Classe prima liceo linguistico...
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L’Universo Età 13,7 miliardi di anni Classe prima liceo linguistico Capitolo 4 «il globo terrestre e la sua evoluzione»
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L’UniversoEtà 13,7 miliardi di anni
Classe prima liceo
linguistico
Capitolo 4 «il globo terrestre e la sua
evoluzione»
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La «Cosmologia» è la scienza che studia
l’origine e l’evoluzione dell’Universo
L’Universo ha 13,7 miliardi di anni
Nel XX secolo, con la nascita della
Cosmologia moderna, sono state
formulate le prime ipotesi sull’origine
dell’Universo
La teoria che oggi sembra spiegare
meglio le osservazioni e i dati sull’Universo
si basa sulla Legge di Hubble
3
La legge di Hubble
«le galassie si stanno allontanando con velocità
tanto più alta quanto più sono lontane»
La legge di Hubble si basa (1929) sulle osservazioni
della luce inviata da molte galassie (spettri luminosi).
Tali osservazioni furono confermate da altre
osservazioni condotte negli anni successivi:
l’Universo è in espansione e ogni oggetto che ne
fa parte si
allontana da ogni
altro per il
progressivo
dilatarsi dello
spazio
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Il big bang
La teoria dell’espansione dell’Universo viene
proposta verso la metà del XX secolo.
All’inizio del tempo, probabilmente tra 11 è 15 miliardi
di anni fa (istante zero), l’Universo doveva essere
concentrato in un volume più piccolo di quello di un
atomo, con densità infinita e temperatura di miliardi e
miliardi di gradi
In un determinato istante (non si sa perché)
un’esplosione immane (big bang) dalla quale, si
sviluppo energia che si condensò in particelle
elementari (quark, elettroni, protoni e neutroni)
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Il big bang
Quando la temperatura scese a circa 3.000 K
(circa 2.730 °C), si formarono gas come
l’idrogeno, la materia prese corpo e la luce
cominciò a viaggiare liberamente nello spazio
Ciò che rimane del big bang sono le «radiazioni di
fondo» che ancora giungono sulla Terra e che,
viaggiando alla velocità della luce, ci forniscono
informazioni sui tempi lontani
Se un corpo è lontano 5 miliardi di anni luce, quando
quella luce giunge a noi vediamo il corpo così
com’era 5 miliardi di anni fa.
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Schema semplificato dell’evoluzione dell’universo
(teoria del big bang)
Le galassie
Capitolo 3 «il globo terrestre e la sua
evoluzione»
8
Le galassie sono degli
enormi contenitori di
stelle, il cui diametro può
essere di centinaia di
migliaia di anni luce
Come vere e proprie
isole nell’Universo si
trovano situate nello
spazio a distanze enormi
(miliardi di a.l.) le une
dalle altre.
A separarle solo immense quantità di pulviscolo
intergalattico e materiale interstellare estremamente
rarefatto.
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La nascita delle galassie
è ancora avvolta nel mistero, ma sembra che esse
traggano la loro origine per l'aggregazione della
materia primordiale che, centinaia di milioni di anni
dopo il Big-Bang, iniziò ad addensarsi in grandi nubi
Queste nubi, a causa delle immense forze
gravitazionali risultanti, cominciarono a contrarsi ed a
ruotare attorno a se stesse dando vita alle
"protogalassie".
Le diverse velocità di rotazione condizionarono
quelle che poi sarebbero risultate le forme finali di
ciascuna delle galassie attuali
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11
Ellittiche - hanno una forma ellissoidale con un
nucleo molto intenso che si disperde verso l'esterno.
Per la maggior parte sono composte da stelle di
vecchia formazione;
Classificazione delle galassie
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Classificazione delle galassie
Spirale - si
caratterizzano per il
nucleo centrale, di
forma quasi sferica,
che si trova circondato
da un alone da cui si
dipartono i bracci a
forma di spirale.
In questo tipo di galassia coesistono stelle di tutte
le età, anche se quelle più giovani sembrano
trovarsi nel disco;
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Classificazione delle galassie
Spirale barrata - dello stesso tipo della nostra
galassia (via Lattea). Pressoché uguali alle
precedenti, differiscono solo per i bracci, che invece
di essere a forma di spirale, sono collegati agli
estremi di una barra centrale.
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Classificazione delle galassie
Nella nostra galassia il Sole (e il sistema solare)
è posizionato come nell’immagine
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Altri gruppi di galassie minori sono:
Le galassie irregolari, dalle forme prive di
simmetria
Le galassie lenticolari, una via di mezzo fra
quelle ellittiche e quelle a spirali, che
probabilmente hanno perso la forma
originaria per l'interazione gravitazionale con
altri corpi galattici vicini.
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Distribuzione delle galassie nello spazio
Le galassie sono molto distanti una dalle
altre ma sono collegate dall’attrazione
gravitazionale e formano «ammassi».
Si stanno realizzando «mappe» sempre più
dettagliate che mostrano le posizioni reciproche
delle galassie.
Gli ammassi di galassie sono, a loro volta, riuniti
in gruppi: i super ammassi, circondati da
immensi spazi vuoti
Sono state localizzate circa 1 milione di
galassie, situate fino a una distanza di due
miliardi di anni luce dalla Terra.
Il sistema solare
Capitolo 5 «il globo terrestre e la sua
evoluzione»
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Il Sistema solare
Il sistema solare è composto da una serie di corpi
celesti che ruotano intorno al Sole in una porzione di
spazio che ha le dimensioni di una sfera di circa 3
anni luce di diametro (la luce viaggia alla velocità di circa
300.000.000 m/s)
In questo spazio troviamo:
8 pianeti
Almeno 59 satelliti
Migliaia di asteroidi
Molti frammenti detti meteoroidi
Comete (che originano da masse ghiacciate
presenti al limite del Sistema solare)
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Il Sistema solare
Caratteristiche comuni dei pianeti del Sistema
solare:
• Forma approssimativa di una sfera
• Orbitano intorno al Sole in senso antiorario.
Questo movimento è detto di rivoluzione
• Ruotano intorno ad un proprio asse. Questo
moto è detto di rotazione
• Hanno l’asse di rotazione inclinato rispetto
al piano dell’orbita anche se l’inclinazione
può variare da pianeta a pianeta
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Il Sistema solareI Pianeti si possono dividere in:
• Pianeti di tipo terrestre (Mercurio, Venere,
Terra, Marte)
• Pianeti del tipo gioviano (Giove, Saturno,
Urano, Nettuno)
Plutone è definito «pianeta nano» e non rientra nei
due gruppi di pianeti
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22
Masse relative dei
principali corpi del
sistema solare
(Terra = 1) .
Il Sistema solare
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Particolarità nel moto di rotazione intorno al
proprio asse
(compie poco meno di un giro su se stesso nel tempo in
cui compie un intero giro attorno al Sole)
L’ipotesi (azzardata) è quella di una sua possibile
formazione in seguito a qualche evento catastrofico
avvenuto successivamente al periodo iniziale di
formazione del sistema solare. Una delle più suggestive
propone la sua origine come un corpo espulso dal
pianeta Giove.
La rotazione di Venere è
in senso opposto rispetto
agli altri pianeti. Il suo
periodo di rotazione è
estremamente lento
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Particolarità nel moto di rotazione intorno al
proprio asse
Si ipotizza un ingresso nel sistema solare successivo
alla formazione dei pianeti originari. L’inclinazione del
suo asse rispetto a quello degli altri pianeti fa si che il
mostri al Sole, per lunghi periodi, l’uno o l’altro polo.
L’asse di rotazione di
Urano, uno dei pianeti
più esterni, è molto
inclinato.
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Nascita del sistema solare
5 miliardi di anni fa
Inizia il collasso di una nube
fredda (qualche kelvin). Gas
e polveri precipitano e si
innalza la temperatura.
Al centro nasce il protosole:
il Sole nelle fasi iniziali,
quando ancora non si è
innescata la fusione nel
nucleo.
26
Il disco di
accrescimento
La materia che precipita
verso il protosole genera il
disco di accrescimento.
Dopo 100 000 anni, la
temperatura al centro è di
migliaia di kelvin, ai bordi del
disco è di qualche decina di
kelvin.
Nascita del sistema solare
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I planetesimi
All’interno del disco, polveri e
gas iniziano ad aggregarsi
dando vita ai planetesimi:
corpi di roccia e ghiaccio che
concorrono alla formazione
di un corpo maggiore.
Nascita del sistema solare
28
I protopianeti
La continua aggregazione
attorno ai corpi maggiori
diminuisce il numero dei
planetesimi e porta alla
formazione dei protopianeti.
Nascita del sistema solare
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I pianeti
I protopianeti, per nuove
e ripetute collisioni e
aggregazioni di
planetesimali dovute
all’attrazione
gravitazionale, danno
origine ai pianeti di tipo
terrestre.
Dall’aggregazione di
gas si formano i pianeti
giganti.
Nascita del sistema solare
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Sole e pianeti
All’interno della stella in
formazione (il sole) la
continua contrazione
fece aumentare la
temperatura fino ad
innescare le prime
reazioni nucleari
La fornace solare è
ormai innescata e i
pianeti sono nel pieno
della loro evoluzione.
Nascita del sistema solare
Il sole
Capitolo 6 «il globo terrestre e la sua
evoluzione»
Il Sole➢Ha un raggio di 700.000 km (circa 110 volte maggiore di quello Terrestre)
➢Massa: 1.98·1030 kg
➢E’ 333.400 volte più massiccio della Terra e contiene il 99.86% della massadell’intero Sistema Solare
➢E’ costituito da 73.4% di Idrogeno, 25% di Elio e 1.6% di altri elementi
Dimensioni della Terra
La Struttura internaNucleo: la temperatura è
circa 15 milioni di gradi ed è
così elevata che il gas è in
forma di plasma (elettroni
liberi e nuclei atomici di
idrogeno e elio). Tra i nuclei
avvengono urti violentissimi
che provocano fusioni
nucleari con liberazione di
energia termica
Zona radiativa: l’energia
prodotta dal nucleo sale verso
gli strati superiori e li riscalda
Zona convettiva: la materia calda sale dalla zona radiativa verso
la superfice, si raffredda e torna a sprofondare
La Struttura del soleFotosfera: strato sottile
del Sole da cui proviene
la maggior parte della
radiazione luminosa; è
sede delle macchie solari
e delle facole e insieme
alla cromosfera e alla
corona forma l'atmosfera
solare.
Cromosfera: involucro
incandescente che
avvolge la fotosfera. E’
visibile durante le eclissi
di sole
Corona: è la parte più esterna dell'atmosfera del Sole. Si estende per
milioni di chilometri ed è visibile, assieme alla cromosfera, durante le
eclissi solari totali.
L’attività solareLa parte più esterna del sole è
ricca di attività:
Nella fotosfera si possono
vedere le macchie solari.
Sono zone meno calde (4000
K) del resto della fotosfera
(6000 k) e appaiono di colore
più scuro.
Periodicamente si riducono e
si estinguono mentre iniziano
a svilupparsi nuovi gruppi
Il «perché» si verifichino non
è ancora chiaro ma sappiamo
che è collegato all’attività
magnetica del sole
L’attività solareI brillamenti (flares): violente
emissioni di energia associate
a potenti scariche elettriche
che possono creare disturbi
alle telecomunicazioni sulla
Terra. Si formano nella
fotosfera
https://www.youtube.com/w
atch?v=ZTUuBjNR1sg
L’attività solareLe protuberanze: si
liberano dalla
cromosfera.
Sono lingue di gas
luminose che
raggiungono altezze tra
20.000 km e 40.000 km
Il vento solare: un
flusso di particelle di
elettroni, protoni e nuclei
di elio o di altri elementi
leggeri, emessi dal sole,
che viaggiano ad alte
velocità (500 km/h)
Gravitazione Universale
Le orbite dei pianeti e la LEGGE DI GRAVITAZIONE UNIVERSALE
Anticamente si pensava che le orbite dei pianeti intorno al sole
fossero circolari e che il sole occupasse il centro di tali orbite.
Intorno al 1670 uno studioso di nome Giovanni
Keplero, dopo decenni di lavoro sui dati raccolti da
un altro studioso ed abile osservatore, Tycho
Brahe……..…..
…………..arrivò alla
conclusione che le orbite
dei pianeti erano ellittiche
e che il sole occupava
uno dei fuochi.
Keplero scopre alcune importanti regole
del moto dei pianeti
1° Legge di Keplero: Le orbite descritte dai pianeti intorno al
sole sono ellissi di cui il sole occupa uno
dei fuochi
In genere le orbite planetarie sono ellissi poco
schiacciate, che sono molto simili a
circonferenze.
afelioperielio
Keplero scopre alcune importanti regole del
moto dei pianeti
2° Legge di Keplero: Il raggio vettore che dal Sole va ad un
pianeta, spazza aree uguali in intervalli di
tempo uguali.
Questa legge
afferma, in
sostanza, che il
pianeta si muove
tanto più
velocemente nella
sua orbita quanto
più si trova vicino al
Sole
t1
t2
A1
A2
t1 = t2 A1 = A2
Keplero scopre alcune importanti regole
del moto dei pianeti
3° Legge di Keplero: Il rapporto tra il cubo del raggio dell’orbita
ed il quadrato del tempo di rivoluzione, è
lo stesso per tutti i pianeti.
Dove R è la distanza media
pianeta-Sole, T è il periodo di
rivoluzione del pianeta
intorno al Sole e K è una
costante uguale per tutti i
pianeti che orbitano intorno
al Sole
KT
R2
3
=
Newton spiega Keplero
Le leggi di Keplero spiegano COME si
svolge il moto dei pianeti intorno al Sole e
fissa delle regole valide per tutti i pianeti
che compiono la loro orbita intorno al Sole
Ma PERCHE’ i pianeti si comportano in quel
modo?
Sarà Newton, partendo dalle leggi di
Keplero, a dare la risposta.
La mela di Newton
L’aneddoto della mela vuole
indicare che, ad un certo punto,
Newton intuisce che, come una
forza costringe la mela a cadere a
Terra (verso il centro della Terra),
così una forza costringe i pianeti a
girare intorno al Sole e, per
esempio, la Luna a girare attorno
alla Terra.
Noi sappiamo, dal principio
d’inerzia, che un corpo in
movimento su cui NON agiscono
forze, si muove in linea retta a
velocità costante.
La legge di gravitazione
universale
Ma il moto dei pianeti intorno al
Sole non è rettilineo e non è
rettilineo neppure il moto della
Luna intorno alla Terra
C’è quindi una forza
che agisce sulla Luna
e che incurva
continuamente il suo
cammino
La legge di gravitazione
universale
Oggi sappiamo che
questa forza è
l’attrazione di gravità
della Terra
La Luna si comporta come un
gigantesco proiettile sparato nello
spazio, a distanza di 380.000 km dalla
Terra, su cui agisce una potente
“calamita” (l’attrazione di gravità) che
“tira” la luna verso il centro del nostro
pianeta.
La legge di gravitazione
universale
La legge di gravitazione
universale
Ma se la Terra esercita una forza
di attrazione nei confronti della
Luna, anche la Luna eserciterà
un’attrazione di uguale intensità
e verso opposto, nei confronti
della Terra.
Essendo la massa della Terra molto
maggiore di quella della Luna, gli effetti
della forza di attrazione della Luna sulla
Terra saranno meno rilevanti ma non per
questo trascurabili
La legge di gravitazione universale
Newton formula la Legge di
attrazione reciproca fra i corpi
celesti (Legge di Gravitazione
Universale) in questo modo:
2
21
r
mmGF
=
Dove:
G è una costante (costante di gravitazione
universale), pari a 6,7 • 10-11 N•m2/kg2
m1 ed m2 sono le masse (in kg) che si attraggono
r è la distanza (in m) dai centri delle due masse
F è la forza di attrazione tra le due masse (in N)
DEFINIZIONE: La forza F di attrazione tra due masse m1 ed m2 è
direttamente proporzionale a ciascuna delle due masse ed
inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza
La legge di gravitazione universale
La Legge di Gravitazione Universale non vale solo
per i grandi corpi celesti ma anche per tutte le
altre masse, anche le più piccole………
Per esempio ognuno di noi (piccola massa) è
attratto dalla Terra (grande massa) con la
medesima forza con la quale la Terra è attratta
da ognuno di noi.
Ma allora perché se facciamo un grande salto
in alto non è la Terra a venirci dietro ma
siamo noi a ricadere sulla terra?
La legge di gravitazione universale
Facciamo qualche calcolo
con questi dati:
m1= 60 kg (massa di una persona)
m2= 6 • 1024 kg (massa della Terra)
r = 6,4 • 106m (raggio della Terra)
Calcola la Forza di attrazione reciproca che si esercita tra la
Terra e la persona.
2
21
r
mmGF
= N589
)m104,6(
kg106Kg60
kg
mN107,6F
26
24
2
2
11 =
= −
Una Forza di 589 N è pari alla forza esercitata da una massa
di 60 Kg. Cioè proprio la massa della persona!!!!!!!
La legge di gravitazione universale
Questo significa che noi esercitiamo nei
confronti della Terra una forza di attrazione
pari al peso della nostra persona: quale
effetto potrà avere questa forza nei confronti
di una massa così grande com’è quella della
Terra???
Sarebbe come se una formica spingesse (o
tirasse) la Luna.
Al contrario, la forza di 589 N esercitata dalla Terra su una
persona, la tiene saldamente legata al suolo.
I pianeti
Capitolo 7 «il globo terrestre e la sua
evoluzione»
54
55
Mercurio
Mercurio è il pianeta più interno del sistema solare e il più
vicino al Sole ed è poco più grande della Luna
È il più piccolo e la sua orbita è anche la più eccentrica,
ovvero la meno circolare, degli otto pianeti.
Periodo di rivoluzione = 88 giorni terrestri
Periodo di rotazione = 58,6 giorni terrestri
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Venere
Venere è l’astro più luminoso dopo Sole e Luna.
La rotazione è in senso orario, probabilmente a causa di un
violento impatto durante la sua formazione.
E’ avvolta da una densa atmosfera a causa della quale le
temperature sono sempre sopra i 400°C
Periodo di rivoluzione = 225 gg terrestri
Periodo di rotazione = - 243 gg terrestri
57
Terra
E’ il terzo pianeta in ordine di distanza dal Sole
I tre quarti della superficie della Terra sono ricoperti dalle
acque e l’acqua si trova in tutti i suoi stati
essendo l'unico corpo planetario del sistema solare adatto a
sostenere la vita come da noi concepita e conosciuta
Periodo di rivoluzione = 365 gg, 5 ore, 48 minuti e 45 s
Periodo di rotazione = 23 ore e 56,4 min
58
MarteIl “pianeta rosso” ha delle vistose calotte di ghiaccio ai poli
che risentono dell’alternarsi delle stagioni (asse inclinato di
25°19’). La sottile e rarefatta atmosfera è composta
principalmente di diossido di carbonio e sono frequenti le
nuvole d’acqua e diossido di carbonio, spinte da venti che
arrivano a 200 km/h. Il suo raggio (3.397 km) è poco più
grande di quello della Terra. La temperatura medi superficiale
è di – 55°C.
Periodo di Rivoluzione = 687 gg
terrestri
Periodo di rotazione = 24 ore e 37 min
(1,03 giorni terrestri)
59
Marte
Acqua su Marte
L’unico agente che oggi
modella la superficie è il vento.
In un lontano passato era
l’acqua che disegnava
profondi canali.
Adesso l’acqua superficiale è
solo allo stato solido.
Il Monte Olimpo
È il monte e vulcano più alto
dell’intero sistema solare
(26.000 m), supera di 8.000 m
il mare di nubi che lo circonda.
60
I pianeti gioviani
61
Giove
Io è sede di intensa attività vulcanica.
Europa è ricoperto da un profondo oceano
d’acqua con una sottile crosta ghiacciata
Periodo di rivoluzione = 11,9 anni terrestri
Periodo di rotazione = 0,41 giorni terrestri
Il più grande pianeta del sistema solare e il primo dei pianeti
gioviani, i giganti gassosi. Insieme agli altri pianeti esterni è
separato dai pianeti di tipo terrestre dalla fascia degli
asteroidi. Come per gli altri pianeti giganti è composto
principalmente da gas (idrogeno, elio) e da ghiacci (acqua,
metano, ammoniaca).
Il diametro all’equatore è circa 11 volte quello terrestre. La
temperatura media superficiale è – 140°C
Intorno a Giove ruotano più di 30 satelliti. I 4 più grandi: Io,
Europa, Ganimede, Callisto.
62
Giove
L’interno del pianeta è
composto prevalentemente da
idrogeno liquido e idrogeno
metallico. Al centro si ritiene vi
sia un nucleo di roccia e
metalli pesanti.
Giove è circondato da una
spessa e densa atmosfera,
ricca di idrogeno (90%) ed elio
(10%), con le caratteristiche
bande parallele e la grande
macchia rossa, un ciclone di
dimensioni maggiori della
Terra.
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Giove
Il satellite Io sullo sfondo del
pianeta. Di Giove sono noti
attualmente oltre 60 satelliti. I
quattro maggiori furono visti
per la prima volta da Galilei il 7
gennaio del 1610.
L’intensa attività vulcanica su
Io, il più prossimo a Giove dei
satelliti medìcei, è provocata
dall’azione mareale del vicino
pianeta gigante.
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Saturno
È il secondo pianeta per massa e
dimensioni e possiede il più
spettacolare sistema di anelli.
Come Giove è formato da un involucro di gas che ricopre un
nucleo di idrogeno liquido.
La temperatura superficiale è – 185°C e mostra nubi disposte
a bande. Presenta un sistema di anelli formati da miliardi di
frammenti di ghiaccio e polvere in rotazione intorno al pianeta.
Possiede almeno 45 satelliti, tra cui: Titano con grandi fiumi e
paludi di metano liquido (-178°C) e un’atmosfera primitiva a
base di azoto)
Periodo di rivoluzione = 29,5 anni terrestri
Periodo di rotazione = 0,426 giorni terrestri
65
Saturno
Di Saturno si contano almeno
45 satelliti. Titano è il
maggiore del sistema solare
dopo Callisto.
Mimas, a lato, è interamente
composto di ghiaccio e ha la
superficie traforata da crateri.
Gli anelli sono formati
principalmente da ghiaccio
d’acqua.
Le separazioni sono state
causate dall’azione di pulizia
di satelliti.
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Urano
Il primo pianeta a essere scoperto grazie
all’osservazione strumentale nel 1781 da
un astronomo tedesco, William Herschel .
È caratterizzato da una rotazione intorno
ad un asse che giace quasi sul piano
orbitale e per questo mostra al Sole,
alternativamente, un polo e poi l’altro.
La sua atmosfera è composta da idrogeno, elio, metano. La
temperatura media superficiale è – 200°C. Sotto l’atmosfera
si estende un oceano formato dalle stesse sostanze che
compongono l’atmosfera.
Periodo di rivoluzione = 84 anni terrestri
Periodo di rotazione = – 0,746 giorni terrestri
67
Nettuno L’ultimo pianeta del sistema solare
(ha una massa circa 17 volte quella
terrestre) è caratterizzato da
un’atmosfera molto attiva, ricca di
idrogeno ed elio, in continua
evoluzione. La sua densità è circa
1,64 volte quella dell’acqua. I venti
che vi soffiano sono i più intensi
dell’intero sistema solare:
oltre i 200 km/h.
La temperatura superficiale è inferiore a – 200°C. E’ costituito da
un profondo oceano di metano liquido che ricopre un nucleo
roccioso. L’atmosfera è densa e gassosa formata da idrogeno e
metano ed è agitata da venti che soffiano a più di 200km/h.
Periodo di rivoluzione = 165 anni
Periodo di rotazione = 0,671 giorni
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Asteroidi e pianeti nani
Asteroidi o pianetini:
sono piccoli corpi rocciosi o
metallici, solitamente non
sferici, in orbita intorno al Sole.
Hanno dimensioni comprese
fra i pochi metri e i 1000 km.
L’asteroide Ida (56 km) e la sua luna Dactyl (1,5 km).
Il primo asteroide scoperto fu
Cerere, nel 1801. Oggi se ne
conoscono oltre 100 000.
Nonostante le ridotte
dimensioni, alcuni hanno un
satellite, come il caso di Ida.
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Asteroidi e pianeti nani
La maggior parte degli asteroidi si trovano nella
fascia degli asteroidi, compresa fra le orbite di
Marte e Giove.
Asteroidi e pianeti nani
La maggior parte degli asteroidi si trovano nella
fascia degli asteroidi, compresa fra le orbite di
Marte e Giove.
Una peculiarità degli
asteroidi è quella di
raggrupparsi in famiglie,
come quelle che si
trovano lungo l’orbita di
Giove
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Asteroidi e pianeti naniUn pianeta nano:
è un corpo di forma sferica, orbitante intorno a una
stella, non emettente luce propria e che non domina
dal punto di vista gravitazionale la propria zona
orbitale.
I pianeti nani provengono
dalla fascia di Kuiper, una
regione estesa fra le 30 e le
100 UA dal Sole (*).
Plutone, fino al 2006
classificato come pianeta, è
un pianeta nano.
(*) 1UA (unità astronomica) = (distanza media tra Terra e Sole)
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Comete e nube di Oort
Le comete provengono dalla
nube di Oort una regione
che si estende dalle 20.000 e
le 100.000 UA dal Sole.
Quando la cometa si
avvicina al Sole (< 3 UA), il
materiale di cui è composta
inizia a sublimare.
Una cometa è composta da un
nucleo di ghiaccio e polveri in
orbita intorno al Sole.
73
Comete e nube di Oort
Sotto alle 2 UA dal Sole si
possono formare due code:
Le code si trovano dalla parte opposta al Sole.
• una di gas ionizzato (monossido
di carbonio), di colore azzurro;
• una di polveri, che riflette la luce
gialla del Sole.
... e si forma una chioma di
polveri e gas che, ionizzato
dalla luce ultravioletta del
Sole, emette luce propria.
Il nucleo di questa cometa misura un paio di
km, la chioma è grande quanto Giove.
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Meteore, meteoroidi, meteoriti
A ogni passaggio in prossimità del Sole le comete
perdono materiale che si accumula lungo la loro
traiettoria. Se la Terra attraversa la scia di detriti, nel
cielo appaiono le meteore.
La Terra attraversa la
scia di detriti lasciati
dalla cometa Swift-Tuttle
intorno al 10 agosto: le
perseidi. Il nome deriva
dalla costellazione dalla
quale sembrano
provenire: Perseo.
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Meteore, meteoroidi, meteoriti
La meteora è la scia luminosa che un meteoroide
provoca entrando nell’atmosfera. La luce è emessa
dai gas che vengono ionizzati dal meteoroide.
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Meteore, meteoroidi, meteoriti
Se il meteoroide ha massa superiore al kg, non
viene completamente consumato dall’atmosfera e
arriva al suolo: si ha un meteorite.
Meteora nel cielo olandese, ottobre 2009.
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Le stelle nascono nelle nebulose, ossia nei resti delle immani
esplosioni che hanno segnato la fine di altre stelle
La nascita di una stella avviene quando una grande quantità di materia (soprattutto
gas) si concentra, all'interno di una nebulosa, in uno spazio sempre più piccolo, per effetto dell'esplosione di una stella
vicina. Questi nuclei di materia aumentano di consistenza grazie all'azione della forza
di gravità.
La nebulosa viene compressa dal gas
disperso da una stella esplosa
Future stelle
L'addensarsi del gas in uno spazio più piccolo ne causa la diminuzione del volume e l'aumento della temperatura. Nel caso in questione il gas è il più semplice e abbondante dell'intero universo, ovvero l’idrogeno(H). L'idrogeno, però, non e' l'unico gas
presente in queste nubi. Infatti, oltre ad esso, vi è dell‘elio e altri elementi ancora meno numerosi,
comprese particelle di polvere cosmicaNascono così, all’interno della nebulosa
I nidi delle stelle
Le uova stellariLa superficie
della nebulosa è illuminata dalle
radiazioni ultraviolette
delle stelle vicine che fanno
evaporare il gas
A mano a mano che la nebulosa è
dispersa dalla radiazione
ultravioletta, il nucleo più denso
comincia a vedersi
L’uovo è ormai ben visibile. La
sua ombra protegge una colonna di gas
dietro ad esso.
Alla fine l’uovosi separa dalla
nebulosa, nascondendo al suo interno la
stella in formazione
EGGS (Globuli Gassosi Evaporanti ) in M16
All’interno delle strutture “a colonna” il gas raggiunge ormai temperature molto alte ed è enormemente concentrato. Comincia ad emettere luce, ma la materia fredda che lo circonda la nasconde: la stella si sta formando
dentro un involucro scuro
I globuli di Bok
Se guardassimo utilizzando speciali occhiali sensibili ai raggi infrarossipotremmo vedere le stelle che si stanno formando all’interno della
nube oscura
Si apre lo scrigno
RCW 49, infrarosso visualizza le nuove nascite
Poco a poco la nube oscura si dirada ed al suo interno si riesce a vedere l’embrione di stella che si
sta formando
Siamo ormai vicini alla nascita
Altri embrioni
Ecco il neonato che si sta formando dentro la
«placenta»…
Anche la «placenta» scompare e la stella neonata si mostra circondata dal disco di
polvere dove si potranno formare dei pianeti
Di solito, dentro una nebulosa, si formano molte stelle che all’inizio sono
legate una all’altra dalla forza gravitazionale, formando un’ ammasso aperto. Poi ognuna si allontana dalle altre, vivendo la sua vita indipendente
Ecco una tipica nursery cosmica: l’ammasso delle Pleiadi. I neonati sono ancora circondati dalle tracce azzurre
della loro placenta che si sta dissolvendo.
La futura vita della stella dipende essenzialmente dalla sua massa iniziale
Più è grande alla nascita e più corta sarà la sua esistenza
Le più grandi vivono una decina di milioni di anni
Le più piccoli vivono più di 10 miliardi di anni
Le stelle più grandi sono anche le più calde
Temperatura
superficiale
3000o C 6000 10000 30000
Le più calde e grandi hanno colore azzurro (giganti azzurre), le più piccole e fredde hanno colore rosso. Il Sole ha dimensioni
medie ed è di colore giallo.
Temperatura e colore
Attenzione: le giganti e super-giganti rosse, che vedremo
in seguito, sono invece stelle ormai prossime alla loro fine
Affinché una stella cominci a vivere è necessario che sia talmente massiccia da
portare la temperatura al suo centro (nucleo) fino a qualche milione di gradi
Se è troppo piccola non riesce a raggiungere la temperatura sufficiente e sopravvive come una nana bruna per miliardi e miliardi di anni, non
molto diversa dal pianeta Giove
Terra
Giove
Nana Bruna
Nana Rossa
Sole
Le stelle più piccole
Vega
Betelgeuse
Antares
Aldebaran
Arturo
Vega
Sole
Le stelle più grandi
Le stelle possono essere classificate in base alle loro proprietà fisiche
Le proprietà caratteristiche di una stella sono la massa, le
dimensioni, la densità, la temperatura superficiale e la
luminosità.
Alcune stelle mostrano variazioni di luminosità nel
tempo: se le variazioni sono regolari, periodiche e di
entità modesta le stelle sono chiamate variabili; se le
variazioni di brillantezza sono enormi ed improvvise si
hanno le novae e le supernovae.
Il Diagramma HRCatalogate un numero sufficiente di stelle, gli
astronomi,
E.Hertzspung (danese) e H.N.Russell (americano),
hanno indipendentemente elaborato un diagramma
che
prende il nome di diagramma H-R.
Il diagramma semplificato che studieremo è una
relazione di dispersione tra:
– Temperatura superficiale
– Luminosità assoluta
Diagramma HR - di Hertzsprung - RussellIl Sole si trova all’incirca al centro del diagramma HR nel mezzo della
sequenza principale. La sue caratteristiche si possono considerare tipiche di
una stella di medie dimensioni, rappresentative della popolazione stellare
della sequenza principale.
Cosa rappresenta?
• Il diagramma HR è di fondamentale importanza per lo studio dell’evoluzione stellare.
• In base alla posizione di una stella nel diagramma, si possono dedurre le principali proprietà fisiche e lo stadio evolutivo in cui la stella si trova.
• Nel diagramma HR la luminosità o la magnitudine assoluta delle stelle viene riportata sull’asse delle ordinate con valori crescenti, mentre la temperatura o l’indice di colore lungo l’asse delle ascisse con valori decrescenti.
La Sequenza Principale
• La maggior parte delle stelle si raggruppata lungo una fascia detta Sequenza Principale (SP), che attraversa il piano in diagonale, passando dalle alte alle basse temperature e luminosità.
• La luminosità delle stelle in SP è proporzionale alla massa stellare M, quindi la SP è anche una sequenza di masse composta da:– Sottonane (in basso a destra del diagramma HR).
– Stelle Nane molto calde ma di piccola superficie.
– Giganti Blu (in alto a sinistra del diagramma HR).
Stelle Fuori Sequenza Principale
– Stelle di pre-sequenza; si distribuiscono
all’incirca lungo una linea verticale sulla destra a temperature
inferiori ai 2000 gradi. Quando incomincia la fusione nucleare
si spostano verso la sequenza principale, ciascuna nel punto
che corrisponde alla propria massa.
– Nane Bianche; in basso a sinistra (alte temperature e
basse luminosità): stelle molto piccole, calde e compatte.
Esse emettono grandi quantità di energia per unità di
superficie, per le loro dimensioni ridotte la superficie
irradiante, quindi la luminosità totale è bassa.
– Giganti Rosse; in alto a destra nel diagramma (alte
luminosità, basse temperature): gli strati esterni sono molto
espansi, quindi pur non avendo alte temperature hanno una
grande superficie irradiante e un’alta luminosità.
Adesso accendiamo la stella (ad esempio il Sole)
nucleo
He
H
H
H
H
4 atomi di idrogeno si uniscono per formare 1
atomo di elio e produrre energia
Fusione nucleare
L’energia che si origina nel nucleo produce una pressione che spinge verso l’esterno. La forza di gravità spinge verso l’interno. La stella raggiunge
l’equilibrio quando le due forze si equivalgono
Il motore della stella è a regime
La stella (Sole) vive in queste condizioni stabili per circa 10 miliardi di anni producendo luce, calore,
ecc., fino a che il nucleo non si trasforma tutto in elio ed il motore si spegne.
Senza più pressione verso l’esterno la gravità comprime il nucleo che comincia a scaldarsi sempre
di più
La temperatura cresce fino a che un guscio di idrogenoattorno al nucleo innesca la fusione in elio.
La temperatura aumenta ancora e gli strati esterni della stella si dilatano raffreddandosi. La stella si trasforma in
una gigante rossa anche 100 volte più grande del Sole. La temperatura nel nucleo innesca la fusione di elio in
carbonio
Quando il Sole sarà diventato una Gigante Rossa arriverà quasi a toccare l’orbita
della Terra
Terra
La stella ha ormai una struttura a quattro strati( come una cipolla ) : l’idrogeno all’esterno, il guscio
di idrogeno che continua la fusione in elio, il guscio di elio che si trasforma in carbonio ed il nucleo di
carbonio inerte che aumenta sempre più.
Per qualche decina di milioni di anni la stella riesce a mantenere un certo equilibrio. Poi il motore comincia di nuovo a fermarsi e la gravità ricomincia a comprime il
nucleo. La temperatura cresce, ma il carbonio non riesce a trasformarsi in ossigeno ed il nucleo collassa, mentre gli strati esterni vengono lanciati nello spazio circostante
La stella si è trasformata in una nana bianca (100 volte più piccola del Sole), mentre nello spazio si propaga una
nebulosa planetaria
Alcuni esempi
Nebulosa Rettango Rosso vicino alla fine….
Nebulosa Farfallaun altro esempio….
NGC2440Una Nana Bianca appena nata
Nebulosa Stingrayla più giovane (dopo il 1970)
Nebulosa Eskimo10000 anni dopo l’esplosione
NGC6369
M57
Nebulosa Occhio di Gatto
Nebulosa MyCin18
Nebulosa Ragno Rosso
Nebulosa Elica : pianeti come Plutone ?
Gli ammassi globulari sono gruppi di stelle molto antichi
e quindi contengono tante stelle che si sono ormai
trasformate in nane bianche
M4 e le sue 40000 Nane Bianche
Le stelle più grandi del Sole (almeno 8 volte) hanno una vita molto più breve (non più di qualche decina
di milioni di anni) ed anche più violenta
Raggiunta in fretta la fase di gigante o super-gigante rossa, la loro massa è tale da mantenere
una temperatura elevatissima nel nucleo (fino ad un miliardo di gradi) e riuscire a trasformare gli
elementi fino al ferro (una cipolla con molti strati).
La fusione del ferro non produce più energia, anzi la assorbe, e quindi la stella compressa dalla forza
di gravità esplode in modo catastrofico
Il nucleo di una super-gigante poco prima della sua esplosione
Si produce una supernova, una delle esplosioni più grandi dell’universo, durante la quale si
producono tutti gli elementi più pesanti, quali l’oro, l’argento, l’uranio, ecc.
La più famosa: la Nebulosa del Granchio, originatasi nel 1054 e
visibile in pieno giorno
Gli strati esterni della stella si disperdono nello Spazio sottoforma di
una nebulosa
Una spettacolare supernova è stata osservata nel 1987 nella Grande Nube di Magellano (una galassia vicina alla nostra).
Nell’immagine che segue si vede la galassia prima (a destra) e dopo l’esplosione (a
sinistra). Come si può notare la luce della supernova rivaleggia con quella dell’intera
galassia.
La supernova del 1987
Supernova del 1994 in una galassia lontana
Stelle con massa iniziale inferiore a 8 volte quella del Sole finiscono la loro
vita espellendo una nebulosa planetaria.
Stelle con massa iniziale superiore a 8 volte quella del Sole finiscono la
loro vita esplodendo come supernova.
Ricapitolando …
Cosa resta della stella originaria ?
Tutto dipende di nuovo dalla massa
Se la massa della stella supera le 3 masse solari, la stella di neutroni non riesce più a bilanciare la
forza gravitazionale: si trasforma in un buco nero, un oggetto in cui la gravità è talmente potente da non permettere che nulla sfugga da esso nemmeno
la luce.
Se la massa finale della stella è superiore a 1,4masse solari, essa collassa e la materia si
comprime a densità superiori a 100 tonnellate per centimetro cubo. Il guscio formato dagli elettroni non è più in grado di controbilanciare l'enorme
pressione ed i nuclei atomici si avvicinano fino ad entrare in contatto tra loro: la stella diviene una
stella di neutroni o pulsar.
Stella di NeutroniNuclei atomici a contatto
Il Sole costretto in un raggio di 10 km
Una portaerei compressa in un granello di sabbia
Per abbandonarla bisogna raggiungere una velocità di 100000 km/sec (Terra = 11 km/sec)
Il contenuto di un cucchiaino da te peserebbe decine di milioni di tonnellate
Una stella di neutroni su New York (1.4 masse solari)
Le stelle di neutroni ruotano velocemente su se stesse (anche 30 giri in un
secondo) ed emettono due potenti fasci di onde radio in direzioni opposte.
Se uno dei due fasci è diretto verso la Terra, si vedrà un lampo ad ogni giro,
proprio come se fosse un faronell’Universo, da cui il nome di Pulsar
Un Buco Nero è una stella in cui la gravità è talmente elevata da non permettere
nemmeno alla luce di uscirne fuori
Un Buco Nero è quindi un oggetto invisibile
Si può scoprire solo con metodi indiretti, ossia osservando gli effetti
che causa su ciò che lo circonda
Buco Nero
Si pensa che molte Galassie (ma forse tutte…) ospitino nel loro centro un Buco Nero Supermassiccio
Buco Nero
Ad esempio, se il Buco Nero ha una stella vicina che è ancora attiva, esso risucchia verso di sé parte dei gas emessi dalla compagna stellare. Le particelle di gas, cadendo verso il buco nero, formano una specie di
ciambella intorno all’oggetto invisibile.
NGC4261
NGC7052
Ecco come un Buco Nero potrebbe catturare edingoiare un’intera stella
che gli passi vicino
Il “cannibale” dello Spazio…
Cosa succede alla nebulosa che si è formata nell’esplosione di supernova ?
Si disperde lentamente nello Spazio, allargandosi sempre di più
L’esplosione di un’altra supernova relativamente vicina comprime il gas
della nebulosa, si formano concentrazioni di materia, si costruiscono le strutture “a
colonna”,…
morte e nascita
supernova
future stelle
Nebulosa Trifide
E tutto ricomincia da capo …
stella piccola
stella media
stella grande
supernova
nebulosa planetaria
nebulosa
nana biancapulsar
buco nero
Il ciclo stellare
morte = nascita
