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