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CON LA TESTA FRA LE STELLE ……………INIZIA IL VIAGGIO………….

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1 CON LA TESTA FRA LE STELLE ……………INIZIA IL VIAGGIO………….

2 TUTTO COMINCIA DA QUI AtomoAtom Atomo

3 LUNIVERSO Luniverso è un enorme volume in continua rapidissima espansione e nella sua maggior parte è vuoto. La sua densità media è di g\cm 3. ( EQUIVALENTE CIRCA ALLA MASSA DI UN e - )

4 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 densità non cambierebbe di molto.

5 Lorigine dellUniverso

6 Non si conosce la forma dellUniverso nellistante 0, ma la fisica suggerisce questevoluzione… 1) Tempo di Planck", secondi dopo il Big Bang (T=1032 K) lUniverso aveva una dimensione (raggio) di cm. La sua espansione era iniziata e allaumentare del Volume iniziò a diminuire la Temperatura. LA TEORIA DEL BIG BANG

7 2) Successivamente si formarono le prime particelle, i quark, dai quali nacquero poi neutroni e protoni, con le relative antiparticelle (p - ).

8 3) Da secondi di età (T= 1010 K), protoni e antiprotoni si annichilirono, cioè 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 quantità' di energia, sotto forma di radiazione elettromagnetica. L'Universo era dominato dalla radiazione e perciò rimase a lungo impenetrabile. Questo periodo prende il nome di " ERA RADIATIVA ". LA TEORIA DEL BIG BANG

9 4)Tra 1 e 3 minuti di età, la temperatura dell'Universo è ancora sopra i 10 9 K : si formarono i primi nuclei atomici (H) così i protoni e neutroni cominciarono ad urtarsi con violenza minore ed a dar luogo alle prime reazioni di fusione nucleare: NUCLEOSINTESI COSMOLOGICA. Si formarono così i nuclei di H, He e Li. A temperature inferiori a 10 9 K le reazioni nucleari non furono più possibili. LA TEORIA DEL BIG BANG

10 5) Dopo qualche migliaio di anni, l'Universo non era più dominato dalla radiazione, ma dalla materia; Questa era però ancora immersa in una radiazione molto intensa ed energetica. La temperatura era ancora molto alta a quindi materia ed energia erano accoppiate, cioè si trasformavano continuamente l'una nell'altra.

11 LA TEORIA DEL BIG BANG 6) 300 mila anni dopo il Big Bang la temperatura scese ed materia ed energia si disaccoppiarono. 7) Dopo 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

12 LA TEORIA DEL BIG BANG 8) La materia poté quindi cominciare ad aggregarsi formando le prime protogalassie: gigantesche nubi di gas freddissimo (-220°C) 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.

13 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 LETÀDELLUNIVERSO SIA TRA 10 E 20 MILIARDI DI ANNI

14 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, cioè allinterno delle stelle, per FUSIONE NUCLEARE. La fusione nucleare produce molta più 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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18 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).

19 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 ANNI LUCE. IL SOLE SI TROVA A CIRCA 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).

20 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.

21 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.

22 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 GALASSIE, MA PER ORA SE NE SA POCO.

23 La vita di una stella Laffascinante ciclo vitale delle stelle ripercorso dalla nascita alla morte

24 NASCE UNA STELLA …… Una stella nasce da una nube di gas e polveri relativamente fredda con densità migliaia di volte superiore a quella della circostante materia interstellare

25 Una nebulosa è 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 anni fa. NASCE UNA STELLA ……

26 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 ……

27 In luoghi come questi nascono le stelle... …dopo che unaltra stella ha terminato il suo ciclo vitale in un esplosione di supernova Le Nebulose

28 Il ciclo si ripete allinfinito da quando è nato luniverso Lesplosione di una supernova scaglia nello spazio il gas incandescente a grande velocità. 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 gravità

29 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.

30 La forza di gravità contrae la nube che collassa verso il centro La temperatura sale fino a raggiungere i 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 gravità che tende a comprimerla

31 La composizione chimica delle stella è in continua evoluzione (processi di fusione nel nucleo) Fusione nuclei Diminuzione nuclei leggeri Aumento nuclei pesanti

32 CATENA PROTONE-PROTONE

33 p-p chain: 4p 4 He

34 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

35 La stella continua nella sua evoluzione solo grazie ad un delicato equilibrio che si instaura tra due enormi forze della natura: La forza di gravità La pressione nucleare

36 La forza di gravità comprime la stella.. … e la pressione nucleare contrasta la forza di gravità La storia dura fino a che cè lidrogeno nel nucleo

37 Anche se estremamente abbondante, anche lidrogeno è destinato a finire.... Ed è 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 gravità La stella inizia a cambiare aspetto La forza di gravità 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)

38 Stelle di Piccola Massa Esaurito l'idrogeno nel nocciolo (core) che ormai è interamente composto di elio le reazioni nucleari proseguono in un guscio sferico più esterno (shell) come conseguenza la fotosfera si espande e il raggio della stella aumenta

39 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, densità 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 quantità 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.

40 Il nocciolo di elio inerte, continua a contrarsi e ad aumentare di massa perchè la shell di H vi deposita sopra le scorie nucleari (elio) fino a quando....

41 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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43 In stelle con massa > di 8 Soli la contrazione del nucleo produce temperature dellordine di 600 milioni di gradi K, e densità 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 più 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.

44 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 + γ 12 C + 12 C 23 Na + p 12 C + 16 O 24 Mg + 4 He + γ 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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46 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)

47 M 57

48 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

49 CLOWN NEBULA --- NGC 2392

50 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 quantità di materia che, negli strati più 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 è 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

51 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

52 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 gravità riducendosi ad una sfera molto più piccola della stella che era inizialmente.. Diminuendo la dimensione aumenta la temperatura della materia che, ormai, non è più nelle condizioni normali Lo stato in cui si trova la materia sulla superficie della stella è detto degenere e riesce ad opporre una resistenza alla gravità Si è 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 è possibile perché quel processo non emette energia ma la assorbe. La stella passa per gli ultimi istanti della sua vita fondendo gli ultimi elementi sempre più velocemente fino a quando il nucleo è colmo di atomi di ferro. A quel punto la stella non è in grado di opporre una resistenza alla forza di gravità che comprime la stella nelle sue mani..

53 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 subirà più notevoli cambiamenti ma sarà destinata ad una lenta diminuzione della temperatura fino al momento in cui la sua luminosità sarà diminuita notevolmente facendola diventare una Nana nera La vita della stella è finita!

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58 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 velocità pervade lo spazio fino ad incontrare una nuova nebulosa fredda per iniziare di nuovo il processo di creazione di una stella ( CICLO STELLARE )

59 Dopo lesplosione... Lesplosione distrugge quasi totalmente la stella.. Quello che resta dipende dalla massa del residuo.. Se la massa del residuo è minore di 3 masse solari Se la massa del residuo è maggiore di 3 masse solari Si crea una Stella di Neutroni che resiste ancora alla forza di gravità utilizzando lenorme forza opposta dai neutroni Si crea un Buco nero che non resiste alla forza di gravità ripiegando lo spazio- tempo su se stesso..

60 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 più ad emergere da un buco nero è definito Orizzonte degli eventi

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62 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 è 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, è la prima evidenza osservativa dellesistenza dei buchi neri. Uhuru

63 Gli inafferrabili buchi neri (o, volendo ostentare un po di conoscenza linguistica, black hole in inglese). Una delle parti più importanti di un "black hole" è l'orizzonte degli eventi,buchi neri L' orizzonte degli eventi è una superficie sferica o quasi sferica che copre il buco nero." Su questa superficie la velocità di fuga ( la velocità di fuga è la velocità minima che un oggetto dovrebbe avere per riuscire a sfuggire al pianeta o alla stella.) è pari a quella della luce.

64 GALLERIA DI PROBABILI BUCHI NERI

65 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.

66 Man mano che l'osservatore si avvicina al buco nero, le stelle gli appaiono spostate verso l'esterno, perchè 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 sì che il cielo gli appaia muoversi in modo strano. I raggi di luce sono così 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 sì che stelle molto deboli, che si trovano dietro il buco nero rispetto all'osservatore, diventino visibili. Si può 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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68 I Diagrammi HR La scoperta più 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 proprietà principali delle stelle: Temperatura (i.e. colore o tipo-spettale) Luminosità (i.e. magnitudine bolometrica assoluta)

69 Quindi lungo la sequenza principale le stelle più calde sono più luminose e più massicce

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71 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 è la diagonale che parte dall'angolo in alto a sinistra (dove si trovano le stelle più massicce, calde e luminose) verso l'angolo in basso a destra (dove si posizionano le stelle meno massicce, più 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

72 5R L B: K 3-18M 3-8 R L A: K 2- 3M2-3R 8-55L F: K 1-1.6M 1-1.6R 2-7L G: K 0.9-1M 0.9-1R L K: K M R L M: K M R L R,N,S,L: K 0.08M T:< K < 0.08M

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74 Raggi cosmici I raggi cosmici sono flussi di particelle e nuclei atomici ad alta energia provenienti dallo spazio. La loro origine è sia galattica che extragalattica. Da misure fatte su palloni aerostatici a grande altitudine o su satelliti sappiamo che la grandissima maggioranza dei raggi cosmici è costituita da protoni p + (circa 90%). Abbiamo poi nuclei atomici di svariati elementi, da quelli più leggeri come lelio He (circa 9%) fino ai più pesanti (1%) come ferro Fe e uranio U. Sia i protoni che i nuclei sono carichi positivamente quindi la quasi totalità dei raggi cosmici ha carica positiva. Essi contengono anche una piccola percentuale di elettroni e -, fotoni γ e altre particelle subatomiche. La maggior parte dei raggi cosmici che ci provengono sono fermati dallatmosfera, producendo cosi delle interazioni che provocano una cascata di particelle secondarie, da una iniziale particella energetica. Infatti questi raggi entrando in contatto con le particelle della nostra atmosfera, generano un nuovo tipo di particelle: il muone μ e il pione π. Cascata cosmica I muoni sono particelle che hanno la stessa carica elettrica degli elettroni. Altri particolari raggi cosmici sono i neutrini, che possono passare nella materia senza interagire con essa.

75 Dove e come si producono i raggi cosmici primari ? Supernovae Stelle di neutroni Nuclei galattici Sole

76 Fisica Astroparticellare Svantaggi: volano al di sotto di alcuni g/cm 2 di atmosfera Vantaggi: sono molto piu` economici degli esperimenti su satellite o base spaziale CARATTERISTICHE: 1.durata del volo: alcuni giorni 2.altitudine: 30 km 3.peso: 4 tonnellate Per spostare i palloni si usano i venti di alta quota; sfruttando particolari inversioni di corrente, si puo` anche fare in modo che il pallone ritorni verso il luogo dal quale e` stato lanciato. Con voli della durata di una settimana si puo` far andare il pallone dallAustralia al Sud America, ma i voli di durata maggiore si ottengono in Antartide: in due settimane i palloni compiono lintero giro della costa antartica. I voli in Antartide presentano un importante vantaggio: laltitudine e` costante durante tutto il volo, in quanto non ci sono fluttuazioni giornaliere di temperatura e pressione.

77 Fisica Astroparticellare Elisa Falchini 77

78 Fisica Astroparticellare CARATTERISTICHE: 1.durata del volo: fino ad alcuni anni 2.altitudine: 500 km 3.peso: 4 tonnellate 4.potenza: 500 – 2000 W !!!!!

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