Astrofisica

Astrofisica 29/09

Astrofisica De Bernardis- " di diametroosservabileUniverso io m- :grandele dipendono dalscalaproprietà microcosmoa" Corral "OstieTESTI :- -brucia ?soleilCome. sarebbe impossibile chePer classicala meccanicadue tantoprotoni avvicinino cosìsi \ tunnell'si> effettospiega con quantisticoFlusso sorgentispecifico puntiformi Brianzadel sorgentiFu specifica= estesedtdadv dedtdrdaduBo =↳ WARBo =↳ DUPer discretasorgenteuna :f Bold luminosità4)Fu dacosa= ,source dellauiinnseoa sorgente• ↳ distanzadipenderà dallaflussoil ricevuta D:Fu LE= ?4 ITDPosso lunghezzadiF ondad'funzioneB aesprimere e :in . ondediO numero• frequenzaU•fa Èo0con = =,- - → vale Fu FaFuallora v 20: = =vita delmediaEsperimento muoreparticelle cariche 207 mam- e neutrinicon . mini muorici1 E,pt ' Un{ µ↳ +→altra atmosferanell' da - circaacreano 9000 m:si toniI-it →↳ 1-{ tueanche e- un!decadono → +musonima i Ju' ' tue tµ e→É"dill fermadadare)Nct no tihznstnbrgmuori :comenumero -ma↳ vita dilata visionelorolamozzando 1-tagavec si → t →== vi. 58 e↳ decadono in km3,2v.11µs tdiversi D= t5-2,2µs →.haithe -↳ -e milione650000,065 ogniper→eee ==§ - datiiconsistente con

Trasformazioni di Lorentz

Trasformazioni di Lorentz i({ )'8 'pc× e a-x += cong.= '2- Z= ( PICX )t' '+ o +=Covarianza Meccanicaeq . È¥poiché cambiarevoglio )m (amo mar→ ) -= ,vdv#ftp.vkDove d (FdsEd ¥ v'lavoro v'dmtmvdvil dj cmvivdt modè mvdr: = +-= -,↳ dlmiviczÈ ))(di mordo dmod di= =-pi ??edl' (cinetica ?c' )K EmocaOmero modmaenergia p -> --protone protoneCiclo - +E i→' Htè +1) (-1,442HTH DM Mevpe )"tu→ x2='. ,Oro--n -.+ "t'2) 'H ←HeH MevcxzlDM→to -5,494+ t→ =+ n+ + n← t'' " +He3) →nHe He HTH→ t Mevlxsdt DM -12,858+ =7÷+LtotaleIn ha protoni4NelDM 1-26,73 2hHesi →= t{ ilH è prozioil2h deuterioèMerDa loga "IÒElcz 1,783 ( )( ev)kgm m→= -=conservazione quanticinumeri tlmq )mq1) B.BNumero Barionica = - tantiIgnora -9mm2) Leptonico LLNumero nè= me - tantit' lontanileptoni - delCorpo modoenergianero iericdt ''Esede ;)Bo offcs= . .= - = 4ktehda 'ducdtdadv du du c 1-I "(densità distribuzionemodi EinsteinBase -stellediMisureMisura Fu frequenzeflusso diverseil• ala distanzaMisuro D• \ fronde'FontiFu t.us→ Da attritohttpd Bcui= =,brillante TemperaturasimiliBv laper ricorroe corpo neroaFusione tunnelnucleare ed effettofusionela nucleare la Gnlombisnamalgradonelle repulsionestelle anziane )virninterazione .Nell' ha combinazioneparticelletra "la ;, .,÷÷÷.., ,I idei èlr caeelsmbisnaZazapotenziali 'vdh '=. .I n '| - - . -| - Fir )- - - -nana -go.eeµ - -, ,+ '\ e.\ .vir ,-" -i .←distanze ha hn(nucleari 2pm ) ''nelvdrn ) 550=rua =↳ prendendo !passerelledelladi Maxwelldistr velocità codasolo lavuna . ,↳ !t.io)Esvdrn kper →Però 'il ancheè nonnulla171 in rn→ ↳ Pòt.ioPer sufficientepiccola èK seppur→

Picco di Gamow

Picco di Gamow GanoPicco di wPr gbdtzmsnn -E^ | ) EEoC- efficacel' temperaturamedia Tè energia reazioniper ao .Se CEO La probabilità di fusione è troppo bassaE• Non abbiamo abbastanza protoni a quelle energieSe EoE >•Durata main Sequence bruciatafrazione prodottadi idrogeno 1I energia Emassa• , ,tuttotempo impiegato H Iper consumare FMCYL luminositàe ,+ ←== ,1) allaProporzionaleMT a massa1- luminosità2) allaLT inv ProporzionaleL . "ri (↳ )datipoiché la sperimentali s2.\ -Ta> M01 "solePer il t.io anniCiclo alfa stella massiccia3- elionucleo" diHea =• Be ×L t Nn t nµN ttt N +, + tn n IÈE+ n s 8nL + L ) ny t µt+ µ+ t 12µ µ (n+ ( " )ioprobabilitàalta 7.=3t s' Be con ,→due nuclei formareaflaDa posso \ "(sli )io8,2t s= .↳ Tsiok abbastanza formareSolo ho " Cse perneD "Salendo fusione )("hodi la 0 Mev" inHeT DE+8( →+ancoraRisonanza di Hoyle Èesistenza 'ipotizzò di alla "energia"l' eccitato He Bestato quasiun'con mossa tpariuno ↳↳ !lo molto dirende probabilepiùciò nuclearestato risonanza

Ciclo CNO e neutrini solari

Ciclo CNO "" Mev( NH tt 1,95+ → +"" tettC MeV+1,37n ve→" " MeVC H 7,548n→ +++ "" " 8 +7,350 MeVHn ++ →" " ettO N MeV→ +1,26ve+" "" HeH MeV( thn 96t+ → ,Neutrini solari ④tè'dalla HTHdel Hcicloreazioneprima P P → +-↳ neutrinidiflusso 0 cheilallorapossiamo arrivamisurare →verificare !terra modello standardil neutrinimisura adper cloro i piùa esempio con ,interagisconoenergetici il clorocon :" èArtuele t→↳ l' Argon prodottomisuro "ioneutrini eventitutti dideficitda esperimenti risultagli SNU1 =un ,↳ "neutrini veditra tipitreoscillano un" =i sapori 8uaspetta da tMi 35 SNU: ( no →da SNU3pop → µed oscillazionesnu6

Spettri stellari

Spettri stellari spettrolo Fv bè vs internaDall' allaanalisi spettrale composizionerisalesi discontinue (continuodispettrolo Fraunhoferstella )righe 1814è• con nereuna bande brillantisostanze isolate sfondoproducono su scuro• Leggi (di )Kirchhoff 1860 continuocaldo densa (1) assetto producono )corpoun neroun e brillante fondocaldo rarefatto produce spettro2) e neroun sugas continua bandefreddo3) producedavanti nerocorpo nereun conun gas aRighe balmerdi assorbimentoLa delle dirighesequenza fa "descritta ' )dadell' èestrogeno R↳ na-: =-↳ quantizzazioneBohr la Lipotizzò diaccettate certe orbitesoloamaro erano §( fi )ponendo ho DE R -E → == Ì arrivopartenza "µ eveR 13,6con = =÷Classificazione stellare introdusseNel classificazioneCannon laAnnie FAB L1911 MG0 K T- - - -- - - -che altrela classifica temperaturaper eSerie di righe Fnsi(fiEn RDtabR → - -- == %÷da off (vab fai )tanticui - -→ ÷RH costante di Rydhergpartenzadella di Lymanchiama SeriesecondaA Masi uvma :, di BalzarSerie v2ma =PanchendiSerie IR=3maLattirealtàIn L mh# quantizzazione corretta→ -interrottoflusso didistella allora righedaDa misuro corpouna neroun• ,↳ laassorbimento SuperficialetempiTrovo .Righe stellari temperaturaedistr delladallaParto velocità :. "in tttm"iI " damando ( vppdvaltri cuin == 310ft✓✓ =Rms↳ sulla hasuperficie T -30000k1000Ke )chiamando ( ev42l Esz -13,6m 1 soda =0 nn = →= == , a,, %)( le evEbmin 3,40 Sz2 0sb = →== -==,, ,↳ hasia diche stati ebdeglile push occupazione aa)èkb ' ktIII dove degenerazionelaèsa g• = Ia dilivellidue Had primiesempio i :per " ossa" "" 1ktèt " !dovreiPer?¥ 85400kF-na Neavere avere-_=-→ mondanamenteDa Tqui e concrescetnzNe )( allora hoPerché↳ massima ?Ionizzazione profondità 9500kdi TBanner a --Salendo strappadi all' !elettronifornisco atomoenergiaT più →sempre, "sì "" t"% -funzione partizioneTramite la di z g +: , ,dell' dopopartizioni laprimache le atomoHa 2-ti ionizzazionesono ee ii. e↳ rapporto didel èIl atomi :numero di ionizzazioneenergia←) "ÉI÷ " "IiiI "è .÷= ✓andamento tipodel i -teleri Ho↳ un : >Ìoooo TIKI↳ !temperatura di Babmerottimale leHo righeuna perNbalmer NativiNZ 9i :*÷.÷ = -- . 1nsltnNzlnIt # [g.,^ ifrazionefrazione nel vaevitata martirizzata come : µ µ ,10000densitàdellaEffettofattore fotosferadellalaaltro rarefazioneè• hanno fotosferagiganti strettasupergiganti una righe più, rarefatta fotosferahannoprincipalesequenza unadensa righepiù larghepiùcollisioniho più↳

Magnitudini e profili di riga

Magnitudini flussidescrivere dalleusata stelleprovenientiiper .magnitudine apparentelogismi -= , + se ho frequenzebanda diriferimento ennea una conÌ du' "eefficienza lago)eco -2,5Moana→ =, [Fu lividoo,Profili di riga quantificare intensità dilarghezzaanalizzando lal'spettro rigaunauno posso :e, Ì al Fclarghezza( )FWHM larghezzatotalealtezzamediaa• c- a - . .-µÉ=/ F% larghezza !equivalente intensitàdiw c-• , aè↳ corrisponde larghezzaalla di rettangoloun edspettraleallacon pariarea rigacontinuoalto ilquanto1 Allargamento Doppler.Poiché movimentol' atomo rispettoè noiin :anaturalelunghezza< ¥ dvz.co?' i¥ →→ == "↳ )4- "di Boltzmannnell' MIinserita ¥ag. → .Èprofilo chetaleun gaussianaovvero × Ecerco→ ="n -↳ -2¥l' allargamento fràè Di = èperma 0,427Hae 656,5 D)mm =,relativamenteche è piccolo2- Allargamento collisione lala relativa eccitazioneenergeticilivellicarichi influiscedi ioni ipresenza edei fotoni . → dieffetto pressione jmmine.hn medio↳ f.tempo due urtitrail 'è ZIEat: = =[ nel media.¥allargamentol' Y÷ofDa D) LorentzIDucui ia