Lo spettro elettromagnetico
Lo spettro ed il RED-SHIFT
un solido incandescente o un gas
molto denso e caldo pro ducono uno
spettro continuo
un gas cal do a b assa densità
produce uno s pettro con
righe br illanti ad em ission e
Righe di assorbiment o spostate verso il r osso
Breve viag gio alla scoperta del cosmo…
…e della vita extraterrestre
Uno spettro c ontinuo, osservato attr averso un gas c aldo a b assa densità
diverràin uno spettro continuo con r ighe sc ure di as sorbim ento
(SOLE )
Foto dello spettr o pro dott a da Vesto Melvin Slipher
Galassia vicina ( usat a c ome riferimento)
Seminario div ulgativ o di astronomia e astrofisica
Elem ento chim ico = spec ifi che r ighe sp ettrali
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Foto ad a lta de fi niz ione : NA SA, H ubble Space Teles co pe – Paol o Bott on
Cosa altera lo spettro
S emin a ri d ivu lg a t iv i p er le scu o le
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L’idea dell’Universo in espansione ed il BIG BANG
Red-shift
quantis tico
effetto
Doppler
Pa o lo B.
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Big Bang: due teorie compatibili
Edwin Hubble, 1929: il cosmo è come un tessuto tirato in tutte le direzioni che allontana tra
loro i disegni dipinti sulla sua superficie.
Teoria dell’inflazione caotica
Sorto dal nulla (fisico) a causa di un'anomalia quantistica
Particelle e antiparticelle (ordinarie o esotiche) in eterna annichilazione
materia prevale sull’antimateria ⇒ nascita dello spazio-tempo
13,7 miliardi di anni ± 200 milioni
Le galassie non si muovono, è lo spazio che si espande, come l’uvetta in un panettone che
lievita non si muove, ma è la pasta che gonfia ed allontana i chicchi d’uva, così avviene per
lo spazio tra le galassie l'osservatore.
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Big Bang: due teorie compatibili
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Big Bang: la collisione tra brane
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Universo “finito” o “infinito”?
Teoria delle stringhe e collisioni
L'Universo osservabile è finito a causa della velocità della luce.
L'orizzonte cosmico si trova a 13,7 miliardi di anni luce di distanza
P1
P2
Nel tempo trascorso affinché la luce sia arrivata fino a noi,
questo bordo ha continuato ad espandersi…
Il Big Bang è il risultato di una collisione tra brane.
Neil Turok, Università di Cambridge – Paul Steinhardt, Università di Princeton – 2001
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La fine dell’Universo o una sua rinascita?
L’Universo conosciuto, oggi.
Nucleo
Alone
Braccia
Piano Galattico
Il grande congelamento o morte entropica
Tra oltre un milione di miliardi di anni
Non ci sarà più energia libera e fine della genesi stellare
Dissoluzione delle galassie - Evaporazione dei buchi neri
Il grande collasso o BIG CRUNCH e BIG B OUNCE
Oltre i 100 miliardi di anni
Espansione regressiva dell’Universo
Contrazione e stato estremamente caldo e denso.
Teoria dell’Universo Oscillante – Gravità Quantistica
Il grande strappo - B IG RIP
Oltre i 200 miliardi di anni
Accelerazione illimitata dell’ espansione
Lacerazione dei sistemi gravitazionali e degli atomi?
Dissoluzione?
M101 Sombrero 29,5 M al
Nubi di gas e polveri
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L’aspetto dell’Universo
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LANIAKEA: l’enorme ragnatela cosmica
Modelli di simulazione numerica
Galassia irregolare
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Dove nascono le stelle
Grafite
Carbonio
Silicio
Idrogeno
Elio
Ferro
Magnesio,
Sodio,
Oro…
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Le molecole si addensano come ammassi scuri nella nebulosa
Globuli di Bock
Collasso gravitazionale e contrazione
zone con
alta densità
di gas e polveri
Alla ricerca dei mattoni della vita
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Nascita di una stella
Paolo Bo tton - 19 gennai o 201 3, 0.1 6
Lo spazio non è
un luogo vuoto
STELLE
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H
H
Protostella
protone
protone
M42 – Nebulosa di Orione – Diametro: 30 A.L., densità media = 1000 atomi/cm3
Massa: 10 5 – 10 6 masse solari possono nascere le stelle
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M16, Nebulosa Aquila
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La fase di stabilità: da protostella a stella
M < 0,08 Ms
0,08 Ms < M < 100 Ms
nane brune
stelle
1 + 1 < 2… Il difetto di massa
Equilibrio idrostatico
M > 100 Ms
ipernovae
β+
e−
E = mc2
P erché la stella non esplode o consuma istantaneamente il combustibile
Contrazione gravitazionale
(il peso del gas)
β+
H
Idrogeno + Idrogeno = Deuterio
Deuterio + Idrogeno = Elio 3
H
oltre 10 milioni di gradi
oltre 10 milioni di atmosfere
circa 10 milioni di anni
2H
Pressione radiativa
(energia da fusione)
v
Elio 3 + Elio 3 = Elio 4
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I colori di una stella
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Le dimensioni delle stelle a confronto
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Sistemi binari – circa il 65% dei sistemi
Paolo Bo tton - 18 gennai o 201 3, 23. 16
Sh eliak - β Ly ra e
Alg o l - β Perse i
Paolo Bo tton – 20 o ttob re 20 10
Aldebaran - α Tauri
Paolo Bo tton - 18 gennai o 201 3, 23. 24
Alb ireo – β Cy g n i
Betelgeuse - α Orionis
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Bin a ria sp et tro sco p ica
Bin a ria a d ec liss e
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Aggregati stellari: ammassi globulari e ammassi aperti
Paolo Bo tton - 20 11
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La gigante rossa
9-10 Miliardi di anni: idrogeno nel nucleo in esaurimento
Prevale la pressione gravitazionale
il NUCLEO si contrae
100.000.000° Elio Carbonio
Flash dell’Elio
M13 (Ercole)
NGC 869 – NGC 884
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Il declino delle stelle: la gigante rossa
Paolo Bo tton - 20 09
M15 (Pegaso)
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Terra
M45
Marte
Fusione H residuo negli strati esterni
Espansione dell’ inviluppo (la stella si gonfia)
Te mperatura superficiale in diminuzione
Il colore si fa via via più rosso
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Il destino delle stelle come il sole: le nane bianche
Nebulose planetarie
Le novae
M27 Nebulosa Manubrio
(Volpetta)
Mstella < 2 Msole
Origine
Elio esaurito ma fusione del carbonio impossibile
Contrazione del nucleo ed espulsione dell’inviluppo
Nana bianca di un sistema binario
Acquisizione di materia della compagna
Aumento della densità e temperatura
Bruciamento esplosivo dell’ idrogeno (cataclisma)
Improvviso aumento della luminosità
Residuo: nucleo caldo e denso (C e O) della stella scoperto…
NANA BIANCA
Massiccia e densa: ~1 tonnellata/cm3
Calda: 8000-40000 K in superficie
Vita media: ~15 miliardi di anni.
NEB ULOSA PLANETARIA
stella centrale e nube di gas espulso
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M57 Nebulosa Anello
(Lira)
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Supernovae di Tipo Ia
Supernovae di Tipo Ia
Origine - prima possibilità:
Origine - seconda possibilità:
Nana bianca in sistema binario compatto
Le due stelle sono così vicine che l'inviluppo esterno della stella dominante
(tipicamente gigante o supergigante) cade nel campo gravitazionale della
compagna
Soglia d'innesco pari a 1,44 Ms (Limite di Chandrasekhar)
P rocessi di merging in sistema binario stretto
Le due stelle sono così vicine che si fondono
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Mstella > 2 Msole
La pressione permette successivi processi di fusione
Ripetizione del ciclo di contrazione ed espansione
COMBUSTIONE DEL CARBONIO (700-800
milioni di gradi con produzione di ossigeno,
magnesio, sodio e neon).
COMBUSTIONE DEL NEON (1,2 miliardi di
gradi con produzione di ossigeno e magnesio).
COMBUSTIONE DELL'OSSIGENO (1,4
miliardi di gradi con produzione di silicio,
zolfo, fosforo).
COMBUSTIONE DEL SILICIO (oltre i 2,7-3
miliardi di gradi con produzione nichel che
decade prima in cobalto che a sua volta decade
in ferro, elemento stabile).
Esplosione distruttiva
Vaporizzazione del sistema binario
type1a_mer ge_s m _web.avi
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Supernovae di Tipo II
Nucleosintesi degli elementi più pesanti
Il nucleo non può produrre ulteriore energia - si raffredda
Contrazione gravitazionale non più compensata
Collasso del nucleo in 8,1 secondi e onda d’urto in 34,8ms
La supernova rilascia una enorme quantità di energia che rende possibile la
formazione di nuclei più pesanti del ferro entro pochi secondi dall'esplosione:
xeno, uranio, germanio, sodio, molibdeno, piombo, iodio, tungsteno, oro, argento...
L’ esplosione di Supernova di tipo II dura ~10 secondi
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Supernova SN1987A
Le supernovae sono il principale meccanismo di arricchimento chimico del cosmo.
Dalla morte delle stelle, la vita nel cosmo…
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Supernovae di Tipo II
Implosione del nucleo
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23 Feb 1987 – Grande Nube di Magellano (LMC) - galassia satellite
Distanza: ~50 kpc (163.000 A.L.)
Stella progenitore: Sanduleak-69° 202a (Sk-69 202), supergigante blu, M ~18M sol e
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M1 - Nebulosa Granchio (4 luglio 1054)
Supernovae e collasso gravitazionale
Buco Nero
Il nucleo collassa sotto la propria spinta gravitazionale
Forma un oggetto estremamente denso e compatto…
Mnucleo < 2 Msole
nana bianca
2 M sole < Mnucleo < 3,2 Msole
Limite di Volkoff-Oppenhmaier
I nuclei si fondono con gli elettroni = stella di neutroni o pulsar
diametro di circa 10km molto densa
Paolo Bo tton - 20 12
Mnucleo > 3,2 M sole
Limite di Volkoff-Oppenhmaier
Collasso inarrestabile e irreversibile = buco nero
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Pulsar: pulsating radiosource
R
v
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Esopianeti: metodi d’indagine
Infiniti mondi,
infinite possibilità…
r V
Curve di luce
Spostamento delle linee spettrali
500
milioni di possibili
pianeti di tipo terrestre
nella galassia
C’è qualcuno, la fuori?
E.M. Burst
Conservazione del momento angolare m x v x r = costante
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I pianeti scoperti dal satellite KEPLER
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Kepler-62e Gliese 581g
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Il sistema GLIESE 581
GL-581g. 20,5 A.L. dalla Terra
Probabile presenza di acqua
Gravità 1,6 volte quella terrestre
Temperatura: da 1 °C a 51,1 °C
Rivoluzione: 13 giorni
Rotazione: ignota
Gliese 581: nana rossa
3845
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corpi orbitanti candidati ad essere pianeti
Pa o lo B.
961
confermati
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Chi o cosa ci aspettiamo di trovare?
Il pensiero antropocentrico
Ascoltare E.T: il progetto SETI
Acqua e chimica del carbonio (C)
…o del silicio (Si)
Una forma di vita per forza antropomorfa?
Organismi estremofili
f = c/ λ
SETI = Search for Extra Terrestrial Intelligence
1420 MHz (1,42GHz) linea di emissione radio dell'idrogeno neutro (λ = 21 cm)
Le nubi di idrogeno sono elementi fondamentali della struttura della galassia
L’ idrogeno è l'elemento più abbondante dell'intero universo
Comunicazione:
Da 1 a 10 GHz, la presenza di rumore di fondo dell'universo ha intensità bassa
La distanza: generazioni, per scambiare un “ salve!”
Il linguaggio: matematica e costanti universali
C =π × d
π = C/d
π = 3,141592…
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Avvisare E.T. che ci siamo: il Messaggio di Arecibo
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d
C
1953 - Stanley Miller
CH4 NH3 H H2 O
assenza di O2
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http://setiathome.ssl.berkeley.edu
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Messaggi in bottiglia: il disco della sonda Voyager
Tempo d i ro ta zio ne de l dis co
(3 ,6 ” /g iro )
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Pa o lo B.
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Messaggi in bottiglia: le placca sulle sonde Pioneer 10 e 11
Aspetto delle fo rme d’o nda
del s eg na le v id eo
Tempo d i s ca nsio ne
~8 ms
Acquisi zio ne
pa cchetti
Sistema d i l ettura e du ra ta
(1 o ra per la to )
Co mpo sizio ne d el
seg na le v ideo : 5 1 2
line e v ert ica l i
Pri ma i mma g ine:
v erifi ca di co rr etta
deco difica
Nel 1974, verso M13.
1679 bit – disponibili solo su 73 righe × 23 colonne
2 2 ma rzo 2 01 3
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http://astronomia.comze.com
Ba se te mpi:
tempo di tra ns iz io ne di sta to
dell’a to mo d’idro g eno
1 4 pulsa r no te e lo ro
dista nza da lla T er ra
49
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