20402214 - ASTROFISICA STELLARE

Fornire allo studente una buona conoscenza della struttura ed evoluzione stellare, con applicazioni rilevanti per problemi astrofisici generali, come la datazione delle stelle e l'età dell'Universo, il ruolo delle abbondanze degli elementi leggeri dell'evoluzione e la connessione con le abbondanze cosmologiche, le stelle variabili e le supernovae, ed il loro ruolo per la determinazione della scala di distanza, gli oggetti compatti (nane bianche, stelle di neutroni e la loro importanza nell'evoluzione delle binarie interattive. Lo scopo è quindi quello di fornire le basi di conoscenza sulle stelle per applicazioni astrofisiche anche non stellari

VENTURA PAOLO

scheda docente | materiale didattico

Programma

Osservazioni stellari
Magnitudine di una stella. Intensità luminosa. Magnitudine apparente e relativa. Spettro di corpo nero. Leggi di Wien e Stefan-Boltzmann.
I colori delle stelle. Profondità ottica. Equazione del trasporto radiativo. Oscuramento al bordo. Approssimazione di Eddington-Barbier. Atmosfera grigia. Definizione di fotosfera e di temperatura effettiva. I diagrammi di Hertzprung-Russell e Colore-Magnitudine.
Spettri stellari. Equazioni di Saha e di Boltzman. Righe dell’idrogeno. Discontinuità di Balmer. Tipi spettrali.

Trasporto radiativo e opacità.
La radiazione elettromagnetica. Rapporto tra flusso radiativo e gradiente di temperatura. Opacità e libero cammino medio fotonico. Coefficiente di opacità medio di Rosseland. Meccanismi di assorbimento di fotoni: transizioni legato-legato, legato libero, e libero-libero. Opacità di Kramer. Scattering Thomson. Conduzione elettronica. Importanza relativa dei vari tipi di opacità nel piano densità-temperatura.

La convezione nelle stelle
L’instabilità convettiva. Criteri di Schwarzschild e Ledoux per l’instabilità convettiva. Cause principali per l’instaurarsi dell’instabilità convettiva. Efficienza della convezione. La“Mixing Length Theory” e il parametro libero α.Incertezze legate alla convezione. Calibrazione del parametro libero. Problematiche legate alla turbolenza e alla non località della convezione.

Equazione di stato
Equazione di stato per gli interni stellari. Pressioni di gas perfetto e di radiazione. Degenerazione elettronica. Il ruolo del Principio di Pauli. Il momento di Fermi. Degenerazione parziale e completa.
Equazione di stato per gas degenere in regime relativistico e non relativistico. Cristallizzazzione.
Neutronizzazione. Importanza relativa dei vari tipi di pressione nel piano densità –temperatura.

Generazione di energia nucleare
Le reazioni nucleari. Difetto di massa. Effetto tunnel. Risonanze. Sezioni d’urto. Rate di reazioni
nucleari. Coefficiente di generazione di energia nucleare. Picco di Gamow. Dipendenza funzionale del rate delle reazioni nucleari dalla temperatura. Screening elettronico. La catena protone-protone. Il ciclo CNO.
Abbondanzedi equilibrio CNO. Le reazioni 3α.

Le equazioni dell’equilibrio stellare
Equazioni dell’equilibrio stellare. Conservazione della massa. Espressione e significato fisico del coefficiente di generazione di energia gravitazionale. Conservazione dell’energia. Equilibrio idrostatico. Trasporto energetico. Energetica dei neutrini. Trattamento degli strati atmosferici. Equazioni dell’equilibrio stellare in forma adimensionale.

Nascita delle stelle e prime fasi evolutive
Il teorema del Viriale. Il criterio di Jeans per il collasso. La massa di Jeans. Frammentazione gerarchica.
Cooling radiativo. Collasso isotermo. Collasso adiabatico. Dischi di accrescimento e struttura del disco. Bilancio energetico durante la fase di accrescimento. Struttura di protostella. La teoria di Hayashi della pre-sequenza. linee di Hayashi e loro significato fisico. Stratificazione di entropia in stelle radiative e convettive.
Tracce evolutive classiche di pre-sequenza nel diagramma HR. Il tempo-scala di Kelvin-Helmotz. Il modello di Palla&
Stahler. Accrescimento. Evoluzione del core in equilibrio idrostatico. La relazione Massa-Raggio. La “birthline”. La fusione del Litio in pre-sequenza. Il Litio nelle stelle di associazioni stellari giovani.
Il limite di massa per la fusione dell’idrogeno. Brown dwarfse pianeti giganti. Ruolo della degenerazione elettronica. Il “Disk-locking” e il frenamento magnetico.

La combustione di idrogeno
Sequenze principali (MS) di ammassi aperti e globulari. Relazione Massa - Luminosità per stelle di MS. Forma della ZAMS. Limite inferiore e superiore per le masse di stelle di MS. Struttura delle stelle di MS al variare della massa: estensione delle zone convettive e radiative. Limite in massa per la combustione pp e CNO.
Ruolo dell’idrogeno molecolare nella morfologia della ZAMS. Sequenze principali osservate in ammassi globulari e aperti : interpretazione. Tracce evolutive di stelle di sequenza principale. Incertezze teoriche sull’evoluzione delle stelle di MS: overshooting dal core, gradiente di temperatura in inviluppi convettivi.

La fase di gigante rossa
(KW – caps.30.5 e 32; articolo-review di M.Salaris) Evoluzione post-MS. Espansione in gigante. Il limite di Schonberg
-Chandrasekhar. Degenerazione del core di elio nei modelli di piccola massa. Primo dredge-up: cause e effetti. Estensione dell’inviluppo convettivo delle stelle al variare della temperatura effettiva.
Bump delle giganti. Funzioni di luminosità di ammassi stellari. Evoluzione di stelle di piccola massa fino al tip delle giganti. Il ruolo della shell CNO. Relazione Luminosità – Massa di core per le stelle di piccola massa.
Il ruolo dei neutrini per la determinazione del picco di temperatura. Flash dell’elio. Termodinamica
del flash. Il ruolo della degenerazione elettronica. Mini-flash. Confronto tra strutture termodinamiche pre- e post- flash. Evoluzione di ramo orizzontale: escursione delle tracce evolutive verso il blu e il rosso. Il ruolo dell’elio. Interpretazione dei rami orizzontali degli ammassi globulari: ruolo di età e perdita di massa . Combustione di elio in stelle non degeneri. “Blue loop” nel diagramma HR.

Evoluzione di ramo asintotico (KW –cap.33)
Secondo dredge-up. Degenerazione del core CO. Doppia shell di combustione nucleare. Instabilità
del pulso termico. Evoluzione in ramo asintotico. Relazione Luminosità –Massa di core per stelle AGB. “Hot Bottom Burning” e Terzo dredge-up. Stelle ricche di litio. Stelle al Carbonio.Variazione della chimica superficiale di stelle AGB al variare della massa. Evoluzione super-AGB: flame convettivo e formazione di
un core di Ossigeno e Neon. Polvere da stelle di ramo asintotico. Interpretazione dei diagrammi osservativi di popolazioni stellari evolute nelle Nubi di Magellano.

Le Nane bianche (KW –cap.35)
Ultime fasi di evoluzione di stelle di piccola massa o di massa intermedia. Lo stadio di nebulosa planetaria. Teoria di Chandrasekhar per le stelle nane bianche. Proprietà strutturali delle nane:
relazione Massa-Raggio. Bilancio energetico di nane bianche. Luminosità delle Nane bianche.
Teoria del raffreddamento (cooling).

Stelle variabili (KW –cap.39; BV3 –cap.18)
Variabilità stellare: introduzione storica. Oscillazioni radiali. Periodo di propagazione di una perturbazione acustica. Il confronto tra stelle variabili e macchine termiche. Meccanismi ε e k per la produzione del ‘’driving’’.
Il ruolo della dipendenza dell’opcità dalla temperatura. Zone di ionizzazione parziale di idrogeno ed elio come motori della variabilità stellare. Distribuzione delle stelle variabili nel diagramma HR, e relativa interpretazione. Strisce di instabilità. Variabili Cefeidi e RR Lyrae: stadio evolutivo, e relazioni Periodo -Luminosità.

Gli Ammassi stellari
Distribuzione spaziale e proprietà degli ammassi globulari della Via Lattea.
Distribuzione di stelle di ammassi stellari nel piano colore-magnitudine. Differenze tra ammassi aperti e globulari. Metodo del fitting delle isocrone: la magnitudine del Turn-off come indicatore di distanza e di età.
Reddening ed estinzione. Impatto della metallicità sul colore della sequenza principale degli
ammassi di stelle. Interpretazione dei rami orizzontali degli Ammassi Globulari.
Anomalie chimiche delle stelle di ammassi globulari. Anticorrelazioni ossigeno-sodio e magnesio-alluminio. Evidenze fotometriche della presenza di una o più componenti arricchite in elio. Lo scenario AGB
per la formazione di popolazioni multiple negli ammassi globulari.

Evoluzione di stelle massicce(KW –cap.34)
Stadi evolutivi terminali di stelle massicce: stelle LBV e Wolf-Rayet. Supernovae: osservazioni.
Supernovae di tipo Ia, Ib, Ic e II. Fasi evolutive post combustione di carbonio: formazione di un
“iron core”. Collasso del core. Fotodisintegrazione del core. Maccanismi esplosivi.

Testi Adottati

Titolo: Stellar structure and evolution
Autori: Kippenhahn, Weigert
Springer-Verlag 1990

Titolo: Introduction to stellar Astrophysics (vol. 2)
Autrice: E. Bohm-Vitense
Cambridge University Press 1992

Titolo: Introduction to stellar Astrophysics (vol. 3)
Autrice: E. Bohm-Vitense
Cambridge University Press 1992

Modalità Erogazione

Lezioni frontali di due ore. In ciascuna lezione si affronta un argomento inerente la struttura delle stelle, le proprietà dei plasmi stellari e i campi di applicazione allo studio delle popolazioni stellari. Gli studenti vengono sollecitate con domande che si agganciano ad argomenti trattati nelle lezioni precedenti, in modo da stimolare una visione globale dell'astrofisica stellare.

Modalità Valutazione

La valutazione avviene tramite una prova orale. Durante la prova, che tipicamente dura 40 minuti, lo studente è invitato a trattare tre argomenti diversi, relativi alle proprietà delle stelle e delle popolazioni stellari.

VENTURA PAOLO

scheda docente | materiale didattico

Mutuazione: 20402214 ASTROFISICA STELLARE in Fisica LM-17 N0 VENTURA PAOLO

Programma

Osservazioni stellari
Magnitudine di una stella. Intensità luminosa. Magnitudine apparente e relativa. Spettro di corpo nero. Leggi di Wien e Stefan-Boltzmann.
I colori delle stelle. Profondità ottica. Equazione del trasporto radiativo. Oscuramento al bordo. Approssimazione di Eddington-Barbier. Atmosfera grigia. Definizione di fotosfera e di temperatura effettiva. I diagrammi di Hertzprung-Russell e Colore-Magnitudine.
Spettri stellari. Equazioni di Saha e di Boltzman. Righe dell’idrogeno. Discontinuità di Balmer. Tipi spettrali.

Trasporto radiativo e opacità.
La radiazione elettromagnetica. Rapporto tra flusso radiativo e gradiente di temperatura. Opacità e libero cammino medio fotonico. Coefficiente di opacità medio di Rosseland. Meccanismi di assorbimento di fotoni: transizioni legato-legato, legato libero, e libero-libero. Opacità di Kramer. Scattering Thomson. Conduzione elettronica. Importanza relativa dei vari tipi di opacità nel piano densità-temperatura.

La convezione nelle stelle
L’instabilità convettiva. Criteri di Schwarzschild e Ledoux per l’instabilità convettiva. Cause principali per l’instaurarsi dell’instabilità convettiva. Efficienza della convezione. La“Mixing Length Theory” e il parametro libero α.Incertezze legate alla convezione. Calibrazione del parametro libero. Problematiche legate alla turbolenza e alla non località della convezione.

Equazione di stato
Equazione di stato per gli interni stellari. Pressioni di gas perfetto e di radiazione. Degenerazione elettronica. Il ruolo del Principio di Pauli. Il momento di Fermi. Degenerazione parziale e completa.
Equazione di stato per gas degenere in regime relativistico e non relativistico. Cristallizzazzione.
Neutronizzazione. Importanza relativa dei vari tipi di pressione nel piano densità –temperatura.

Generazione di energia nucleare
Le reazioni nucleari. Difetto di massa. Effetto tunnel. Risonanze. Sezioni d’urto. Rate di reazioni
nucleari. Coefficiente di generazione di energia nucleare. Picco di Gamow. Dipendenza funzionale del rate delle reazioni nucleari dalla temperatura. Screening elettronico. La catena protone-protone. Il ciclo CNO.
Abbondanzedi equilibrio CNO. Le reazioni 3α.

Le equazioni dell’equilibrio stellare
Equazioni dell’equilibrio stellare. Conservazione della massa. Espressione e significato fisico del coefficiente di generazione di energia gravitazionale. Conservazione dell’energia. Equilibrio idrostatico. Trasporto energetico. Energetica dei neutrini. Trattamento degli strati atmosferici. Equazioni dell’equilibrio stellare in forma adimensionale.

Nascita delle stelle e prime fasi evolutive
Il teorema del Viriale. Il criterio di Jeans per il collasso. La massa di Jeans. Frammentazione gerarchica.
Cooling radiativo. Collasso isotermo. Collasso adiabatico. Dischi di accrescimento e struttura del disco. Bilancio energetico durante la fase di accrescimento. Struttura di protostella. La teoria di Hayashi della pre-sequenza. linee di Hayashi e loro significato fisico. Stratificazione di entropia in stelle radiative e convettive.
Tracce evolutive classiche di pre-sequenza nel diagramma HR. Il tempo-scala di Kelvin-Helmotz. Il modello di Palla&
Stahler. Accrescimento. Evoluzione del core in equilibrio idrostatico. La relazione Massa-Raggio. La “birthline”. La fusione del Litio in pre-sequenza. Il Litio nelle stelle di associazioni stellari giovani.
Il limite di massa per la fusione dell’idrogeno. Brown dwarfse pianeti giganti. Ruolo della degenerazione elettronica. Il “Disk-locking” e il frenamento magnetico.

La combustione di idrogeno
Sequenze principali (MS) di ammassi aperti e globulari. Relazione Massa - Luminosità per stelle di MS. Forma della ZAMS. Limite inferiore e superiore per le masse di stelle di MS. Struttura delle stelle di MS al variare della massa: estensione delle zone convettive e radiative. Limite in massa per la combustione pp e CNO.
Ruolo dell’idrogeno molecolare nella morfologia della ZAMS. Sequenze principali osservate in ammassi globulari e aperti : interpretazione. Tracce evolutive di stelle di sequenza principale. Incertezze teoriche sull’evoluzione delle stelle di MS: overshooting dal core, gradiente di temperatura in inviluppi convettivi.

La fase di gigante rossa
(KW – caps.30.5 e 32; articolo-review di M.Salaris) Evoluzione post-MS. Espansione in gigante. Il limite di Schonberg
-Chandrasekhar. Degenerazione del core di elio nei modelli di piccola massa. Primo dredge-up: cause e effetti. Estensione dell’inviluppo convettivo delle stelle al variare della temperatura effettiva.
Bump delle giganti. Funzioni di luminosità di ammassi stellari. Evoluzione di stelle di piccola massa fino al tip delle giganti. Il ruolo della shell CNO. Relazione Luminosità – Massa di core per le stelle di piccola massa.
Il ruolo dei neutrini per la determinazione del picco di temperatura. Flash dell’elio. Termodinamica
del flash. Il ruolo della degenerazione elettronica. Mini-flash. Confronto tra strutture termodinamiche pre- e post- flash. Evoluzione di ramo orizzontale: escursione delle tracce evolutive verso il blu e il rosso. Il ruolo dell’elio. Interpretazione dei rami orizzontali degli ammassi globulari: ruolo di età e perdita di massa . Combustione di elio in stelle non degeneri. “Blue loop” nel diagramma HR.

Evoluzione di ramo asintotico (KW –cap.33)
Secondo dredge-up. Degenerazione del core CO. Doppia shell di combustione nucleare. Instabilità
del pulso termico. Evoluzione in ramo asintotico. Relazione Luminosità –Massa di core per stelle AGB. “Hot Bottom Burning” e Terzo dredge-up. Stelle ricche di litio. Stelle al Carbonio.Variazione della chimica superficiale di stelle AGB al variare della massa. Evoluzione super-AGB: flame convettivo e formazione di
un core di Ossigeno e Neon. Polvere da stelle di ramo asintotico. Interpretazione dei diagrammi osservativi di popolazioni stellari evolute nelle Nubi di Magellano.

Le Nane bianche (KW –cap.35)
Ultime fasi di evoluzione di stelle di piccola massa o di massa intermedia. Lo stadio di nebulosa planetaria. Teoria di Chandrasekhar per le stelle nane bianche. Proprietà strutturali delle nane:
relazione Massa-Raggio. Bilancio energetico di nane bianche. Luminosità delle Nane bianche.
Teoria del raffreddamento (cooling).

Stelle variabili (KW –cap.39; BV3 –cap.18)
Variabilità stellare: introduzione storica. Oscillazioni radiali. Periodo di propagazione di una perturbazione acustica. Il confronto tra stelle variabili e macchine termiche. Meccanismi ε e k per la produzione del ‘’driving’’.
Il ruolo della dipendenza dell’opcità dalla temperatura. Zone di ionizzazione parziale di idrogeno ed elio come motori della variabilità stellare. Distribuzione delle stelle variabili nel diagramma HR, e relativa interpretazione. Strisce di instabilità. Variabili Cefeidi e RR Lyrae: stadio evolutivo, e relazioni Periodo -Luminosità.

Gli Ammassi stellari
Distribuzione spaziale e proprietà degli ammassi globulari della Via Lattea.
Distribuzione di stelle di ammassi stellari nel piano colore-magnitudine. Differenze tra ammassi aperti e globulari. Metodo del fitting delle isocrone: la magnitudine del Turn-off come indicatore di distanza e di età.
Reddening ed estinzione. Impatto della metallicità sul colore della sequenza principale degli
ammassi di stelle. Interpretazione dei rami orizzontali degli Ammassi Globulari.
Anomalie chimiche delle stelle di ammassi globulari. Anticorrelazioni ossigeno-sodio e magnesio-alluminio. Evidenze fotometriche della presenza di una o più componenti arricchite in elio. Lo scenario AGB
per la formazione di popolazioni multiple negli ammassi globulari.

Evoluzione di stelle massicce(KW –cap.34)
Stadi evolutivi terminali di stelle massicce: stelle LBV e Wolf-Rayet. Supernovae: osservazioni.
Supernovae di tipo Ia, Ib, Ic e II. Fasi evolutive post combustione di carbonio: formazione di un
“iron core”. Collasso del core. Fotodisintegrazione del core. Maccanismi esplosivi.

Testi Adottati

Titolo: Stellar structure and evolution
Autori: Kippenhahn, Weigert
Springer-Verlag 1990

Titolo: Introduction to stellar Astrophysics (vol. 2)
Autrice: E. Bohm-Vitense
Cambridge University Press 1992

Titolo: Introduction to stellar Astrophysics (vol. 3)
Autrice: E. Bohm-Vitense
Cambridge University Press 1992

Modalità Erogazione

Lezioni frontali di due ore. In ciascuna lezione si affronta un argomento inerente la struttura delle stelle, le proprietà dei plasmi stellari e i campi di applicazione allo studio delle popolazioni stellari. Gli studenti vengono sollecitate con domande che si agganciano ad argomenti trattati nelle lezioni precedenti, in modo da stimolare una visione globale dell'astrofisica stellare.

Modalità Valutazione

La valutazione avviene tramite una prova orale. Durante la prova, che tipicamente dura 40 minuti, lo studente è invitato a trattare tre argomenti diversi, relativi alle proprietà delle stelle e delle popolazioni stellari.