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LUniverso 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.

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2 LUniverso I misteri dei mondi lontani da noi

3 Anno Luce Distanza percorsa dalla luce in un anno La luce viaggia alla velocità di km/s un anno luce corrisponde allincirca a km

4 Distanza Terra Sole è in media km quindi circa 8,20 minuti luce Saturno si trova a poco più di unora luce dal Sole Proxima Centauri, la stella più vicina, a 4 anni luce

5 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

6 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 lenergia in esso contenute

7 Contenuto delluniverso Materia visibile: Galassie Materia 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 dellUniverso

8 ORIGINE dellUNIVERSO Nonostante tutte le conoscenze sullUniverso non si sa con certezza come è cominciato e come andrà a finire

9 Teoria del Big Bang è la teoria più accreditata: la grande esplosione da cui ha avuto origine lUniverso. I cosmologi sanno dire come si svolse ma non il perché

10 Esplosione Catastrofica MATERIA SPAZIO e TEMPO emergono da una particella più piccola di un atomo a una temperatura accecante

11 Primo microsecondo 1 µs = 1 miliardesimo di secondo Universo si espande alle dimensioni di una galassia Generazione spontanea di materia e antimateria

12 1 Secondo Universo opaco: dalle particelle si formeranno gli atomi 3 Minuti Primi atomi: Idrogeno, Elio e tracce di Litio Per anni nellUniverso è nebbia

13 Giovane Universo

14 Sviluppo dellUniverso La prima struttura dellUniverso 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

15 Età dellUniverso LUniverso si sta espandendo valutazioni differenti dellespansione 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

16 Espansione dellUniverso

17 Futuro dellUniverso Una teoria sostiene che lespansione continui allinfinito con la dispersione delle masse in spazi infiniti Unaltra sostiene che lUniverso 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

18 GALASSIE Sistemi di Stelle, classificate in base alla forma: Ellittiche Spirali Irregolari

19 GALASSIE Andromeda la galassia più vicina si trova a 2 milioni di anni luce da noi

20 Galassie Ellittiche composte da stelle pressoché vecchie e povere di materia interstellare M49M89

21 Galassie a Spirale Sono circa il 75% delle galassie Si identificano tre parti: Nucleo centrale - ammasso sferico o ellittico Cerchi della spirale piatta fatta di stelle Nuvole di gas e polvere Alone sferico: forma due calotte scarsamente popolate

22 Galassie a Spirale Via Lattea M81

23 Galassie Irregolari Costituiscono il 3% delle galassie Prive di simmetrie sono ricche di gas interstellare, polveri e stelle a luce blu, cioè stelle giovani supergiganti Grande Nube di Magellano

24 QUASAR Quasi stellar radio source = radiosorgente quasi stellare Oggetti molto distanti: 13 miliardi di anni luce Ciò che osserviamo è stato emesso vicino alle origini dellUniverso: possono rappresentare lo stato iniziale di vita delle galassie

25 QUASAR NCG7319 HE

26 Ammassi di Galassie Le Galassie tendono a loro volta a riunirsi in gruppi composti anche da migliaia di componenti Ammasso Abell 1689-c

27 Collisioni tra Galassie E molto probabile che due o più galassie possano collidere 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 un evento assai raro

28 Le stelle si presentano spesso a gruppi AMMASSI STELLARI Esistono due tipi di ammassi AMMASSI APERTI AMMASSI GLOBULARI

29 AMMASSI APERTI M45 Ammasso aperto delle Pleiadi nella costellazione del Toro Gli ammassi aperti sono insiemi di qualche centinaio o migliaio di stelle, hanno forma irregolare e contengono stelle giovani e massicce.

30 Quando esse si evolvono, dopo qualche decina o centinaio di milioni di anni, l'ammasso si disgrega, perchè l'attrazione gravitazionale delle stelle che lo compongono non è sufficiente a tenerle unite. Due Ammassi nella Nube di Magellano

31 AMMASSI GLOBULARI Gli ammassi globulari sono insiemi di stelle di forma sferica, che possono contenere fino a 300mila stelle, concentrate in regioni di poche centinaia di anni luce.

32 Dato il gran numero di stelle che racchiudono, si tratta di formazioni stabili, gravitazionalmente legate, a differenza degli ammassi aperti. Ammasso M22

33 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.

34 Nascita delle Stelle Una stella nasce da una nube di polveri e gas

35 La Gravità dà forma alle stelle Solo nella Via Lattea, la nostra galassia, ce ne sono 400 miliardi

36 Dove nascono le Stelle? PILASTRI della CREAZIONE nascono in zone dette

37 Imponenti nuvole di polvere e Idrogeno a 7000 Anni Luce dalla Terra Nella Nebulosa dellAquila

38 Idrogeno Componente fondamentale delle stelle Elemento più leggero e abbondante dellUniverso Ammassi di Idrogeno e Polveri nellarco di miliardi di anni si addensano formando nubi che produrranno da poche decine a migliaia di stelle

39 Stella come Sole Nasce da un ammasso grande cento volte lintero sistema solare Le nubi da temperature bassissime,centinaia di gradi sotto zero, si comprimono a causa della gravità e la temperatura aumenta

40 Centinaia di Migliaia di Anni La 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

41 Protostella Dopo dieci milioni di anni il nucleo della protostella ha raggiunto i dieci milioni di gradi

42 Fusione Termonucleare Grazie al calore immenso gli atomi di Idrogeno si muovono così velocemente che si fondono diventando atomi di Elio

43 La Fusione fornisce energia per alimentare la stella per 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

44 Battaglia per la sopravvivenza La stella combatte contro la gravità

45 Gravità dà forma alla stella ma cerca di annientarla continuando a comprimerla

46 Pressione creata da Fusione nucleare contrasta la gravità Atomi di Idrogeno si muovono velocissimi per il forte calore e creano una pressione che contrasta la gravità

47 Sequenza principale Fase 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 fase Vediamo ora cosa è esattamente la Sequenza Principale

48 Diagramma di Hertzsprung-Russel Sequenza Principale: diagonale dallangolo in alto a sinistra stelle più massicce calde e luminose in basso a destra stelle meno massicce meno calde e meno luminose Luminosità Temperatura

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50 Il diagramma serve a classificare le stelle e mette in relazione la temperatura effettiva delle stelle in ascissa con la luminosità in ordinata La temperatura diminuisce lungo lasse X: da gradi Kelvin si passa a 2500 mentre sullasse Y viene dato il valore di luminosità 1 al Sole. Ci sono stelle anche un milione di volte più luminose del sole ma anche un milione di volte meno luminose

51 90% Stelle appartiene alla Sequenza Principale alcune sono blu-bianche grandi luminose calde Rigel SuperGigante Blu, confrontata con il Sole

52 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

53 Procione: Gigante Giallo-Bianca La loro vita è dellordine del milione di anni mentre per masse minori si parla di miliardi o addirittura trilioni di anni

54 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

55 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

56 Nana Rossa sh2-119 Le Nane Rosse hanno massa da 1/2 a 1/4 quella del sole e temperatura superficiale inferiore 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 finché ci sarà carburante da bruciare. Quando questo sarà finitola fusione cesserà e la gravità avrà la meglio

57 Fuori la Sequenza Principale Nane Bianche … Sirio B, indicata dalla freccia Una nana bianca della dimensione della Terra ma con una massa pari a quella del Sole, insieme a Sirio A

58 … e giganti Arancione-Rosse

59 Antares SuperGigante Rossa: il suo raggio è circa 800 volte quello del Sole Arturo: ha una Temperatura superficiale inferiore a quella del sole ma è di dimensione notevolmente maggiore

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61 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

62 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 dallenergia 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

63 Fusione Idrogeno con produzione di atomi di Elio. Il processo è accompagnato da grande produzione di energia e avviene a temperature elevatissime: milioni di gradi. A causa della forte compressione tra gli atomi di Idrogeno avvengono processi di fusione nucleare

64 Fintantoché dura questa fusione la stella è stabile e resta nella Sequenza Principale: la gravità che tende a comprimerla è bilanciata dalla energia prodotta dalla fusione

65 Quando lIdrogeno comincia a scarseggiare la gravità prevale e il nucleo della stella si contrae, come schiacciato dalla gravità Questo processo causa un ulteriore aumento della temperatura, che sale a circa 100 milioni di gradi.

66 Il raggio del Sole, e così delle stelle di massa simile, tende ad aumentare per le forti temperature arrivando ad inghiottire lorbita di Mercurio e Venere il suo colore passa da giallo a rosso e diventa una Gigante Rossa uscendo così dalla Sequenza Principale Nel nucleo inizia la fusione dellElio in Carbonio, processo che dura circa 100 milioni di anni

67 mentre negli strati esterni continua la fusione di Idrogeno in Elio Negli ultimi 10 milioni di anni di vita lenorme calore prodotto dalla fusione dellElio causa il rigonfiamento degli strati più esterni

68 La gravità non riesce più a trattenere la materia: gli strati più esterni cominciano a disperdersi nello spazio: nasce una NEBULOSA PLANETARIA

69 La Nebulosa Planetaria è una nube brillante di gas che circonda il nucleo morente NGC6751_hr

70 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

71 La stella allora si raffredda lentamente fino a diventare una Nana Bianca che lentamente dopo parecchi miliardi di anni si spegnerà

72 Qui vediamo una nana bianca: Sirio B accanto a Sirio A stella di sequenza principale, la stella più luminosa del cielo. La massa di Sirio B è pari a quella del sole ma il suo diametro è meno di un centesimo di quello del sole, inferiore anche a quello della Terra

73 La densità delle Nane Bianche è elevatissima: Sirio B ha una densità volte quella della Terra ma il volume è paragonabile. Un cucchiaio di quel materiale peserebbe parecchie tonnellate Sirio B Terra

74 Come Sirio A e B molte stelle viaggiano in coppia Stelle Binarie La sorte di una Nana Bianca binaria può essere diversa dallo spegnersi lentamente

75 La nana bianca molto densa può succhiare energia alla compagna: attraverso lattrazione gravitazionale crea un flusso di idrogeno e accresce la sua massa

76 Questo flusso di idrogeno porta la nana bianca ad avere il 40% in più della massa del sole

77 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

78 Immagine composita del resto di supernova 1A SN 1572 osservata da Tycho Brahe nel 1572.

79 Evoluzione di Stelle Grandi Hanno abbastanza potenza per dar vita a successive fusioni nucleari quando il carburante originario va in esaurimento Stelle con massa circa 10 volte il Sole vivono fino a 10 milioni di anni, un tempo breve dato che il Sole vivrà ancora per 5 miliardi di anni

80 Quando lIdrogeno come carburante comincia a scarseggiare il nucleo della stella si contrae, innalza la temperatura e passa alla fusione dellElio, mentre quella dellIdrogeno prosegue allesterno, e poi quando anche lElio 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.

81 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: allesterno lo strato del carburante originario, lIdrogeno, ingloba altri strati di elementi più pesanti creati successivamente

82 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

83 Il nucleo allora si raffredda e non è più in grado di contrastare la spinta gravitazionale del materiale che lo sovrasta La gravità contrasta la pressione di degenerazione degli elettroni

84 Per far ciò li combina con i protoni producendo i neutroni, che essendo elettricamente neutri non si respingono Addensamento di Neutroni

85 La gravità a questo punto non è più contrastata In 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 durto

86 che causa rapide reazioni che producono Argento, Platino, Oro, Mercurio, Uranio, Nickel e Cobalto. Quando londa durto raggiunge la superficie della stella gli strati esterni vengono eiettati a una velocità di circa km/s in una enorme esplosione una SUPERNOVA tipo 2

87 Esplosione di Supernova tipo 2

88 LEsplosione lascia come residuo il nucleo di neutroni che è estremamente denso ma il risultato finale dipende dalla massa iniziale della Stella

89 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

90 La velocità di tali stelle è di centinaia di volte al secondo e hanno un campo magnetico estremamente elevato

91 Gli elettroni vanno quindi a disporsi lungo le linee del campo magnetico Questo corpo celeste si chiama PULSAR

92 PULSAR = Pulsating Radio Source Stella di Neutroni che emette onde radio Pulsar del Granchio Diametro visibile km e compie 33 giri al secondo

93 Per le stelle con massa 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

94 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 causa degli effetti di attrazione gravitazionale che esercita 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

95 Lesplosione di una SUPERNOVA disperde nellUniverso tutti i materiali di cui è fatta la stella

96 Il Carbonio delle nostre cellule, lOssigeno 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

97 … sono prodotti durante i processi di fusione e scagliati dalle supernove nellUniverso Ameba La vita quindi deriva da primitive esplosioni di supernove Ameba

98 Lesplosione di stelle ancora più grandi delle precedenti genera unaltra classe di supernove che non si lasciano dietro nemmeno un buco nero Supernova 2006gy nella costellazione NGC 1260

99 Nella costellazione NGC 1260 a 240 milioni di anni luce dalla Terra

100 un corpo di massa 150/200 volte quella del Sole ha dato vita a una SUPERNOVA colossale che ha sviluppato unenergia 100 volte superiore a quella di una stella di grande massa

101 Si ritiene che le stelle di prima generazione, cioè le prime stelle formate dopo il Big Bang fossero di massa enorme e che siano esplose allo stesso modo spandendo nellUniverso i materiali per le future nuove stelle

102 Per questa ragione possiamo affermare che siamo Figli delle Stelle Uomini Animali Piante Ma anche tutto ciò che ci circonda: laria che respiriamo, le rocce delle montagne e la sabbia del mare, gli oggetti che usiamo quotidianamente insomma TUTTO proviene dalle STELLE esplose

103 CLASSE III H Scuola Media Statale C. Botta di San Giorgio Canavese Anno scolastico

104 Pietro ButeraVanessa Cardia Simone DefilippiRiccardo Delaurenti Laura DepalmaFrancesca Edile Alessia GuglielmettiAsja Lanzetti Marco MassettiVictor Matfei Eliza Muchi Claudio Peruto Matteo Rossio Giorgia Scarcella Francesca Ruggero Paola Serena Omar Zabane Prof Claudia Salvetti


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