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Type Ia supernovae

Residual magnitude dispersion

after applying

“Stretch factor correction”:

σ < 0

.

1 mag

M

Error on distance?

ϕ ' − = −

2.5log M ' M 0.1

ϕ

10 mag

flux σ

ϕ ' ϕ ≈

< ≈

0.1/2.5 10%

10 0.9 ϕ

ϕ σ

σ ϕ

≈ ≈

d 3%

Distance: ϕ

d

SNIa candles are standard enough to Ideal to study cosmic

distinguish between cosmological expansion

models at z ≈ 1

Observing Type Ia supernovae

Photometric and spectroscopic observations can identify event as SNIa

Supernovae are rare events: ~1 event/century/galaxy

E.g.: Survey ~1000 galaxies on a regular and frequent basis

possible to observe ~10 events/yr

Starting 1985, 2 groups:

Perlmutter S, et al., Astrophys.J. , 517, 565 (1999)

P.M. Garnevitch et al., Astrophys.J. , 493, 53 (1998)

Review: B. Leibundgut, Ann.Rev.Astron.Astrophys, 39, 67 (2001)

Results extremely successful

Type Ia supernovae

L

10

The peak luminosity is about 10 (comparable to that of a galaxy)

sun Subtraction image

Reference image SN event

SNLS Program. Accurately determination of SN coordinates via PSF fitting on subtraction image.

Observed in both young (arms of spiral galaxies) and old stellar populations

(elliptical galaxies) with the same characteristics

Type Ia supernovae

L

10

The peak luminosity is about 10 (comparable to that of a galaxy)

sun

Observed in both young (arms of spiral galaxies) and old stellar populations

(elliptical galaxies) with the same characteristics

The Distance Ladder

SN Type II Stelle di neutroni

Collasso del nucleo

Fotodisintegrazione del Fe

I protoni si trasformano in neutroni attraverso:

ν

− + → +

e p n

Al centro resta un nucleo di neutroni

Stelle di neutroni

Il nucleo collassato è formato essenzialmente di neutroni

A densità sufficientemente elevata esercitano pressione degenere

Nel caso degli elettroni: 2 / 3

  2

1 3 h

= 5 / 3

 

P n

π

e e

 

5 8 m Poiché la materia è ora priva di

e elettroni, la pressione dei neutroni

Nel caso dei neutroni: domina.

2 / 3 A parità di densità, la pressione

  2

1 3 h

= 5 / 3

  degenere dei neutroni è inferiore

P n

π

n n

 

5 8 m di un fattore

n ≅

m / m 1836

n e

rispetto a quella degli elettroni.

ρ = n m

Per la stella di neutroni: n n

ρ ρ

− − − −

= =

5 / 3 1 5 / 3 5 / 3 1 5 / 3 8 / 3

n m ( m ) m m

n n n n n

2/3

 

1 3 ρ

= 2 8/3 5/3

P h m

 

π

n n

 

5 8

Stelle di neutroni

Proprietà delle stelle di neutroni: particelle che

contribuiscono alla

(a) Raggio pressione degenere

(elettroni)

Relazione raggio-massa per le nane bianche: 5 / 3

 

 

2

h Z 1

 

≈ ⋅  

1 / 3

M R 2  

 

π

W D W D 2

4 G 4 Am m

 

 

p e

particelle che

Nel caso di una stella di neutroni: contribuiscono alla densità

(protoni+neutroni)

5 / 3

 

 

2

h Z 1  

   

≈ ⋅ Z Z

 

1 / 3 ≈ ≈

M R 2    

0

.

5

  1

 

π

NS NS    

2 A A

4 G 4 Am m

 

  W D NS

p n

Anche in questo caso gli oggetti più massicci cono più piccoli

5 / 3

 

( Z / A

) m 1

= ≈ ×

A parità di massa, NS e

R R

  3 . 2 R

NS WD WD

( Z / A

) m

  1836

WD n

Per una stella di massa ~1.5 masse solari

Raggio nana bianca:

≈ ≈ ×

2 8

R 10 R 7 10 cm

WD Sun

Raggio stella di neutroni: Valori tipici:

3.2

≈ × ≈ ×

8 = ≈ −

6

R 7 10 cm 1 .

2 10 cm 12 km R 5 20 km

×

NS 3

1.8 10 NS

Stelle di neutroni

Proprietà delle stelle di neutroni:

(b) Densità

Assumiamo M ~ 1.5 masse solari, R ~ 15 km

× × 33

1 .

5 ( 2 10 g )

ρ ≈ ≈ 14 3

2× 10 g/cm

π × 6 3

( 4 / 3

)(

1 .

5 10 cm )

Densità di un nucleone La densità di una stella di

× 24

(

1 .

7 10 g )

ρ ≈

≈ 14 3

4× 10 g/cm neutroni è vicina alla

π −

× 13 3

( 4 / 3

)(

1

. 0 10 cm ) densità nucleare

57

Stella di neutroni: Singolo nucleo con A = 10

Rapporto tra pressione degenere in una stella di neutroni e in una nana

bianca? 2 / 3 2 / 3

  2   2

h

1 3 h

1 3

= =

5 / 3

  5 / 3

 

P n P n

π π

e e n n

   

5 8 m 5 8 m

e n

5 / 3

ρ 5 / 3

    ×

 

14

P m ( )

2 10

=     ≈ ×

=   10

NS NS e 1 .

2 10

1 / 1836

     

ρ × 6

P m

    2 10

 

WD WD n


PAGINE

20

PESO

907.73 KB

AUTORE

Atreyu

PUBBLICATO

+1 anno fa


DESCRIZIONE DISPENSA

Materiale didattico per il corso di Astronomia del Prof. Marco Bersanelli, all'interno del quale sono affrontati i seguenti argomenti: le supernova di tipo Ia a confronto con le supernova di tipo II; il picco di luminosità nelle supernova di tipo Ia; supernova di tipo II, le stelle di neutroni; proprietà delle stelle di neutroni e analisi dei processi atomici all'interno del nucleo.


DETTAGLI
Esame: Astronomia
Corso di laurea: Corso di laurea in fisica
SSD:
Università: Milano - Unimi
A.A.: 2012-2013

I contenuti di questa pagina costituiscono rielaborazioni personali del Publisher Atreyu di informazioni apprese con la frequenza delle lezioni di Astronomia e studio autonomo di eventuali libri di riferimento in preparazione dell'esame finale o della tesi. Non devono intendersi come materiale ufficiale dell'università Milano - Unimi o del prof Bersanelli Marco.

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