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L’Universo
I misteri dei mondi lontani da noi
Anno Luce
Distanza percorsa dalla luce in un anno
La luce viaggia alla velocità di 300000 km/s un anno luce corrisponde
all’incirca a
9.460.800.000.000 km
Distanza Terra Sole
è in media 149.597.870 km quindicirca 8,20 minuti luce
Saturno si trova a poco più di un’ora luce dal SoleProxima Centauri, la stella più vicina, a 4 anni luce
Legge di Gravitazione Universale
Forza con cui due corpi di massa M e m si attraggono reciprocamente
quando la distanza dai loro centri è pari a d. G è la costante di gravitazione universale
F G M md 2
UNIVERSO
Termine che deriva dal latino UNIVERSUS (tutto intero) parola composta da unus (uno) e versus (volto, avvolto). Si riferisce al continuum spazio-temporale con tutta la materia e l’energia in esso contenute
Contenuto dell’universo
Materia visibile: GalassieMateria Oscura: materia che
non emette luce visibile, onde radio, raggi X o gamma o altra radiazione elettromagnetica
Energia Oscura: introdotta dai cosmologi per spiegare le osservazione di un Universo in espansione e colmare una significativa porzione di massa mancante dell’Universo
ORIGINE dell’UNIVERSO
Nonostante tutte le conoscenze sull’Universo non si sa con certezza
come è cominciato e come andrà a finire
Teoria del Big Bang
è la teoria più accreditata:
la grande esplosione da cui ha avuto
origine l’Universo.
I cosmologi sanno dire come si svolse ma
non il perché
Esplosione Catastrofica
MATERIA SPAZIO e TEMPO emergono da una particella
più piccola di un atomoa una temperatura accecante
Primo microsecondo1 µs = 1 miliardesimo di
secondoUniverso si espande alle dimensioni
di una galassiaGenerazione spontanea di materia e
antimateria
1 Secondo
Universo opaco: dalle particelle si formeranno gli atomi
3 MinutiPrimi atomi: Idrogeno, Elio e tracce di Litio
Per 300000 anni nell’Universo è nebbia
Giovane Universo
Sviluppo dell’Universo
La prima struttura dell’Universo impiega circa un miliardo di anni a svilupparsi in galassie e ammassi circondati da grandi spazi vuoti.
Prime galassie piccole e irregolari, nate da continue fusioni di stelle più piccole
Età dell’UniversoL’Universo si sta espandendo
valutazioni differenti dell’espansione collocano la sua origine in tempi diversi
intorno a 15 miliardi di anni fa
oppure tra i dieci e i tredici
miliardi di anni fa
Espansione dell’Universo
Futuro dell’UniversoUna teoria sostiene che l’espansione continui all’infinito con la dispersione
delle masse in spazi infinitiUn’altra sostiene che l’Universo raggiunto
un massimo di espansione comincerà a contrarsi, questo grazie al fatto che la gravità sarà sostenuta dalla enorme quantità di materia a noi invisibile
(90%).Ogni trilione di anni ci sarebbe una nuova
esplosione
GALASSIE
Sistemi di Stelle, classificate in base alla forma: Ellittiche Spirali Irregolari
GALASSIEAndromeda la galassia più vicinasi trova a 2 milioni di anni luce da noi
Galassie Ellittiche
composte da stelle pressoché vecchie e povere di materia interstellare
M49 M89
Galassie a SpiraleSono circa il 75% delle galassie
Si identificano tre parti: Nucleo centrale - ammasso sferico o ellitticoCerchi della spirale piatta fatta di stelleNuvole di gas e polvere
Alone sferico: forma duecalotte scarsamentepopolate
Galassie a Spirale
Via Lattea
M81
Galassie Irregolari
Costituiscono il 3% delle galassiePrive di simmetrie sono ricche di gas interstellare, polveri e stelle a luce blu, cioè stelle giovani supergiganti
Grande Nube di Magellano
QUASARQuasi stellar radio source
=radiosorgente quasi
stellare
Oggetti molto distanti:13 miliardi di anni luceCiò che osserviamo èstato emesso vicino alleorigini dell’Universo:possono rappresentarelo stato iniziale di vitadelle galassie
QUASAR
NCG7319
HE1013-2136
Ammassi di Galassie
Le Galassie tendono a loro volta a riunirsi ingruppi composti anche da migliaia di componenti
AmmassoAbell 1689-c
Collisioni tra Galassie
E’ molto probabile che due o più galassie possanocollidere tra loro e interagire gravitazionalmente
Scontro tra quattro ammassi di galassie a 5,4 miliardi di anni luce dalla Terra
La collisione tra stelle è comunque unevento assai raro
Le stelle si presentano spesso a gruppi
AMMASSI STELLARI
Esistono due tipi di ammassi
AMMASSI APERTI
AMMASSI GLOBULARI
AMMASSI APERTI
M45 Ammasso aperto dellePleiadi nellacostellazione del Toro
Gli ammassi aperti sono insiemi di qualche centinaio o migliaio di stelle, hanno forma irregolare e contengono stelle giovani e massicce.
Quando esse si evolvono, dopo qualche decina o centinaio di milioni di anni, l'ammasso si disgrega, perchè l'attrazione gravitazionale delle stelleche lo compongononon è sufficiente atenerle unite.
Due Ammassi nellaNube di Magellano
AMMASSI GLOBULARI
Gli ammassi globularisono insiemi di stelledi forma sferica, chepossono contenere finoa 300mila stelle,concentrate in regionidi poche centinaiadi anni luce.
Dato il gran numero di stelle che racchiudono, si tratta di formazioni stabili,
gravitazionalmente legate, a differenza degli ammassi aperti.
Ammasso M22
Sembra che gli ammassi globulari si formino nella fase iniziale di vita di una galassia. Essi si trovano sia nelle galassie ellittiche, dispersi nella galassia, che in quelle spirali, per lo più raggruppati in aloni sferici attorno ad esse.
Nascita delle StelleUna stella nasce da una nube di polveri e gas
La Gravità dà forma alle stelle
Solo nella Via Lattea, la nostra galassia, ce ne sono 400 miliardi
Dove nascono le Stelle?
PILASTRI della CREAZIONEnascono in zone dette
Imponenti nuvole di polvere e Idrogeno a 7000 Anni Luce
dalla Terra
Nella Nebulosa dell’Aquila
IdrogenoComponente fondamentale delle stelleElemento più leggero e abbondante dell’UniversoAmmassi di Idrogeno e Polverinell’arco di miliardi di annisi addensano formando nubiche produrranno da pochedecine a migliaia di stelle
Stella come Sole
Nasce da un ammassogrande cento volte l’interosistema solare
Le nubi da temperaturebassissime,centinaia di gradisotto zero, si comprimonoa causa della gravità ela temperatura aumenta
Centinaia di Migliaia di AnniLa nebulosa ruota fino a formare un disco appiattito
Al centro, grazie alla gravità, si forma una sfera incandescente che supera il milione di gradi di temperatura
Protostella
Dopo dieci milioni di anni il nucleo della protostella ha raggiunto i dieci milioni di gradi
Fusione Termonucleare
Grazie al calore immenso gli atomi di Idrogeno si muovono così velocemente che
si fondono diventando atomi di Elio
La Fusione fornisce energia per alimentare la stellaper tutta la sua vita fornendola di una sorgente
costante di luce e calore
Produce da sé Luce e Calore: i requisiti essenziali di una stella
Battaglia per la sopravvivenza
La stella combatte contro la gravità
Gravità dà forma alla stella
ma cerca di annientarla continuando a comprimerla
Pressione creata da Fusione nucleare
contrasta la gravità
Atomi di Idrogeno si muovono velocissimi per il forte calore ecreano una pressione che contrasta la gravità
Sequenza principaleFase di equilibrio della vita della stella:pressione e gravità si controbilanciano
La stella continua a bruciare, cioè a vivere nella sequenza principale fino
a un nuovo cambiamento
Il Sole sta vivendo questa faseVediamo ora cosa è esattamente la
Sequenza Principale
Diagramma di Hertzsprung-Russel
Sequenza Principale: diagonale dall’angolo in alto a sinistra stelle più massicce calde e luminose in basso a
destra stelle meno massicce meno calde e meno luminose
Lu
min
osi
tà
Temperatura
Il diagramma serve a classificare le stellee mette in relazione la temperatura effettiva delle stelle in ascissa con la luminosità in ordinata
La temperatura diminuiscelungo l’asse X: da 20000 gradiKelvin si passa a 2500 mentre sull’asse Y viene dato il valore di luminosità 1 al Sole.Ci sono stelle anche un milionedi volte più luminose del solema anche un milione di voltemeno luminose
90% Stelle appartiene alla Sequenza Principale
alcune sono blu-bianche grandi luminose calde
Rigel
SuperGigante Blu, confrontata con il Sole
Rigel circondata dalla luminosità di una Nebulosa
Temperatura superficiale di decine di migliaia di gradi e massa circa 20 volte
il Sole.
La vita delle stelle più grandi è molto più breve di quelle più piccole perché
consumano il carburante più rapidamente
Procione: Gigante Giallo-Bianca
La loro vita è dell’ordine del milione di annimentre per masse minori si parla di miliardi
o addirittura trilioni di anni
altre sono gialle meno grandi e meno luminose
Sistema Alfa Centauri
Stelle gialle arancione simili al Sole
Stelle gialle:
a sinistra il Sole e a destra Tau Ceti
Nana Rossa:
Proxima Centauri vista nella precedente slide
Tutte le stelle di piccole dimensioni sono nella loro “infanzia” (13 miliardi di anni)
altre ancora piccole e rosse
Nana Rossa sh2-119
Le Nane Rosse hanno massa da 1/2 a 1/4 quella del sole e temperatura superficialeinferiore di migliaia di gradi. E’ la tipologia di stelle più diffusa: sono quasi invisibili perché più fredde e poco luminose.
Le stelle vivranno la sequenza principale finchéci sarà carburante da bruciare. Quando questosarà finitola fusione cesserà e la gravitàavrà la meglio
Fuori la Sequenza Principale
Nane Bianche …
Sirio B, indicata dalla frecciaUna nana bianca delladimensione della Terra macon una massa pari a quelladel Sole, insieme a Sirio A
… e giganti Arancione-Rosse
Antares SuperGigante Rossa:il suo raggio è circa 800 voltequello del Sole
Arturo: ha unaTemperatura superficialeinferiore a quella del solema è di dimensionenotevolmente maggiore
Fine di una Stella
Le dimensioni di una stella incidono su quanto vivrà e sul modo in cui morirà
Le grandi esplodono con furia devastante
Le piccole si spengono a poco a poco
Cosa succederà al SOLE
Fusione di Idrogeno in Elio termina tra 5 miliardi di anni
Compressione del nucleo della stella ad opera della gravità non più contrastata dall’energia della fusione che provoca temperature molto più elevate: fase di Gigante Rossa
Inizio nuova fusione nucleare a causa della compressione: fusione di Elio in Carbonio
Termine della vita come Nana bianca
Fusione Idrogeno
con produzione di atomi di Elio. Il processo èaccompagnato da grande produzione di energiae avviene a temperature elevatissime: milioni di gradi.
A causa della fortecompressione tragli atomi di Idrogenoavvengono processi di fusione nucleare
Fintantoché dura questa fusione la stellaè stabile e resta nella Sequenza Principale:
la gravità che tende a comprimerla è bilanciata dalla energia prodotta dalla fusione
Quando l’Idrogeno comincia a scarseggiarela gravità prevale e il nucleo della stella si contrae,come schiacciato dalla gravitàQuesto processo causa un ulteriore aumentodella temperatura, che sale a circa 100 milionidi gradi.
Il raggio del Sole, e così delle stelle di massasimile, tende ad aumentare per le forti
temperature arrivando ad inghiottire l’orbitadi Mercurio e Venere
il suo colore passa dagiallo a rosso e diventa una Gigante Rossauscendo così dallaSequenza PrincipaleNel nucleo inizia la fusione dell’Elio in Carbonio, processo chedura circa 100 milioni di anni
mentre negli strati esterni continua la fusionedi Idrogeno in Elio
Negli ultimi 10 milioni di anni di vita l’enorme
calore prodotto dalla fusione dell’Elio causa
il rigonfiamento degli strati più esterni
La gravità non riesce più a trattenere la
materia: gli strati più esterni cominciano a disperdersi nello spazio:
nasce una
NEBULOSA PLANETARIA
La Nebulosa Planetaria è una nube brillantedi gas che circonda il nucleo morente
NGC6751_hr
Il nucleo poi comincerà a collassare, ma quando
la stella sarà sufficientemente piccola la gravità
non potrà comprimerla ulteriormente a causa
della pressione degli elettroni troppo compressi
Rappresentazione degli elettroni compressi
La stella allora si raffredda lentamente fino a diventare una
Nana Bianca
che lentamente dopo parecchi miliardidi anni si spegnerà
Qui vediamo una nana bianca: Sirio B accanto a Sirio A stella di sequenza principale, la stellapiù luminosa del cielo.La massa di Sirio B è pari a quella del
sole ma il suo diametro è meno di un centesimodi quello del sole, inferiore anche a quello dellaTerra
La densità delle Nane Bianche è elevatissima:Sirio B ha una densità 300000 volte quella dellaTerra ma il volume è paragonabile.
Un cucchiaio di quel materialepeserebbe parecchie tonnellate
Sirio B Terra
Come Sirio A e B molte stelle viaggiano in coppia
Stelle Binarie
La sorte di una Nana Bianca binaria può esserediversa dallo spegnersi lentamente
La nana bianca molto densa può succhiareenergia alla compagna: attraverso l’attrazionegravitazionale crea un flusso di idrogenoe accresce la sua massa
Questo flusso di idrogeno porta la nana biancaad avere il 40% in più della massa del sole
La stella così cresciuta continua a produrre reazioni nucleari che fondono
carbonio e ossigeno in nichel e terminerà con una esplosione catastrofica che disintegra completamente la stella lasciando nello spazio solo polveri
SuperNova di tipo A1
Immagine composita del resto di supernova 1A SN 1572 osservata da Tycho Brahe nel
1572.
Evoluzione di Stelle Grandi
Hanno abbastanza potenza per dar vita asuccessive fusioni nucleari quando il carburante originario va in esaurimento
Stelle con massa circa 10 volte il Sole vivonofino a 10 milioni di anni, un tempo breve datoche il Sole vivrà ancora per 5 miliardi di anni
Quando l’Idrogeno come carburante comincia a scarseggiare il nucleo della stella si contrae, innalza la temperatura e passa alla fusione
dell’Elio, mentre quella dell’Idrogeno prosegue all’esterno,
e poi quando anche l’Elio scarseggia, si contrae innalza la
temperatura e passa alla fusione del Carbonio e così via successivamente Ossigeno, Neon, Magnesio, Silicio,
Zolfo fino a quando non crea un nucleo di Ferro.
Si formano in questo modo strati concentrici di materiali: verso il termine del suo ciclo vitale la stella assomiglia alla sezione trasversale di una cipolla: all’esterno lo strato del carburante originario, l’Idrogeno, ingloba altri strati di elementi più pesanti creati successivamente
La successiva trasformazione del ferro in elementi più pesanti non sprigiona energia ma la assorbe: il nucleo aumenta senza fondere e diventa instabile.
Quando il nucleo di Ferro raggiunge una massa pari a una volta e mezzo quella del sole si ha il collasso: il ferro si “disintegra” per le alte temperature
Il nucleo allora si raffredda e non è piùin grado di contrastare la spinta gravitazionaledel materiale che lo sovrasta
La gravità contrasta la pressione didegenerazione degli elettroni
Per far ciò li combina con i protoni producendoi neutroni, che essendo elettricamente neutrinon si respingono
Addensamento di Neutroni
La gravità a questo punto non è più contrastataIn poche decine di secondi il diametro del nucleo
passa da circa la metà di quello terrestre (3000 km) a poche decine di
chilometri formando un nucleo di neutroni
Si genera così una forte onda d’urto
che causa rapide reazioni che producono Argento, Platino, Oro, Mercurio, Uranio, Nickel e Cobalto. Quando l’onda d’urto raggiunge la superficie della stella gli strati esterni vengono eiettati a una velocità di circa 15000 km/s in una enorme esplosione una SUPERNOVA tipo 2
Esplosione di Supernova tipo 2
L’Esplosione lascia come residuo il nucleo di neutroni che è estremamente denso ma il risultato finale dipende dalla massa iniziale della Stella
Per stelle di massa circa 10 volte il Sole il risultato è appunto una stella a neutroni: un cucchiaio del suo materiale peserebbe 1 miliardo di tonnellate, il peso di una persona sarebbe 10 miliardi di tonnellate
La velocità di tali stelle è di centinaia di volte al secondo e hanno un campo magnetico estremamente elevato
Gli elettroni vanno quindi a disporsi lungo le linee del campo magnetico
Questo corpo celeste si chiama PULSAR
PULSAR = Pulsating Radio SourceStella di Neutroni che emette onde radio
Pulsar del GranchioDiametro visibile 28-30 km e compie33 giri al secondo
Per le stelle con massa 25-40 volte quella del Sole nemmeno una stella a
neutroni reggerebbe al loro collasso: la gravità le comprime a un oggetto di
densità infinita.
BUCO NERO
Il collasso di una stella di massa enorme crea nello spazio una regione in cui il campo gravitazionale è irresistibile
La sua presenza può essere ipotizzata a causadegli effetti di attrazione gravitazionale cheesercita nei confronti della materia vicina
e della radiazione luminosa in transito nei paraggi. A distanza sufficiente è comunque possibile sfuggire alla attrazione del buco nero
L’esplosione di una SUPERNOVA disperde nell’Universo tutti i materiali di cui è fatta la stella
Il Carbonio delle nostre cellule, l’Ossigeno che respiriamo, il Ferro del nostro sangue, il Calcio delle ossa così come il materiale di cui sono fatti il nostro e altri pianeti nonché le stelle …..
Sangue
… sono prodotti durante i processi di fusionee scagliati dalle supernove nell’Universo
Ameba
La vita quindi deriva da primitiveesplosioni di supernove
Ameba
L’esplosione di stelle ancora più grandi delle precedenti genera un’altra classe di supernove che non si lasciano dietro nemmeno un buco nero
Supernova 2006gy nella costellazione NGC 1260
Nella costellazione NGC 1260 a 240 milioni di anni luce dalla Terra
un corpo di massa 150/200 volte quella del Soleha dato vita a una SUPERNOVA colossale cheha sviluppato un’energia 100 volte superiore aquella di una stella di grande massa
Si ritiene che le stelle di prima generazione,cioè le prime stelle formate dopo il Big Bangfossero di massa enorme e che siano esploseallo stesso modo spandendo nell’Universoi materiali per le future nuove stelle
Per questa ragione possiamo affermareche siamo Figli delle Stelle
Uomini Animali Piante
Ma anche tutto ciò che ci circonda:l’aria che respiriamo, le rocce delle montagnee la sabbia del mare, gli oggetti che usiamo
quotidianamente insomma TUTTOproviene dalle
STELLE esplose
CLASSE III H
Scuola Media Statale C. Botta di San Giorgio
Canavese
Anno scolastico 2011 - 2012
Pietro Butera
Vanessa Cardia
Simone Defilippi Riccardo Delaurenti
Laura Depalma
Francesca Edile
Alessia Guglielmetti
Asja Lanzetti
Marco Massetti Victor Matfei
Eliza Muchi Claudio Peruto
Matteo Rossio
Giorgia Scarcella
Francesca Ruggero
Paola Serena
Omar Zabane Prof Claudia Salvetti
