Presentazione di PowerPoint

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Lastrofisica studia la struttura dei corpi
celesti e i processi fisici e chimici che in essi
avvengono
Vi sono molte più cose in cielo e in terra,
Orazio di quante non ne sognino i filosofi.
(Amleto ad Orazio) Amleto, Atto primo, scena
quinta,
Le stelle e le galassie emettono radiazioni in
molte bande dello spettro elettromagnetico. In
particolare emettono Luce visibile onde radio,
raggi infrarossi, raggi ultravioletti raggi X,
raggi g Le radiazioni vengono raccolte con sonde
spaziali, telescopi orbitali (Hubble e altri)
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TELESCOPIO SPAZIALE HUBBLE
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Next Generation Space Telescope (NGST)
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Metodi per misurare le distanze delle stelle
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METODO DELLA PARALLASSE
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Quali sono i principali oggetti celesti?
Stelle, pianeti, pulsar, buchi neri,
quasars Galassie Ammassi di galassie Superammassi
Materia oscura ?
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Marte
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Giove
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(No Transcript)
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Cometa IKEYA-ZHANG
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Galassia NGC 2903T
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Galassia M 51
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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Quasar 3C 273
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Quasar PKS 2349
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(No Transcript)
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Levoluzione delle stelleda nebulosa a
nana biancastella di neutroni buco nero
Le 4 fasi della vita di una stella 1.la
nascita2. la fase stabile (sequenza
principale)3. la fase di instabilità4. la fase
finale di stella morta
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Le nebulose
Le nebulose sono regioni di gas rarefatto e
polveri, dall'aspetto diffuso, presenti un po'
dovunque nella nostra e in altre galassie. Un
tempo venivano indicate così tutte le sorgenti
luminose distanti e dall'aspetto diffuso.In
seguito ci si accorse che molte di esse erano in
realtà galassie esterne, come per esempio la
nebulosa di Andromeda. Generalmente si distingue
tra nebulose oscure e luminose queste ultime
sono nubi di gas illuminate da una stella. Esse
si formano in vari modi, ad esempio
nell'esplosione di una supernova, oppure quando
una nebulosa planetaria espelle gli strati
esterni di gas in questo caso, al centro della
nebulosa resta una stella molto calda, che emette
radiazione ultravioletta la radiazione eccita il
gas della nebulosa e fa sì che esso emetta luce.
Le nebulose oscure sono invece nubi di gas
contenenti polvere e prive di stelle che le
illuminano esse non emettono luce e oscurano
anche eventuali sorgenti retrostanti.
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Le nebulose planetarie
Questo tipo di nebulosa é costituito da una
stella centrale caldissima, compatta e di piccole
dimensioni, al centro di un disco o un anello
gassoso luminoso. Il sistema ha dimensioni
relativamente ridotte, in genere inferiori ad un
anno luce. Le prime nebulose planetarie
osservate furono perciò paragonate al pianeta
Saturno e ai suoi anelli, e a questo devono il
loro nome. La stella che si trova al centro di
una nebulosa planetaria é il residuo di una
stella di piccola massa, nelle ultime fasi della
sua evoluzione. Essa possiede temperature
altissime, tra i 30mila e i 150mila gradi, ed
emette prevalentemente nella regione
ultravioletta dello spettro é anche piuttosto
piccola e compatta, con dimensioni inferiori ad
un quinto del raggio del Sole. Si pensa che le
nebulose planetarie abbiano origine dalle stelle
supergiganti rosse, le quali espellono gli strati
più esterni, composti di idrogeno ed elio,
"spazzandoli via" nello spazio. Col tempo, la
nebulosa si disperde nello spazio la durata
dell'intero processo é probabilmente inferiore ai
100.000 anni. Anche questo e' un meccanismo
attraverso il quale le stelle restituiscono al
mezzo interstellare parte del gas da cui si sono
formate, arricchito di elementi pesanti.
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La nebulosa planetaria Menzel 3 (o Mz3) è anche
chiamata nebulosa formica. Curiosa la forma a
due lobi, che si estendono in direzioni opposte
rispetto alla stella centrale.
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La nascita di una stella

• Le stelle nascono dal collasso gravitazionale di
  una nube di gas (prevalentemente idrogeno). Il
  collasso avviene quando lattrazione
  gravitazionale, (che cresce con la massa) supera
  la pressione termica, che cresce con la
  temperatura e quindi con lenergia cinetica delle
  molecole (teoria cinetica).

PRESSIONE INTERNA
GRAVITA
Durante il collasso cresce la temperatura della
nube fino a rendere possibili le reazioni
nucleari di fusione dellidrogeno in elio. La
stella inizia la sua vita nella sequenza
principale.
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Unimmagine infrarossa della NEBULOSA di Orione
Al centro dellimmagine le sorgenti di luce più
intensa segnalano la presenza di stelle molto
giovani.
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Unaltra immagine della nebulosa di Orione, una
agitata regione di formazione stellare, vasta 2.5
anni luce, immersa in un turbolento flusso di gas
luminescente.
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Dettagli di una nebulosa planetaria neonata,
Stingray (Hen-1357), la più giovane finora
conosciuta. In questa immagine, la brillante
stella centrale si trova al centro di un anello
di gas di colore verdastro.
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Nursery stellare nella Nebulosa Trifida
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Globuli gassosi in evaporazione nella nebulosa
Aquila M16. Nubi di gas interstellare molto
compatte Regione di stelle in formazione
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La seconda fase (sequenza principale)
ovvero La fase stabile, durante la quale la
stella irradia lenergia prodotta dalle reazioni
nucleari
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Diagramma di Hertzsprung-Russell
Le stelle normali, stabili, stanno sulla
sequenza principale del diagramma sullasse x
la temperatura cresce da destra a sinistra
sullasse y la luminosità cresce verso lalto. In
basso a destra le stelle più fredde e meno
luminose (rosse), in alto a sinistra le più calde
e luminose (blu). Il Sole sta nel mezzo (stella
gialla di media temperatura). Giganti rosse
(fredde e molto luminose) a destra in alto nane
bianche (calde e poco luminose) sinistra in
basso.
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Le stelle più massicce vivono di meno il Sole
passerà circa 10 miliardi di anni nella sequenza
principale, una stella di massa doppia solo 500
milioni di anni, una stella di massa sette volte
il Sole, 26 milioni di anni.
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La vita nella sequenza principale

• Lenergia irradiata dalle stelle proviene dalle
  reazioni di fusione nucleare.
• Inizialmente di Idrogeno in Elio e,
  successivamente, (Li, Be, B, C, N, O ecc.) fino
  al ferro nelle stelle di massa maggiore.
• Perché non oltre il ferro?
• Lenergia viene liberata sotto forma di energia
  cinetica delle particelle e di raggi g

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Il ciclo protone protone che trasforma i
protoni in nuclei di Elio
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La nucleo sintesi stellare

• E nelle stelle e in particolare nelle Supernove
  che si sono originati tutti gli elementi del
  Sistema Periodico esistenti sulla Terra e persino
  nel nostro corpo!
• Come siamo vecchi!

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Le fasi finali della stella

• Lotta tra pressione e gravità
• Quando nel nucleo della stella tutto lidrogeno
  si è trasformato in elio, il nucleo non libera
  più energia e collassa quindi a causa della
  gravità. Le reazioni nucleari di fusione
  dellidrogeno in elio continuano in uno strato
  superficiale della stella.
• In breve il nucleo si contrae e la parte esterna
  si espande.
• La stella esce dalla sequenza principale e
  diventa una
• Gigante rossa.
• (di raggio fino a 1000 volte il raggio del Sole)
• Nel nucleo la temperatura aumenta (a causa della
  contrazione) fino a 100 milioni di gradi e si
  innesca la fusione dellelio in berillio e poi in
  carbonio e ossigeno. Gli strati esterni si
  espandono raffreddandosi.

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(No Transcript)
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Da Gigante (rossa) a nana (bianca)
Il processo evolutivo del nucleo della stella
accelera e segue destini diversi a seconda della
sua massa residua (dopo lespulsione degli strati
esterni)
Per stelle piccole, di massa iniziale compresa
tra 1 e 4 masse solari, e quindi anche per il
nostro Sole, lespulsione degli strati esterni
genera una nebulosa planetaria (nella Via Lattea
se ne forma un allanno).
Il nucleo si riscalda a 100 200 milioni di
gradi e si innescano nuove reazioni nucleari di
fusione fino al carbonio e allossigeno, ma non
oltre. La stella termina la sua vita come nana
bianca una stella molto densa (una nana bianca
di massa uguale a quella del sole avrebbe un
volume pari a quello della Terra) in equilibrio
tra gravità e pressione di un gas quantistico di
elettroni . La massa finale di una nana bianca
non può superare il limite di 1.5 masse solari
(limite di Chandrasekhar).
Lentamente (miliardi di anni) la nana bianca si
raffredda e diventa una nana nera
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In alto una nana bianca
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Lorigine della nebulosa planetaria NGC7923
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Una giovane nebulosa (MyCn18) che si trova a
8.000 anni luce di distanza dalla particolare
forma a clessidra attorno ad una stella morente
simile al Sole importante per lo studio dei
meccanismi ancora poco conosciuti dell'emissione
di materia stellare.
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Da gigante rossa a stella di neutroni

• Se la stella è più massiccia, la contrazione del
  nucleo continua e si raggiungono temperature di
  800 milioni di gradi che permettono la fusione
  del carbonio e infine a 1.4 miliardi di gradi, si
  ottiene il ferro.

A questo punto le reazioni nucleari cessano del
tutto. La stella è composta di diversi strati con
gli elementi più pesanti (ferro) nella parte più
interna del nucleo. Lenorme pressione dovuta
alla gravità trasforma il nucleo in una stella di
neutroni. A questo punto limplosione si
inverte e si trasforma in unonda durto (un po
come una palla rimbalza sul pavimento). La
materia che stava collassando a causa dellenorme
gravità viene proiettata verso lesterno.
Questonda durto comprime e riscalda la materia.
La stella esplode, è diventata una
Supernova
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La stella può raggiungere la luminosità di una
piccola galassia (100 miliardi di volte quella
del Sole) e decrescere dopo giorni, ma in quei
giorni può essere visibile anche a occhio nudo.
Negli ultimi 400 anni si sono registrate due
esplosioni di supernove molto brillanti nel 1604
fu descritta da Tycho Brahe, la seconda nel 1987,
classificata come 1987A nella nube di Magellano.
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2 tipi di Supernove
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Esplosione della Supernova 1987A, in basso a
destra (ex Sanduleak, supergigante blu) nella
nube di Magellano
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(No Transcript)
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L'onda d'urto di una esplosione stellare
Nella costellazione del Cigno si trova una
nebulosa immensa e bellissima, residuo
dell'esplosione di una supernova avvenuta 15.000
anni fa. Nell'immagine l'onda d'urto si sposta da
sinistra a destra, incontra il gas interstellare,
lo comprime, lo riscalda e quindi lo rende
luminoso.
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La stella di neutroni
Se la massa residua finale della stella è
compresa tra 1.5 e 3 masse solari il nucleo
diventa una stella di neutroni. Se la sua massa
finale supera le 3 masse solari, la forza di
gravità è così forte che nulla riesce a
bilanciarla, neanche la tremenda densità di una
stella di neutroni 1017 kg/m3
Una stella di neutroni emette pochissima
radiazione termica ed é quindi invisibile emette
però una specie di segnale radio che si ripete a
intervalli regolari.
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Lemissione di un pulsar (stella di neutroni)
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I Buchi neri
Come si è già detto, se la massa residua finale
della stella supera le 3 masse solari, nulla può
impedire il collasso gravitazionale e la stella
di neutroni evolverà verso un buco nero.
Nulla, neanche la luce può sfuggire lenorme
campo gravitazionale di un buco nero. Durante il
collasso la stella emette onde gravitazionali.
Potrebbe esistere un buco nero di massa pari a
100.000 masse solari al centro della nostra
galassia. Le prove sarebbero lintensa emissione
di radiazioni che proviene da questa regione
causato dalla massa che cade nel buco nero e
acquista così energia cinetica (e quindi si
scalda).
Una buco nero che avesse la massa del sole
avrebbe un raggio inferiore ai 3 km!
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Immagine di fantasia di un buco nero
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Unaltra immagine di fantasia di un buco nero
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(No Transcript)
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Meccanismo di accrescimento la materia cade
dalla stella a sinistra verso la stella di
neutroni o il buco nero destra
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Quasar al centro di una galassia normale (a
sinistra) e al centro di due galassie in
collisione (a destra)
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I Quasar

• I quasar (sorgenti radio quasi stellari) sono
  oggetti lontanissimi, scoperti tra gli anni 50 e
  gli anni 60, che emettono una enorme quantità di
  energia, soprattutto nella bande radio e
  infrarosse.
• 2 elementi rendono straordinari i quasar
• lenorme distanza (scoperta attraverso il red
  shift) miliardi di anni luce (13)
• Lenorme potenza irradiata, centinaia di volte
  quella delle galassie più brillanti!
• I quasar sono galassie lontanissime con nuclei
  attivi ovvero con al centro un buco nero. La
  materia circostante, stelle, gas in rapida
  rotazione mentre cade nel buco nero emette la
  radiazione osservata.