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Corso stellare. Formazione stellare

corso stellare

In particolare, lo studente: - conosce i principi che regolano l'evoluzione delle stelle di grande e piccola massa; - comprende i fenomeni che alterano corso stellare proprietà osservabili delle stelle luminosità e temperatura durante le diverse fasi che caratterizzano l'evoluzione termonucleare delle stelle; - conosce gli stadi finali di stelle di massa differente corso stellare le caratteristiche dei prodotti finali dell'evoluzione; - è in grado di esporre e discutere in maniera critica le problematiche ancora dibattute della ricerca in questo settore utilizzando grafici o elaborati multimediali.

Contenuti Cenni sull'evoluzione di presequenza. Traccie di Hayashi. La fase di bruciamento di idrogeno nel core. La struttura delle stelle di diversa massa nella Zero Age Main Sequence. Evoluzione in sequenza principale.

Astrofisica Stellare

Criterio di Shomberg-Chandrasekhar. Evoluzione di fine sequenza principale.

corso stellare

Espansione dell'inviluppo. La fase di SGB.

E' in grado di descrivere le condizioni del gas negli interni stellari, i meccanismi della produzione di energia, la struttura delle atmosfere stellari e la teoria della formazione delle righe spettrali. E' inoltre in grado di comprendere il funzionamento delle stelle e di discutere i fenomeni da cui dipendono le caratteristiche strutturali di questi oggetti.

Il primo Dredge-up e il ramo delle giganti nel diagramma HR. Caratteristiche generali dell'evoluzione in RGB.

corso stellare

Penetrazione corso stellare convezione ed RGB-Bump. Sviluppo di core degenere nelle stelle di piccola massa. Il flash dell'elio.

corso stellare

Fase di bruciamento dell'elio nel core. Zero Age Horizontal Branch e Helium clump.

corso stellare

Trattamento delle condizioni ai bordi dei nuclei convettivi. Fenomeni di overshooting. Teoria della semiconvezione. Hot bottom burning. Secondo e terzo dredge-up.

La formazione delle stelle

Stelle pulsanti - zone di ionizzazione parziale- meccanismo k - modello "single zone". Le cefeidi classiche- Stelle pulsanti di PopII.

Le RR Lyrae. Stadi finali dell'evoluzione.

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Evoluzione dei progenitori. Massa limite di Chandrashekar. Struttura delle nane bianche. Relazione massa-raggio. Sequenza di raffreddamento delle nane bianche. Concetti base sulle onde gravitazionali GW.

Evoluzione stellare

Caratteristiche delle GW emesse da un sistema di due corpi orbitanti. Castellani Astrophysics I. Modalità di verifica dell'apprendimento La verifica consiste di un esame orale. Strumenti a supporto della didattica Un file PDF con tutte le slides mostrate a lezione e' a disposizione dello studente.

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  3. Astrofisica Stellare
  4. È inoltre inversamente proporzionale alla temperatura del gas, dal momento che l' energia cineticae di conseguenza la pressioneaumentano all'incrementare della temperatura, rallentando dunque l'accumulo di materia.
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  6. Evoluzione stellare - Wikipedia