I misteri dei mondi lontani da noi L’Universo I misteri dei mondi lontani da noi

Distanza percorsa dalla luce in un anno Anno Luce Distanza percorsa dalla luce in un anno La luce viaggia alla velocità di 300000 km/s un anno luce corrisponde all’incirca a 9.460.800.000.000 km

Distanza Terra Sole è in media 149.597.870 km quindi circa 8,20 minuti luce Saturno si trova a poco più di un’ora luce dal Sole Proxima Centauri, la stella più vicina, a 4 anni luce

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

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 l’energia in esso contenute

Contenuto dell’universo 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 dell’Universo

ORIGINE dell’UNIVERSO Nonostante tutte le conoscenze sull’Universo non si sa con certezza come è cominciato e come andrà a finire

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

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

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

dalle particelle si formeranno gli atomi 1 Secondo Universo opaco: dalle particelle si formeranno gli atomi 3 Minuti Primi atomi: Idrogeno, Elio e tracce di Litio Per 300000 anni nell’Universo è nebbia

Giovane Universo

Sviluppo dell’Universo La prima struttura dell’Universo 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

Età dell’Universo L’Universo si sta espandendo valutazioni differenti dell’espansione 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

Espansione dell’Universo

Ogni trilione di anni ci sarebbe una nuova esplosione Futuro dell’Universo Una teoria sostiene che l’espansione continui all’infinito con la dispersione delle masse in spazi infiniti Un’altra sostiene che l’Universo 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

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

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

Galassie Ellittiche composte da stelle pressoché vecchie e povere di materia interstellare M49 M89

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

Galassie a Spirale M81 Via Lattea

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

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 dell’Universo: possono rappresentare lo stato iniziale di vita delle galassie

QUASAR NCG7319 HE1013-2136

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

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

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

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

Due Ammassi nella Nube di Magellano 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

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.

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

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.

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

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

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

Imponenti nuvole di polvere e Idrogeno a 7000 Anni Luce dalla Terra Nella Nebulosa dell’Aquila

Idrogeno Componente fondamentale delle stelle Elemento più leggero e abbondante dell’Universo Ammassi di Idrogeno e Polveri nell’arco di miliardi di anni si addensano formando nubi che produrranno da poche decine a migliaia di stelle

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

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

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

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

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

Battaglia per la sopravvivenza La stella combatte contro la gravità

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

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

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

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

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 l’asse X: da 20000 gradi Kelvin si passa a 2500 mentre sull’asse 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

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

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

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

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

altre ancora piccole e rosse Nana Rossa: Proxima Centauri vista nella precedente slide Tutte le stelle di piccole dimensioni sono nella loro “infanzia” (13 miliardi di anni)

Le stelle vivranno la sequenza principale finché 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. Nana Rossa sh2-119 Le stelle vivranno la sequenza principale finché ci sarà carburante da bruciare. Quando questo sarà finitola fusione cesserà e la gravità avrà la meglio

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

… e giganti Arancione-Rosse

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

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

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 dall’energia 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

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

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

Quando l’Idrogeno 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.

Il raggio del Sole, e così delle stelle di massa simile, tende ad aumentare per le forti temperature arrivando ad inghiottire l’orbita 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 dell’Elio in Carbonio, processo che dura circa 100 milioni di anni

mentre negli strati esterni continua la fusione di Idrogeno in Elio Negli ultimi 10 milioni di anni di vita l’enorme calore prodotto dalla fusione dell’Elio causa il rigonfiamento degli strati più esterni

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

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

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

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

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

La densità delle Nane Bianche è elevatissima: Sirio B ha una densità 300000 volte quella della Terra ma il volume è paragonabile. Un cucchiaio di quel materiale peserebbe parecchie tonnellate Sirio B Terra

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

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

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

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

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

Evoluzione di Stelle Grandi 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 Hanno abbastanza potenza per dar vita a successive fusioni nucleari quando il carburante originario va in esaurimento

Quando l’Idrogeno come carburante comincia a scarseggiare il nucleo della stella si contrae, innalza la temperatura e passa alla fusione dell’Elio, mentre quella dell’Idrogeno prosegue all’esterno, e poi quando anche l’Elio 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.

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: all’esterno lo strato del carburante originario, l’Idrogeno, ingloba altri strati di elementi più pesanti creati successivamente

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

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

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

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 d’urto

che causa rapide reazioni che producono Argento, Platino, Oro, Mercurio, Uranio, Nickel e Cobalto. Quando l’onda d’urto raggiunge la superficie della stella gli strati esterni vengono eiettati a una velocità di circa 15000 km/s in una enorme esplosione una SUPERNOVA tipo 2

Esplosione di Supernova tipo 2

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

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

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

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

PULSAR = Pulsating Radio Source Stella di Neutroni che emette onde radio Pulsar del Granchio Diametro visibile 28-30 km e compie 33 giri al secondo

Per le stelle con massa 25-40 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

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

L’esplosione di una SUPERNOVA disperde nell’Universo tutti i materiali di cui è fatta la stella

Il Carbonio delle nostre cellule, l’Ossigeno 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

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

L’esplosione di stelle ancora più grandi delle precedenti genera un’altra classe di supernove che non si lasciano dietro nemmeno un buco nero Supernova 2006gy nella costellazione NGC 1260

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

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

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 nell’Universo i materiali per le future nuove stelle

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

Scuola Media Statale C. Botta di San Giorgio Canavese CLASSE III H Scuola Media Statale C. Botta di San Giorgio Canavese Anno scolastico 2011 - 2012

Pietro Butera Vanessa Cardia Simone Defilippi Riccardo Delaurenti Laura Depalma Francesca Edile Alessia Guglielmetti Asja Lanzetti Marco Massetti Victor Matfei Eliza Muchi Claudio Peruto Matteo Rossio Francesca Ruggero Giorgia Scarcella Paola Serena Prof Claudia Salvetti Omar Zabane