Amleto, Atto primo, scena quinta, L’astrofisica 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)

TELESCOPIO SPAZIALE HUBBLE

Next Generation Space Telescope (NGST)

Metodi per misurare le distanze delle stelle

METODO DELLA PARALLASSE

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

Marte

Giove

Cometa IKEYA-ZHANG

Galassia NGC 2903T

Galassia M 51

Quasar 3C 273

Quasar PKS 2349

L’evoluzione delle stelle da nebulosa a: nana bianca stella di neutroni buco nero 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”

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.

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.

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.

La nascita di una stella Le stelle nascono dal collasso gravitazionale di una nube di gas (prevalentemente idrogeno). Il collasso avviene quando l’attrazione gravitazionale, (che cresce con la massa) supera la pressione termica, che cresce con la temperatura e quindi con l’energia 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 dell’idrogeno in elio. La stella inizia la sua vita nella sequenza principale.

Un’immagine infrarossa della NEBULOSA di Orione Al centro dell’immagine le sorgenti di luce più intensa segnalano la presenza di stelle molto giovani.

Un’altra immagine della nebulosa di Orione, una agitata regione di formazione stellare, vasta 2.5 anni luce, immersa in un turbolento flusso di gas luminescente.

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.

Nursery stellare nella Nebulosa Trifida

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

(“sequenza principale”) La seconda fase (“sequenza principale”) ovvero La fase stabile, durante la quale la stella irradia l’energia prodotta dalle reazioni nucleari

Diagramma di Hertzsprung-Russell Le stelle “normali”, stabili, stanno sulla “sequenza principale” del diagramma sull’asse x la temperatura cresce da destra a sinistra; sull’asse y la luminosità cresce verso l’alto. 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.

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.

La vita nella sequenza principale L’energia 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? L’energia viene liberata sotto forma di energia cinetica delle particelle e di raggi g

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

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!

Le fasi finali della stella Lotta tra pressione e gravità Quando nel nucleo della stella tutto l’idrogeno si è trasformato in elio, il nucleo non libera più energia e collassa quindi a causa della gravità. Le reazioni nucleari di fusione dell’idrogeno 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 dell’elio in berillio e poi in carbonio e ossigeno. Gli strati esterni si espandono raffreddandosi.

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 l’espulsione degli strati esterni) Per stelle piccole, di massa iniziale compresa tra 1 e 4 masse solari, e quindi anche per il nostro Sole, l’espulsione degli strati esterni genera una nebulosa planetaria (nella Via Lattea se ne forma un all’anno). Il nucleo si riscalda a 100 – 200 milioni di gradi e si innescano nuove reazioni nucleari di fusione fino al carbonio e all’ossigeno, 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

In alto una “nana bianca”

L’origine della nebulosa planetaria NGC7923

Una giovane nebulosa (MyCn18) che si trova a 8 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.

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. L’enorme pressione dovuta alla gravità trasforma il nucleo in una stella di neutroni. A questo punto l’implosione si inverte e si trasforma in un’onda d’urto (un po’ come una palla rimbalza sul pavimento). La materia che stava collassando a causa dell’enorme gravità viene proiettata verso l’esterno. Quest’onda d’urto comprime e riscalda la materia. La stella esplode, è diventata una: Supernova

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.

2 tipi di Supernove

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

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

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.

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.

L’emissione di un “pulsar” (stella di neutroni)

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 l’enorme 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 l’intensa 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!

Immagine di fantasia di un buco nero

Un’altra immagine di fantasia di un buco nero

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

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

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: l’enorme distanza (scoperta attraverso il red shift): miliardi di anni luce (13) L’enorme 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.