo strato d'idrogeno, che circonda il nucleo di Elio.
Questo ciclo che determina l'esaurimento della materia che serve per la fusione, viene anche ripetuto per il Neon che si trasforma in Ossigeno, l'Ossigeno che viene convertito in Silicio e Zolfo e il Silicio in Ferro e Nichel.
Dopo queste fasi la stella ha il nucleo formato da Ferro e Nichel e gli strati esterni, da Silicio, Zolfo, Ossigeno, Neon,
Carbonio, Elio e Idrogeno.
Ora la massa del Ferro raggiunge l'equivalente di 1.4 masse solari, la stella raggiunge una temperatura elevatissima, tanto da
disintegrare il ferro convertendolo in Elio.
Adesso il nucleo va raffreddandosi, non dando più alla stella l'energia che creava il bilanciamento fra la spinta
gravitazionale e la materia.
L'implosione trasforma i protoni ed elettroni in neutroni che a causa della fortissima attrazione gravitazionale riduce la dimensione del nucleo a pochi Kilometri, creando una futura stella di neutroni.
La stella crolla su se stessa, portando a contatto i neutroni, elevando cosi la densità a valori superiori dei nuclei atomici.
La rigidità della materia porta i neutroni a reagire come una molla, producendo un contraccolpo che forma un'onda d'urto che si riversa all'esterno.
L'onda d'urto infine porta la temperatura della stella a 20.000 gradi, proiettando i materiali esterni al nucleo a velocità di circa
15.000 Km/s.
Qeusto determina, un'espansione di tali materiali, osservabile come un'aumento istantaneo della luminosità della stella.
Sn di tipo I.
Queste Sn sono contraddistinte da una grande luminosità, che le rende visibile anche in galassie molto lontane, ma che con il
passare del tempo, tende a perdere la sua grande luminosità, regolarmente e lentamente.
Sostanzialmente in base a parametri di tipo spettrale, non c'è molta differenza fra i due tipi di Sn anche se , le cause delle
esplosioni sono estremamente differenti.
La stella che permette la formazione delle Sn di tipo I, appartiene ad un sistema binario, dove uno dei due astri è una nana bianca che è circa 1/10 della dimensione del nostro Sole.
In genere questo è lo stadio in cui la stella di piccole dimensioni entra nella parte finale della sua evoluzione.
Con l'andare del tempo il sistema binario, tende a perdere momento angolare, avvicinando le due componenti tanto che la materia della compagna si trasferisce, attraverso un disco di accrezione, attorno alla nana bianca
Questo stato di cose causa, inesorabilmente, l'aumento della massa della nana bianca, fino a raggiungere un valore critico noto come "Limite di Chandrasekhar".
Dopo che tale limite viene superato, la stella viene stravolta da eventi che trasformano la struttura di questa, causando in
brevissimi istanti, l'aumento della pressione e della temperatura e la conversione prima in Ossigeno, via via in Silicio, Magnesio e infine in materiali pesanti come il ferro.
Ma tutte queste reazioni, coinvolgono sia gli strati esterni e il nucleo di idrogeno, portando alla inevitabile distruzione totale della stella, che rilascierà un'incredibile energia, tale da renderla visibile.
Sn di tipo 2Le supernovae di tipo II accadono quando il nucleo di una stella molto massiccia (almeno 8 masse solari, se non di più) ha prodotto una notevole quantità di ferro, la cui fusione assorbe energia invece di liberarla. Quando la massa del nucleo di ferro raggiunge il limite di Chandraseckhar (bastano pochi giorni), esso decade spontaneamente in neutroni e, sotto l'effetto della sua stessa gravità, implode. Ne risulta una tremenda ondata di neutrini, che sottraggono un'enorme quantità di energia alla stella e iniziano a viaggiare verso l'esterno. Attraverso un processo non del tutto compreso, una parte dell'energia trasportata dai neutrini viene ceduta agli strati esterni della stella. Quando, alcune ore dopo, l'onda d'urto raggiunge la superficie della stella, la sua luminosità aumenta drasticamente e gli strati esterni vengono sparati nello spazio. Il nucleo della stella può diventare una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della sua massa. I dettagli del processo sono ancora poco compresi, e non si conosce il valore esatto di massa che discrimina tra i due risultati.
Edited by Sè#9 - 3/1/2005, 18:54