I C R A International Center for Relativistic Astrophysics

Unione Astrofili Italiani

GUIDA AL CONCORSO " UNA STELLA SUL DIPLOMA".

IMPORTANTE: il termine per la consegna degli elaborati è stato prorograto al 31 luglio 2005 e la premiazione avverrà durante il Congresso UAI di La Spezia
(15 - 18 settembre 2005)

Argomenti:
La fase finale dell'evoluzione stellare si presenta al termine di una continua contrazione della parte centrale di una stella, nella quale, in fasi successive, si passa dalla fusione dell'idrogeno, dell'elio, del carbonio, del neon, dell'ossigeno, del silicio per finire a quella del ferro. Esaurito il combustibile nucleare, la stella non può più esercitare le enormi pressioni termiche che bilanciano la spinta gravitazionale. Allora la struttura della stella è caratterizzata da una instabilità che causa il collasso gravitazionale.

Nane bianche
Quando inizia la compressione, la pressione interna di una stella è data dalle forze caratteristiche dello stato solido; ma ad una certa densità la ionizzazione della materia può considerarsi totale, si ha un sistema di nuclei fissati in un reticolo cristallino dalle rispettive repulsioni elettrostatiche, immerso in un gas di elettroni. A queste densità si ha una nana bianca. Esiste una massa critica al di sopra della quale questa pressione non sostiene più la massa, e la stella non è stabile: è il limite di Chandrasekar di 1.44 masse solari.

Stelle di neutroni
Quando la pressione di Fermi, dovuta al principio di esclusione che si applica ai fermioni (in onore di Fermi che ne ha studiato la statistica), non è più sufficiente a sostenere la spinta gravitazionale, la stella si contrae ulteriormente così da dare origine alla neutronizzazione: gli elettroni vengono catturati dai protoni dando così luogo ad un neutrone (più un neutrino), tale processo si chiama beta inverso. A queste densità elevate si hanno le stelle di neutroni, formate prevalentemente da neutroni. La loro pressione degenere (cioè come se la temperatura fosse lo zero assoluto) è dovuta ancora al principio di esclusione, ed è maggiore di quella degli elettroni, perciò riesce a sostenere masse fino a 3.2 masse solari.
Quando la massa supera questo limite, il collasso è inevitabile, ed accade in un tempo abbastanza breve, il tempo di free fall, o caduta libera, dando luogo a:

- buchi neri statici, attorno ai quali si crea una regione chiamata orizzonte degli eventi. A questo argomento sono legati anche i temi relativi alla termodinamica dei buchi neri e al c.d. processo di Hawking. Un corpo in orbita stretta attorno ad un buco nero statico, o di Schwarzschild, subisce una forte precessione del perielio, già osservata nel caso di Mercurio che è il pianeta che orbita più vicino alla sorgente del campo di Schwarzschild del Sole.

- buchi neri rotanti o di Kerr, determinano anche la precessione di Lense-Thirring nelle orbite vicine dei corpi. Questa precessione ha una entità molto più ridotta di quella del perielio, ed è oggetto particolare delle misure del Satellite Gravity Probe B della NASA, sul cui sito si trovano molte informazioni ed esemplificazioni in merito.Una delle teorie sui:

- buchi neri carichi o di Kerr Newman, si basa sull'ipotesi che questi oggetti siano i progenitori dei gamma-ray bursts, le più grandi esplosioni dell'Universo.
La caratteristica che li rende unici e` l'enorme quantita` di energia emessa sotto forma di radiazione elettromagnetica: in circa un secondo emettono la stessa quantita' di energia emessa da tutte le stelle visibili di tutto l'universo in un secondo. Tale energia e` ben superiore a quella rilasciata dalle supernovae di circa un milione di volte.
Se si disponesse di un buco nero carico, il campo elettrico sarebbe così intenso da provocare una scarica che potrebbe rilasciare quasi stantaneamente l'equivalente di energia di qualche massa solare.
Fino a qualche anno fa non si conosceva la reale distanza di questi oggetti; grazie al satellite italo-olandese BeppoSAX nel 1997 si e` misurata per la prima volta la distanza. Attualmente le misure di distanza si concentrano attorno ad un valore di circa un miliardo di anni luce, quindi l'energia che ci arriva oggi e` stata emessa da questi oggetti un miliardo di anni fa ed ha viaggiato fino a noi muovendosi alla velocita` della luce. Per confronto la stella piu` vicina a noi dopo il sole e` Proxima centauri (circa 4 anni luce).

Una nuova rivoluzione e` attesa dalle misurazioni che effettuera` Swift, un satellite americano, ma con un notevole contributo italiano, il cui lancio e` avvenuto il 17 Novembre 2004!

La relatività generale nel risolvere le equazioni di campo per tutto l'Universo ha posto per la prima volta all'attenzione dell'uomo la Cosmologia fisica come scienza dotata di un suo proprio oggetto: l'Universo, che si comporta nella sua globalità secondo ben precise leggi. I problemi sulla curvatura dell'Universo, determinata dalla sua stessa massa ed energia, e l'inevitabile espansione della metrica senza far uso di costante cosmologica ha trovato conferme osservative prima nella legge di Hubble (1929), e poi nella scoperta della radiazione di fondo cosmico a microonde (1965). Oltre la fase iniziale dell'Universo inflazionario, nella teoria dell'Universo abbiamo due grandi ere:
- l'era della radiazione, in cui l'espansione è alla velocità della luce, e luce e materia si muovono insieme per l'elevata densità dell'Universo e l'efficienza dello scattering Thomson; la radiazione ha la sua equazione di stato che va con la quarta potenza della temperatura; e
- l'era della materia, quando ridottasi la densità globale la radiazione si disaccoppia dalla materia, che resta per effetto della sua equazione di stato l'unica componente ad influenzare l'evoluzione del parametro di scala dell'Universo.
La materia oscura, che non interagisce significativamente né con la materia né con la radiazione, segue e determina la curvatura dello spazio, e le regioni attorno a cui la materia si addensa a formare le prime strutture a larga scala dell'Universo.
Se prevale la materia oscura calda ci si aspetta strutture a larga scala dell'ordine di grandezza dei super ammassi di galassie, mentre se prevale la cd materia oscura fredda ci attendiamo protostrutture delle dimensioni degli ammassi stellari galattici.
I dati osservativi dallo spazio e da pallone stanno gradualmente completando il panorama teorico sull'Universo ed i suoi parametri.
Le supernovae sembrano anche indicare un'espansione in accelerazione, come se ci fosse anche una costante cosmologica, energia del vuoto, in un primo momento rifiutata da Einstein come un errore.

 

LINK UTILI:

GP-B
http://einstein.stanford.edu/

Bando Concorso Una stella sul diploma
http://astrocultura.uai.it/tesi/bando_uai_icra.htm

Bibliografia utile sulla relatività