{"id":2846,"date":"2007-10-13T00:00:00","date_gmt":"2007-10-12T22:00:00","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"2846","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/2846\/","title":{"rendered":"Potreste descrivermi dettagliatamente cosa avviene in una stella quando arriva alla fase di supernova? Grazie"},"content":{"rendered":"

Cosa succeda esattamente e dettagliatamente ad una stella in fase di supernova (SN) non è del tutto chiaro. Come in altre occasioni, ci sono già alcune risposte precedenti che trattano l’argomento, in particolare questa<\/a> risulta molto completa e risponde quasi del tutto alla domanda (classificazione e spiegazione del meccanismo di esplosione).<\/p>\n

In effetti, possiamo un po’ approfondire cosa succede durante l’evento esplosivo.<\/p>\n

Nelle SN dovute all’esplosione di una singola stella (core collapse) rispettivamente caratterizzate dalla presenza di tutti gli strati esterni, fino all’idrogeno(II), fino all’elio (Ib) o fino agli elementi leggeri(Ic), la presenza o meno di questi strati è dovuta a fenomeni di vento stellare durante l’evoluzione della stella o a fenomeni di interazione con eventuali stelle compagne in sistemi multipli.
\nIn ogni caso, sono stelle massicce e quindi giovani, che sono in grado di rendere efficienti tutte le reazioni di fusione nucleare fino al ferro. Al centro della stella alla fine dell’evoluzione guidata dalla fusione nucleare si trovano nuclei di ferro e grandi quantità di fotoni e diventa efficiente la fotodisintegrazione del ferro, che da un nucleo di ferro genera 13 atomi di elio e 4 neutroni,provocando così il collasso della struttura e la neutronizzazione del nucleo stellare. Oltre il ferro, la fusione non cede più energia ma la assorbe, per cui il collasso diventa sempre più rapido.
\nIn realtà tutti i modelli mostrano che il collasso del nucleo, se la quantità di energia che viene ceduta al’inviluppo è poca, si inverte, trasformandosi in una esplosione, che spazza tutti gli strati sovrastanti, che si trovano così ad assorbire una enorme quantità di energia. Gli atomi presenti vanno incontro ad altri processi di nucleosintesi (nucleosintesi esplosiva) che portano gli strati più interni ad essere costituiti di ferro e nichel e quelli più esterni di elementi pesanti, con una grande quantità di massa (in particolare tutti gli strati esterni più leggeri) che viene espulsa nello spazio.
\nIn questo evento esplosivo, grande importanza hanno i neutrini, che contribuiscono a trasportare fuori molta energia e quindi a raffreddare la struttura (a temperature più basse le reazioni nucleari sono meno efficienti).
\nAnche i neutroni diventano importanti, infatti, oltre alla nucleosintesi dovuta al riscaldamento degli strati esterni, per cui vengono resi efficienti i processi di fusione nucleare fino al ferro (e quindi anche le successive fusioni esotermiche), le reazioni che avvengono hanno come sottoprodotto i neutroni.
\nSi genera così un notevole flusso di neutroni che impattano sui nulcei atomici, essendone assorbiti.<\/p>\n

Ciò avviene anche nella normale evoluzione stellare, in cui ci sono processi che producono neutroni, che vengono assorbiti dagli atomi i quali hanno poi il tempo di decadere in un nucleo stabile (processo s<\/em>, per slow<\/em>).<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Nel caso di un abbondante flusso di neutroni, gli atomi assorbono neutroni in sequenza, senza decadere, raggiungendo così specie e numeri non raggiungibili mediante processi più lenti(processo r<\/em>, per rapid<\/em>).<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Ciò che resta è una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della massa iniziale e della massa del nucleo neutronizzato prima dell’esplosione (non esistono strutture stabili con massa superiore a 1.4 masse solari, per il limite di Chandrasekhar).
\nLa materia espulsa forma una nube e può essere rimessa "in circolo" nello spazio circostante per andare a formare nuove stelle.<\/p>\n

Nelle SN Ia, presenti in sistemi stellari antichi e quindi privi di stelle giovani e massicce, la progenitrice sembra essere una nana bianca di carbonio e ossigeno, su cui viene "versata" materia da una compagna (in un sistema quindi binario).<\/p>\n

Ci sono diverse modalità in cui questo accade, la materia che "cade" può essere idrogeno, elio, o metalli più pesanti, comunque sembra che ci sia un chiaro effetto della rotazione e della natura chimica della materia incidente.
\nQuando la nana bianca supera il limite di Chandrasekhar, la pressione degli elettroni degeneri non è più in grado di sostenere la struttura, per cui la nana bianca collassa.
\nIn realtà gli astrofisici che si occupano del problema delle SN Ia pensano che, ben prima di raggiungere il limite, ci sia un incremento di temperatura che attiva un periodo di convezione durante il quale avviene il fenomeno di deflagrazione del carbonio<\/em> (del tutto simile all’accensione del carbonio durante l’evoluzione stellare quiescente).<\/p>\n

La pressione degenere non dipende dalla temperatura, per cui l’energia emessa non provoca una espansione della struttura, quindi c’è una drammatica accelerazione del processo.
\nDurante questo fenomeno, tutto il carbonio e la massima parte dell’ossigeno vanno incontro a combustione.<\/p>\n

In realtà il modello per le supernovae Ia non è definitivo, ci sono studi teorici che prevedono diversi scenari (deposizione di C-o, oppure He, oppure H su nane bianche di Carbonio e ossigeno, sistemi doppio degeneri) e diversi problemi dinamici (alcuni astrofisici italiani hanno proposto che la rotazione ha un effetto di tuning<\/em> sul fenomeno esplosivo, spiegando bene tutta la dinamica dell’evento, anche in ternmini idrodinamici) , ma la materia è molto specialistica.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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