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Lastrofisica studia la struttura dei corpi celesti e i processi fisici e chimici che in essi avvengono Le stelle e le galassie emettono radiazioni in molte.

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1 Lastrofisica studia la struttura dei corpi celesti e i processi fisici e chimici che in essi avvengono 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 raggi X, raggi Le radiazioni vengono raccolte con sonde spaziali, telescopi orbitali (Hubble e altri) 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,

2 TELESCOPIO SPAZIALE HUBBLE

3 Next Generation Space Telescope (NGST)

4 Metodi per misurare le distanze delle stelle

5 METODO DELLA PARALLASSE

6 Quali sono i principali oggetti celesti? Stelle, pianeti, pulsar, buchi neri, quasars Galassie Ammassi di galassie Superammassi Materia oscura ?

7 Marte

8 Giove

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10 Cometa IKEYA-ZHANG

11 Galassia NGC 2903T

12 Galassia M 51

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15 Quasar 3C 273

16 Quasar PKS 2349

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18 Levoluzione delle stelle da nebulosa a: Le 4 fasi della vita di una stella: 1.la nascita 2. la fase stabile (sequenza principale) 3. la fase di instabilità 4. la fase finale di stella morta nana bianca stella di neutroni buco nero

19 nebulosa di Andromeda. 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. Le nebulose

20 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 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. Le nebulose planetarie

21 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.

22 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). GRAVITA PRESSIONE INTERNA 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.

23 NEBULOSA di Orione Unimmagine infrarossa della NEBULOSA di Orione Al centro dellimmagine le sorgenti di luce più intensa segnalano la presenza di stelle molto giovani.

24 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.

25 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.

26 Nursery stellare nella Nebulosa Trifida

27 Globuli gassosi in evaporazione nella nebulosa Aquila M16. Nubi di gas interstellare molto compatte Regione di stelle in formazione

28 ovvero La fase stabile, durante la quale la stella irradia lenergia prodotta dalle reazioni nucleari La seconda fase ( sequenza principale)

29 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.

30 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.

31 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

32 Il ciclo protone – protone che trasforma i protoni in nuclei di Elio

33 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!

34 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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36 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

37 In alto una nana bianca

38 Lorigine della nebulosa planetaria NGC7923

39 Una giovane nebulosa (MyCn18) che si trova a 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.

40 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

41 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.

42 2 tipi di Supernove

43 Esplosione della Supernova 1987A, in basso a destra (ex Sanduleak, supergigante blu) nella nube di Magellano

44 La nebulosa planetaria "occhio di gatto" NGC 6543 La complessa storia di una stella morente.

45 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 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.

46 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: kg/m 3 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.

47 Lemissione di un pulsar (stella di neutroni)

48 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 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!

49 Immagine di fantasia di un buco nero

50 Unaltra immagine di fantasia di un buco nero

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52 Meccanismo di accrescimento: la materia cade dalla stella a sinistra verso la stella di neutroni o il buco nero destra

53 Quasar al centro di una galassia normale (a sinistra) e al centro di due galassie in collisione (a destra)

54 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.


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