LUNIVERSO Luniverso un enorme volume in continua rapidissima
espansione e nella sua maggior parte vuoto. La sua densit media di
10 -30 g\cm 3. ( EQUIVALENTE CIRCA ALLA MASSA DI UN e - )
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LUNIVERSO Molti studiosi ritengono che oltre la materia
visibile vi sia anche materia invisibile (neutrini e altre
particelle) ma se considerassimo anche questaltre forme di materia
la densit non cambierebbe di molto.
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Lorigine dellUniverso
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Non si conosce la forma dellUniverso nellistante 0, ma la
fisica suggerisce questevoluzione 1) Tempo di Planck", 10 -43
secondi dopo il Big Bang (T=1032 K) lUniverso aveva una dimensione
(raggio) di 10 -33 cm. La sua espansione era iniziata e
allaumentare del Volume inizi a diminuire la Temperatura. LA TEORIA
DEL BIG BANG
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2) Successivamente si formarono le prime particelle, i quark,
dai quali nacquero poi neutroni e protoni, con le relative
antiparticelle (p - ).
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3) Da 10 -26 secondi di et (T= 1010 K), protoni e antiprotoni
si annichilirono, cio si fusero trasformando le intere loro masse
(m) in energia elettromagnetica(E), secondo l'equazione di Einstein
E=mc 2. Dopo circa 10 secondi comparvero elettroni ed
antielettroni, che si annichilirono. Queste annichilazioni
produssero enormi quantit' di energia, sotto forma di radiazione
elettromagnetica. L'Universo era dominato dalla radiazione e perci
rimase a lungo impenetrabile. Questo periodo prende il nome di "
ERA RADIATIVA ". LA TEORIA DEL BIG BANG
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4)Tra 1 e 3 minuti di et, la temperatura dell'Universo ancora
sopra i 10 9 K : si formarono i primi nuclei atomici (H) cos i
protoni e neutroni cominciarono ad urtarsi con violenza minore ed a
dar luogo alle prime reazioni di fusione nucleare: NUCLEOSINTESI
COSMOLOGICA. Si formarono cos i nuclei di H, He e Li. A temperature
inferiori a 10 9 K le reazioni nucleari non furono pi possibili. LA
TEORIA DEL BIG BANG
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5) Dopo qualche migliaio di anni, l'Universo non era pi
dominato dalla radiazione, ma dalla materia; Questa era per ancora
immersa in una radiazione molto intensa ed energetica. La
temperatura era ancora molto alta a quindi materia ed energia erano
accoppiate, cio si trasformavano continuamente l'una
nell'altra.
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LA TEORIA DEL BIG BANG 6) 300 mila anni dopo il Big Bang la
temperatura scese ed materia ed energia si disaccoppiarono. 7) Dopo
700.000 anni, la temperatura scese sotto i 3000 K : gli elettroni
si combinarono con i nuclei formando ATOMI LA MATERIA DIVENNE IN
GRAN PARTE ELETTRICAMENTE NEUTRA
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LA TEORIA DEL BIG BANG 8) La materia pot quindi cominciare ad
aggregarsi formando le prime protogalassie: gigantesche nubi di gas
freddissimo (-220C) dettero origine alle galassie, per collasso
gravitazionale, nel miliardo di anni successivo. Dopo circa 2-3
miliardi di anni dal Big Bang, le galassie cominciarono a riunirsi
in ammassi. 9) A 4 miliardi di anni si formarono le prime
stelle.
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LA TEORIA DEL BIG BANG L Universo nel frattempo si era espanso
e raffreddato: il tutto aveva cominciato ad assumere l'aspetto con
il quale oggi lo conosciamo. SI STIMA CHE LETDELLUNIVERSO SIA TRA
10 E 20 MILIARDI DI ANNI
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LORIGINE DEGLI ELEMENTI La genesi dei primi elementi quali H e
He ( 2 H, 3 He, 4 He nuclidi leggeri 75% H e 25% He), sarebbe
avvenuta durante la NUCLEOSINTESI COSMOLOGICA mentre tutti gli
altri elementi si sarebbero formati (e si formano) solo dopo, in
condizioni diverse, dalla NUCLEOSINTESI STELLARE, cio allinterno
delle stelle, per FUSIONE NUCLEARE. La fusione nucleare produce
molta pi energia della combustione di petrolio, infatti la fusione
di 1 kg di H equivale allenergia prodotta dalla combustione di 200
tonnellate di petrolio!
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LE GALASSIE LE GALASSIE SONO ENORMI INSIEMI DI STELLE. VE NE
SONO DI TUTTE LE DIMENSIONI: SI VA DALLE GALASSIE "NANE" CHE
CONTENGONO ALCUNE DECINE DI MILIONI DI STELLE ALLE GALASSIE GIGANTI
CHE CONTENGONO FINO A 1000 MILIARDI DI STELLE. SI STIMA CHE
NELL'UNIVERSO OSSERVABILE VI SIANO CIRCA 100 MILIARDI DI GALASSIE.
LE DISTANZE FRA LE GALASSIE SONO ENORMI, DELL'ORDINE DI MILIONI DI
ANNI LUCE, INOLTRE ESSE SI ALLONTANANO LE UNE DALLE ALTRE A CAUSA
DELL'ESPANSIONE DELL'UNIVERSO. VENGONO USUALMENTE CLASSIFICATE IN
GALASSIE ELLITTICHE E SFERICHE (18% DEL TOTALE), GALASSIE A SPIRALE
(63% DEL TOTALE), GALASSIE A SPIRALE BARRATA (15 % DEL TOTALE) E
GALASSIE IRREGOLARI (4% DEL TOTALE).
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LE GALASSIE A SPIRALE BARRATA LA GALASSIA ALLA QUALE APPARTIENE
IL NOSTRO SOLE E' UNA GALASSIA A SPIRALE BARRATA (FINO A POCHI ANNI
FA SI PENSAVA CHE FOSSE UNA GALASSIA A SPIRALE) DEL DIAMETRO DI
CIRCA 100.000 ANNI LUCE. IL SOLE SI TROVA A CIRCA 27000 ANNI LUCE
DAL CENTRO. ESSA CONTIENE CIRCA 200 MILIARDI DI STELLE. AL CENTRO
DELLA NOSTRA GALASSIA VI E' UN OGGETTO MASSICCIO CHE SI PENSA CHE
SIA UN BUCO NERO. NELLA ZONA CENTRALE DELLA NOSTRA GALASSIA VI SONO
STELLE PIU' VECCHIE (POPOLAZIONE 2), MENTRE NEI BRACCI A SPIRALE LE
STELLE SONO PIU' GIOVANI (POPOLAZIONE 1).
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LE GALASSIE AMMASSI GLOBULARI ATTORNO ALLA NOSTRA GALASSIA
RUOTANO NUMEROSI AMMASSI GLOBULARI CHE SONO INSIEMI SFEROIDALI DI
CENTINAIA DI MIGLIAIA DI STELLE VECCHIE (POPOLAZIONE 2).
ATTUALMENTE SONO NOTI 158 AMMASSI GLOBULARI CHE RUOTANO ATTORNO
ALLA NOSTRA GALASSIA. E' ORMAI CERTO CHE QUASI TUTTE LE GALASSIE
SONO CORREDATE DA NUMEROSI AMMASSI GLOBULARI SATELLITI.LA NOSTRA
GALASSIA FA PARTE DEL COSIDETTO "GRUPPO LOCALE" CHE COMPRENDE UNA
CINQUANTINA DI GALASSIE. LE DUE GALASSIE PIU' GRANDI DEL GRUPPO
LOCALE SONO LA NOSTRA E LA GALASSIA DI ANDROMEDA. QUEST'ULTIMA E'
COSTITUITA DA CIRCA 300 MILIARDI DI STELLE E DISTA DALLA NOSTRA
PIU' DI 2 MILIONI DI ANNI LUCE.
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LE GALASSIE IL GRUPPO LOCALE FA PARTE DI UN AMMASSO DI GALASSIE
DENOMINATO SUPERAMMASSO DELLA VERGINE. QUESTO SUPERAMMASSO CONTIENE
CIRCA 100 TRA GRUPPI ED AMMASSI DI GALASSIE. IL CENTRO DELLA NOSTRA
GALASSIA E' PIU' RICCO DI STELLE, PER CUI, QUANDO DI NOTTE
OSSERVIAMO IL CIELO STELLATO, SE PER CASO GUARDIAMO VERSO IL CENTRO
DELLA NOSTRA GALASSIA, VEDIAMO QUELLA FORMAZIONE CHE VIENE CHIAMATA
"VIA LATTEA". TUTTE LE STELLE CHE OSSERVIAMO AD OCCHIO NUDO FANNO
PARTE DELLA NOSTRA GALASSIA.
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LE GALASSIE CHIUDIAMO QUESTA BREVE PANORAMICA SEGNALANDO CHE IL
SUPERAMMASSO DI GALASSIE DELLA VERGINE E' IN LENTO MOVIMENTO VERSO
UN "MISTERIOSO "GRANDE ATTRATTORE" CHE SAREBBE UNA ECCEZIONALE
CONCENTRAZIONE DI MATERIA EQUIVALENTE A 100000 GALASSIE, MA PER ORA
SE NE SA POCO.
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La vita di una stella Laffascinante ciclo vitale delle stelle
ripercorso dalla nascita alla morte
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NASCE UNA STELLA Una stella nasce da una nube di gas e polveri
relativamente fredda con densit migliaia di volte superiore a
quella della circostante materia interstellare
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Una nebulosa una nube di gas e polvere interstellare. Le
nebulose si osservano prevalentemente lungo il piano galattico e si
differenziano in luminose ed oscure. Le nebulose luminose possono
riflettere o diffondere la luce delle stelle mentre le oscure
possono essere osservate solo se oscurano altre sorgenti luminose.
nebulosa chiamata "Cygnus Loop" copre una regione del cielo pari a
6 volte il diametro della Luna piena. E' il residuo dell'esplosione
di una supernova, avvenuta 15.000 anni fa. NASCE UNA STELLA
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La nebulosa NGC 604 nella costellazione del triangolo. NGC 604
si trova nei dintorni della galassia M33, ed e' una grande regione
di formazione stellare: misura quasi 1500 anni luce e vi si contano
piu' di 200 stelle calde e massicce. Esse riscaldano il gas e ne
provocano la luminescenza osservata. (HST) Nebulosa dell'Aquila
NASCE UNA STELLA
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In luoghi come questi nascono le stelle... dopo che unaltra
stella ha terminato il suo ciclo vitale in un esplosione di
supernova Le Nebulose
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Il ciclo si ripete allinfinito da quando nato luniverso
Lesplosione di una supernova scaglia nello spazio il gas
incandescente a grande velocit. Il fronte dellonda del gas prodotto
dalla supernova si imbatte in una nube di gas e polvere fredda Il
contatto sposta il gas che si addensa creando grumi di materia che
iniziano a condensare per leffetto della forza di gravit
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La contrazione di questo gas e il suo conseguente riscaldamento
continua fino a che la stella si trasforma in una protostella che
emette radiazioni e.m.
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La forza di gravit contrae la nube che collassa verso il centro
La temperatura sale fino a raggiungere i 10.000.000 di gradi. In
quel momento inizia il processo di fusione dellidrogeno e la stella
si accende Nel nucleo stellare lidrogeno viene trasformato in elio
attraverso la fusione nucleare. La reazione genera unenergia enorme
che permette alla stella di splendere e di contrastare la forza di
gravit che tende a comprimerla
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La composizione chimica delle stella in continua evoluzione
(processi di fusione nel nucleo) Fusione nuclei Diminuzione nuclei
leggeri Aumento nuclei pesanti
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CATENA PROTONE-PROTONE
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p-p chain: 4p 4 He
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le reazioni di fusione nucleare forniscono l'energia necessaria
a mantenere l'equilibrio idrostatico. La luminosita` di una e` L ~
R 2 T 4 e determina la quantita` di energia in uscita. Quindi fissa
la richiesta di produzione di energia nucleare. che in questa fase
e` legata alle altre grandezze fisiche dalla legge dei gas
perfetti: PV=NRT. La spinta verso il basso della gravita` viene
bilanciata dalla pressione
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La stella continua nella sua evoluzione solo grazie ad un
delicato equilibrio che si instaura tra due enormi forze della
natura: La forza di gravit La pressione nucleare
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La forza di gravit comprime la stella.. e la pressione nucleare
contrasta la forza di gravit La storia dura fino a che c lidrogeno
nel nucleo
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Anche se estremamente abbondante, anche lidrogeno destinato a
finire.... Ed destinato a finire anche lequilibrio che fino ad ora
si era creato grazie alla fusione nucleare. La mancanza di idrogeno
provoca una diminuzione della pressione nucleare e quindi minor
contrasto alla forza di gravit La stella inizia a cambiare aspetto
La forza di gravit comprime la stella provocando un aumento di
temperatura che porta alla fusione dellelio (che nel frattempo
giaceva nel nucleo stellare come cenere del processo nucleare
dellidrogeno)
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Stelle di Piccola Massa Esaurito l'idrogeno nel nocciolo (core)
che ormai interamente composto di elio le reazioni nucleari
proseguono in un guscio sferico pi esterno (shell) come conseguenza
la fotosfera si espande e il raggio della stella aumenta
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4 He + 4 He 8 Be 4 He + 8 Be 12 C + 4 He + 12 C 16 O +...fino a
esaurimento di 4 He T circa 10 8 K, densit di 10 4 g/cm 3 processi
di fusione nuclei 4 He T diminuisce per irraggiamento nucleo si
contrae T aumenta Come prodotti intermedi si formano anche piccole
quantit di 16 O, 20 Ne, 24 Mg. Stelle con massa pari a 1-8 Soli
terminano la loro vita a questo stadio, si contraggono ma ulteriori
fusioni non possono avvenire: Nana Bianca.
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Il nocciolo di elio inerte, continua a contrarsi e ad aumentare
di massa perch la shell di H vi deposita sopra le scorie nucleari
(elio) fino a quando....
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La stella si espande e inizia a bruciare anche lidrogeno
lontano dal nucleo che si raffredda non appena viene a contatto con
il vuoto cosmico e assume una colorazione rossastra E appena nata
una gigante rossa
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In stelle con massa > di 8 Soli la contrazione del nucleo
produce temperature dellordine di 600 milioni di gradi K, e densit
di 5 x 10 4 g/cm 3. Si innesca quindi il processo di fusione detto
CICLO DEL CARBONIO con la formazione di elementi e isotopi pi
pesanti (Na, Al, P, S, K e Ne). In questa serie di reazioni il C
agisce solo come catalizzatore, e si ha formazione di 4 He e
liberazione di energia.
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Una volta che una stella (massa > 8 soli) viene a disporre
di 12 C la fusione di questultimo con 4 He produce 16 O: 12 C + 4
He 16 O Ed altri nuclidi: 12 C + 12 C 20 Ne + 4 He + 12 C + 12 C 23
Na + p 12 C + 16 O 24 Mg + 4 He + Successivi processi di fusione
conducono al 20 Ne, 24 Mg e 28 Si. Alla fine di questo processo di
fusione nucleare si ha la formazione di un nucleo stellare
costituito essenzialmente di Si. A questo punto si ha una nuova
contrazione del nucleo e le temperature raggiungono i 10 9 K e la
fusione di Si per produrre Fe ha inizio.
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NGC 3242 HST Una perde massa durante la sua intera vita
attraverso il vento stellare (come il vento solare). Durante la
fase finale questa perdita di massa e` molto piu` consistente: gli
impulsi termici che si stabiliscono durante la combustione dellHe
nella shell producono un gigantesco starnuto che fa perdere alla
circa il 10% della sua M (il suo intero envelope) mettendo in luce
le regioni interne molto calde (>100000K)
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M 57
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NGC 6543 La nebulosa planetaria e` il risultato dellinterazione
del guscio appena gettato con il materiale emesso dalla
precedentemente e la luce UV del nucleo che scalda il gas e causa
la fluorescenza
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CLOWN NEBULA --- NGC 2392
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Da questo momento in poi levoluzione delle stelle segue due
strade diverse in base alla massa iniziale della stella Da un lato
la stella medio-piccola....Dallaltro la stella grande Durante la
fase di gigante rossa la stella emette grosse quantit di materia
che, negli strati pi esterni, sfuggono allattrazione
gravitazionale. La materia espulsa forma la cosiddetta Nebulosa
Planetaria Alla fase di gigante rossa segue un ulteriore
innalzamento della temperatura che porta alla fusione del carbonio.
La catena di reazioni nucleari prosegue e la temperatura nel nucleo
continua a salire Il processo simile a quello della creazione della
gigante rossa. Gli strati interni bruciano altri combustibili
nucleari e gli strati esterni subiscono una nuova accensione. La
dimensione della stella aumenta vertiginosamente e la stella
diventa una Supergigante Rossa
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FERRO 28 Si + 28 Si 56 Fe Il Fe (A=56) si forma per fusione di
2 atomi di Si (A=28)....la fusione cessa quando nel nucleo sono
presenti solo nuclei con A=56 A=56
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Da un lato la stella medio-piccola....Dallaltro la stella
grande Evoluzione delle stelle in base alla massa... La stella
riesce ad opporsi alla forza di gravit riducendosi ad una sfera
molto pi piccola della stella che era inizialmente.. Diminuendo la
dimensione aumenta la temperatura della materia che, ormai, non pi
nelle condizioni normali Lo stato in cui si trova la materia sulla
superficie della stella detto degenere e riesce ad opporre una
resistenza alla gravit Si appena formata una Nana Bianca La
Supergigante rossa continua a bruciare combustibili nucleari fino
al punto in cui la fusione giunge ad elementi pesanti come il
Ferro. A quel punto il nucleo stellare ha raggiunto la temperatura
di un miliardo di gradi centigradi e la fusione del ferro non
possibile perch quel processo non emette energia ma la assorbe. La
stella passa per gli ultimi istanti della sua vita fondendo gli
ultimi elementi sempre pi velocemente fino a quando il nucleo colmo
di atomi di ferro. A quel punto la stella non in grado di opporre
una resistenza alla forza di gravit che comprime la stella nelle
sue mani..
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Da un lato la stella medio-piccola....Dallaltro la stella
grande Il collasso giunge veloce e la stella esplode in una
grandiosa emissione di energia.. Una Supernova Evoluzione delle
stelle in base alla massa... La nana bianca non subir pi notevoli
cambiamenti ma sar destinata ad una lenta diminuzione della
temperatura fino al momento in cui la sua luminosit sar diminuita
notevolmente facendola diventare una Nana nera La vita della stella
finita!
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Dopo lesplosione... Tutta la materia che la stella aveva creato
nellarco del tempo viene disseminata nello spazio creando un Resto
di Supernova La materia espulsa a grande velocit pervade lo spazio
fino ad incontrare una nuova nebulosa fredda per iniziare di nuovo
il processo di creazione di una stella ( CICLO STELLARE )
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Dopo lesplosione... Lesplosione distrugge quasi totalmente la
stella.. Quello che resta dipende dalla massa del residuo.. Se la
massa del residuo minore di 3 masse solari Se la massa del residuo
maggiore di 3 masse solari Si crea una Stella di Neutroni che
resiste ancora alla forza di gravit utilizzando lenorme forza
opposta dai neutroni Si crea un Buco nero che non resiste alla
forza di gravit ripiegando lo spazio- tempo su se stesso..
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Dopo lesplosione... La stella di neutroni ha un campo
gravitazionale fortissimo e genera onde elettromagnetiche che
riescono a sfuggire al campo gravitazionale solo attraversi i poli.
Se i poli sono rivolti verso la Terra si possono vedere gli impulsi
velocissimi generati dalla rotazione della stella di neutroni.
Ovvero una Pulsar Il buco nero non permette neanche alla luce di
scappare al campo gravitazionale. Il punto di non ritorno dove un
oggetto non riesce pi ad emergere da un buco nero definito
Orizzonte degli eventi
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Nei musei scientifici i buchi neri vengono generalmente
raffigurati tramite un telo scuro teso allinterno del quale giace
una grossa massa: quando si lancia una biglia sul bordo, leffetto
che si ottiene quello della caduta della stessa verso il centro che
spiraleggia come una barca risucchiata da un gorgo. Solo nel 1971
sincomincia a prendere sul serio lesistenza dei buchi neri, infatti
le osservazioni astronomiche, in particolare lo studio delle righe
spettrali e delle forti emissioni di raggi X a intervalli di circa
un 1/1,000 di secondo che vengono catturate dallosservatorio
orbitale Uhuru, rilevano che Cignus X-1, una sorgente binaria di
raggi X situata nella costellazione del Cigno e posta a 8000 anni
luce da noi, la prima evidenza osservativa dellesistenza dei buchi
neri. Uhuru
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Gli inafferrabili buchi neri (o, volendo ostentare un po di
conoscenza linguistica, black hole in inglese). Una delle parti pi
importanti di un "black hole" l'orizzonte degli eventi,buchi neri
L' orizzonte degli eventi una superficie sferica o quasi sferica
che copre il buco nero." Su questa superficie la velocit di fuga (
la velocit di fuga la velocit minima che un oggetto dovrebbe avere
per riuscire a sfuggire al pianeta o alla stella.) pari a quella
della luce.
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GALLERIA DI PROBABILI BUCHI NERI
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Fino a pochi anni fa non si aveva la certezza dell'esistenza
dei buchi neri, in quanto non emettendo niente non possono essere
rivelati da nessuno strumento.
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Man mano che l'osservatore si avvicina al buco nero, le stelle
gli appaiono spostate verso l'esterno, perch i raggi di luce che
esse emettono vengono incurvati. Le stelle che si trovano
dall'altra parte del buco nero rispetto all'osservatore, invece,
diventano visibili per lo stesso motivo. Man mano che l'osservatore
si avvicina al buco nero e comincia ruotargli intorno, la
deflessione dei raggi luminosi fa s che il cielo gli appaia
muoversi in modo strano. I raggi di luce sono cos incurvati da
poter raggiungere l'osservatore provenendo da qualsiasi direzione
dello spazio, anche da dietro il buco nero. Il forte incurvamento e
il rafforzamento dei raggi di luce fa s che stelle molto deboli,
che si trovano dietro il buco nero rispetto all'osservatore,
diventino visibili. Si pu distinguere anche una specie di anello
attorno al buco nero, formato dalla luce delle stelle deflessa dal
buco nero: questa formazione prende il nome di anello di
Einstein.
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I Diagrammi HR La scoperta pi importante in campo astronomico
risale al 1913, quando il danese Enjar Hertzsprung e lamericano
Henry Norris Russell, indipendentemente luno dallaltro,
confrontarono in un diagramma le due propriet principali delle
stelle: Temperatura (i.e. colore o tipo-spettale) Luminosit (i.e.
magnitudine bolometrica assoluta)
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Quindi lungo la sequenza principale le stelle pi calde sono pi
luminose e pi massicce
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Da un primo esame del diagramma H-R si osserva immediatamente
come le stelle tendano a posizionarsi in regioni ben distinte: la
struttura evolutiva predominante la diagonale che parte dall'angolo
in alto a sinistra (dove si trovano le stelle pi massicce, calde e
luminose) verso l'angolo in basso a destra (dove si posizionano le
stelle meno massicce, pi fredde e meno luminose), chiamata la
sequenza principale. In basso a sinistra si trova la sequenza delle
nane bianche, mentre sopra la sequenza principale, verso destra, si
dispongono le giganti rosse e le supergiganti. sequenza principale
nane bianchegiganti rosse supergiganti
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5R 0.9-8 10 5 L B: 1.5-3 10 4 K 3-18M 3-8 R 0.1-5210 4 L A:
0.8-110 4 K 2- 3M2-3R 8-55L F: 6-710 3 K 1-1.6M 1-1.6R 2-7L G:
5.5-610 3 K 0.9-1M 0.9-1R 0.7-1.5L K: 4-510 3 K 0.6-0.8M 0.7-0.8R
0.1-0.4L M: 2.6-3.810 3 K 0.1-0.5M 0.1-0.6R 0.001-0.008L
R,N,S,L:1.3-2.510 3 K 0.08M T: