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Liceo Scientifico Vincenzo Cuoco VD-VG Prof. ssa Mattera, Lapegna Alunni: AlessiaMantice, Dario Antonacci, Fabrizio Stanco, Ivano Nicolella, Valentina.

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Presentazione sul tema: "Liceo Scientifico Vincenzo Cuoco VD-VG Prof. ssa Mattera, Lapegna Alunni: AlessiaMantice, Dario Antonacci, Fabrizio Stanco, Ivano Nicolella, Valentina."— Transcript della presentazione:

1 Liceo Scientifico Vincenzo Cuoco VD-VG Prof. ssa Mattera, Lapegna Alunni: AlessiaMantice, Dario Antonacci, Fabrizio Stanco, Ivano Nicolella, Valentina Pessina

2 Vi meravigliate come questa materia mescolata alla rinfusa, in balia del caso, può avere costituito un uomo, visto che cerano tante cose necessarie alla costruzione del suo essere, ma non sapete che cento milioni di volte questa materia,mentre era sul punto di produrre un uomo, si è fermata a formare ora un pianeta ora del piombo, ora del corallo, ora un fiore, ora una cometa, per le troppe o troppo poche figure che occorrevano o non occorrevano per progettare un uomo. Come non fa meraviglia che tra un infinita quantità di materia che cambia e si muove incessantemente, sia capitato di fare i pochi animali, vegetali, minerali che vediamo, cosi come non fa meraviglia che su cento colpi di dadi esca una pariglia. E pertanto impossibile che da questo lieve movimento non si faccia qualcosa, e questa cosa sarà sempre fonte di stupore per uno sventato che non pensa quanto poco è mancato perché non fosse fatta." Cyrano de Bergerac Ed è forse davvero infinita la quantità di materia che cambia e si muove nel cosmo,tanto che fa meraviglia il fatto che Calvino abbia deciso di ricorrere alle parole di Cyrano nella lezione sulla leggerezza piuttosto che in quella sulla molteplicità. Cercheremo di ovviare a tale mancanza descrivendo tutto ciò che è molteplice nelluniverso,partendo dai corpi più numerosi che lo costituiscono: le stelle; arriveremo a trattare poi le molteplici possibilità di sviluppo della vita nel nostro immenso Universo.

3 LE STELLE La stella è uno sferoide di plasma (gas altamente ionizzato ad elevate temperature)che brilla di luce propria e genera energia nel suo nucleo in cui si verificano processi di fusione nucleare. Le stelle si originano dai cosiddetti Globuli di Bok, ammassi di polveri e gas che in seguito ad una onda durto, si frammentano in globuli più piccoli coinvolti in turbolenti moti gravitazionali che li spingono ad aggregarsi. Se le temperature soddisfano determinati parametri si avrà la formazione di una PROTOSTELLA, in caso contrario la contrazione si arresta e il corpo in questione si raffredda diventando una NANA BRUNA. Quando nella neo stella la pressione dei gas compenserà la gravità essa entrerà nella fase di stabilità e sarà possibile individuarla nella sequenza principale del diagramma H-R (che tiene conto dei parametri di temperatura e luminosità). Durante tale fase la stella si procura energia a partire da reazioni di fusione nucleare da cui si ottiene elio a spese dellidrogeno. Quando il combustibile idrogeno si esaurisce la stella dovrà cercare nuovi equlibri affinchè si possano innescare nuove reazioni di nucleosintesi a partire dallelio. A tale scopo la stella dovrà aumentare la propria temperatura interna e di conseguenza dovrà espandersi per tenersi entro il Limite di Eddington (limite massimo della luminosità naturale di un corpo sferico la cui coesione dipende dalla forza di gravità). Se infatti questo limite viene superato, la pressione di radiazione sarebbe tale da spingere il materiale circostante all esterno piuttosto che all interno con la conseguente esplosione del corpo (come avviene per le Supernovae).

4 La stella quindi è nella fase post-sequenza principale ed è ora una GIGANTE ROSSA. Lenergia ora è ottenuta con il cosiddetto Processo 3α che a partire da elio sintetizza carbonio 4 He+ 4 He 8 Be poi 8 Be+ 4 He 12 C+γ7,367 MeV PROCESSO 3α Dopo questa fase comune alla maggior parte delle stelle si possono innescare altri processi di contrazione-espansione o altri tipi di processi evolutivi correlati alla massa iniziale della stella. Esamineremo i vari processi evolutivi dividendo le stelle in tre gruppi classificati in base alla massa iniziale. Il diagramma H-R può essere considerato come un utile schema per riassumere le varie fasi evolutive delle stelle

5 M 0,08 < M < 0,4 M NANA ROSSA STELLA AZZURRA NANA BIANCA In questo caso la stella di partenza è una nana rossa [tipo spettrale M] con temperature basse, reazioni di nucleo-sintesi più lente e quindi questo tipo di stelle risulta essere il più longevo in quanto sono necessari miliardi di anni prima che finisca la sintesi a spese dellidrogeno. Non appena è finito lidrogeno da fondere in elio nel nucleo, la nana rossa si riscalda divenendo per breve tempo una STELLA AZZURRA. Si ipotizza che le nane rosse,per bilanciare lenergia maggiore, aumentino la temperatura superficiale invece di espandersi aumentando la superficie radiale. Se si esaurisce lidrogeno la stella si raffredda divenendo meno luminosa, quindi una NANA BIANCA Le nane rosse sono le diffuse nelluniverso, ma non è possibile osservarle in stadio di evoluzione post-sequenza principale poiché dovrebbero avere più di 13,7 miliardi di anni, età attuale delluniverso.

6 M 0,4 < M < 8 M STELLA GIALLA GIGANTE ROSSA NANA BIANCA Esaurito lidrogeno, comincia la conversione di elio in carbonio mediante il Processo 3α. La stella, ormai GIGANTE ROSSA,subisce diversi collassi gravitazionali aumentando le temperature del nucleo mentre gli strati più esterni si espandono raffreddandosi. Proprio a causa della diminuzione delle temperature il colore dellastro risulterà più rossastro con conseguente slittamento dalla Sequenza principale al ramo delle Giganti rosse del diagramma H-R. A questo punto la stella innescherà nuove reazioni di nucleo-sintesi finchè il suo equilibrio verrà meno. Nelle varie fasi di contrazione- espansione la stella espelle i suoi strati più esterni i quali vengono dispersi nell universo grazie al Vento stellare, formando una NEBULOSA PLANETARIA al cui interno sarà visibile un nucleo rovente che sintetizzerà le ultime riserve di idrogeno, al cui esaurimento seguirà il raffreddamento generale della stella che diventerà una Nana Bianca.

7 M > 8 M STELLA GIALLA à GIGANTE ROSSA/SUPERGIGANTE ROSSA SUPERNOVA STELLA DI NEUTRONI Le Giganti rosse di questa categoria dopo la fusione dellelio in carbonio innescano ulteriori meccanismi di contrazione-espansione per sintetizzare elementi via via più pesanti come ossigeno,neon,silicio e ferro. Come nella precedente categoria queste stelle hanno densità superficiali basse con fotosfera che sfuma nello spazio interstellare la sua materia mediante lazione dei venti stellari,che nelle Supergiganti rosse sono veloci e meno densi,mentre nelle Giganti rosse il flusso è più lento e più denso. A patto che si rallentino le velocità delle reazioni di nucleo-sintesi la stella può in seguito ad una contrazione trasformarsi in una SUPERGIGANTE BLU(angolo sinistro del diagramma H-R)Destabilizzatosi lequilibrio la stella esplode dando origine ad una SUPERNOVA. Quando la stella esaurisce il combustibile per le reazioni di fusione nucleare gli strati esterni collassano sul nucleo. Se a questo punto la stella ha una massa minore del limite di Chandrasekhar (massa massima di una nana bianca M Ch =[ Kg]), si assiste ad un collasso arrestato dalla pressione degli elettroni degeneri. Si passa così alla fase di NANA BIANCA STABILE e,se la stella non è più in grado di produrre energia e ha una massa maggiore di M Ch, la pressione della degenerazione degli elettroni non è sufficiente a contrastare la gravità. Le temperature aumentano nell ordine di centinaia di milioni di kelvin rendendo possibile la fusione di protoni ed elettroni in neutroni con conseguente formazione di un corpo ad elevata densità con raggio oscillante tra i 10 e 30 Km(70000 volte più piccolo del nostro Sole).

8 Se la massa della Stella di Neutroni M 1,4 < M < 3,8 M può diventare una pulsar (Pulsating Radio Source), una stella di neutroni in rapida rotazione la quale emette Fasci di onde radio che ricordano un radiofaro veloce I neutroni hanno massa 1800 volte maggiore di quella degli elettroni e sono in grado di resistere allattrazione gravitazionale reciproca fino ad un limite di circa 3M. Se la stella infatti supera questo limite detto Limite di Volkoff-Oppenheimer la stella collassa irrimediabilmente poiché secondo la relatività generale la pressione interna diverrà essa stessa una sorgente di campo gravitazionale innescando un inevitabile collasso infinito dal momento che viene meno la spinta della pressione interna esercitata verso lesterno in modo da contrastare la contrazione gravitazionale. Da questo oggetto persino la luce è inghiottita. STELLA DI NEUTRONI M > 3,8 M BUCO NERO STELLA DI NEUTRONI M 1,4 < M < 3,8 M PULSAR

9 È possibile osservare lalone che si genera dalla supernova, ed è proprio da questa nebulosa che possono avere origine dei protopianeti, e dalle molteplici possibilità di aggregazione della materia si può verificare la nascita di forme di vita che possono rivelarsi talvolta intelligenti.

10 Forme di vita intelligente nello spazio Lidea di una possibile vita extraterrestre è antica quanto la civiltà umana, sin dal 6° secolo a.C. Epicuro ipotizzava lesistenza di altri mondi abitati. Nel corso dei secoli, lo sviluppo tecnologico ci ha permesso di conoscere con maggiore precisione le possibilità di sviluppo di forme di vita aliene. Nel 1960 lastronomo americano Frank Drake fonda il SETI (Searching for Extraterrestrial Intelligence), un programma per la ricerca di intelligenze extraterrestri. Ma come si può calcolare la probabilità che esista una civiltà intelligente? Lequazione di Drake affronta il problema con un approccio scientifico e parte da alcune considerazioni: Poiché i contatti radio avvengono alla velocità della luce un contatto extraterrestre proveniente da unaltra galassia impiegherebbe migliaia se non milioni di anni per giungere fino a noi Quindi nel seguente ragionamento considereremo solo la nostra galassia

11 Equazione di Drake: Nciv = Fstar x Ppian x Npian x Pvita x Pint x Pcom x Tcom Nciv = Numero di civiltà presenti nella nostra galassia Fstar = Tasso di formazione stellare nella galassia (numero di stelle/età galassia) Ppian = Probabilità che una stella sia circondata da un pianeta Npian = Numero medio di pianeti abitabili per stella Pvita = Probabilità che la vita appaia su un pianeta abitabile Pint = Probabilità che levoluzione porti ad una vita intelligente Pcom = Probabilità che una forma di vita intelligente produca una qualche forma di mezzi di telecomunicazione con altri mondi Tcom = Tempo di vita di una civiltà Qualunque siano i valori fissati, pessimisticamente o ottimisticamente, la probabilità, per quanto piccola, è sempre diversa da zero.


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