universo - Liceo Copernico

UNIVERSO VICINO
Cataloghi degli oggetti celesti
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Messier (1771)
NGC (1888)
Galassia  circa 200 mld di stelle, rotazione (un anno dura 250 mln anni)
- Disco: largo 100.000 a.l., spessore 1.000 a.l.
Sistema solare al circa 26.000 a.l. dal centro, sul braccio di Orione
Stelle, gas, polveri
- Alone: gas, stelle isolate, ammassi di stelle vecchie
Stella  sfera di gas, produce energia, fusione da H a He nel nucleo
o Popolazione I : nei bracci, stelle giovani (2° generazione), molti metalli
o Popolazione II : nel rigonfiamento centrale, stelle vecchie 1° generazione), pochi
metalli
Classificazione
 magnitudine apparente m [ Ipparco, II secolo]: dipende dalla distanza, 6 classi, il Sole
è di classe -27, la Luna -13
 magnitudine assoluta M: è quella che si vedrebbe portando tutte le stelle a una
distanza di 10 parsec, così si possono fare confronti fra stelle; il Sole M = 4,8
Con m e d (distanza) si ricava M / con m e M si ricava d
 Harvard: classificazione spettrale, 7 classi [ OBAFGKM ]con 10 sottoclassi,
temperatura decrescente, il Sole è G2; legame colore/temperatura, legame
righe/temperatura
 massa: fra 0,08 e 120 masse solari, si può misurare direttamente solo per interazione
gravitazionale con un altro corpo
 luminosità L: potenza realmente emessa, proporzionale alla superficie
 dimensioni: raggi fra 0,1 e 1000 raggi solari, stelle molto grandi ma poco dense
Diagramma di Herzprung-Russel H-R
Relazione fra L (ordinata, con la M) e classe spettrale (ascissa, con la temperatura), ogni
punto è una stella osservata, i punti sono distribuiti in
o Sequenza principale  da stelle azzurre (in alto a sinistra) a nane rosse (in
basso a destra), fase stabile, stelle nane, da H a He
o Supergiganti  in alto, maggiori di 10 masse solari, alta massa e luminosità
o Giganti  a metà altezza, a destra
o Nane bianche  in basso a sinistra, stelle a fine vita, densità altissima,
nocciolo di C
Dal diagramma H-R per principio di uniformità si ricava la distanza con il metodo della
parallasse spettroscopica.
Evoluzione stellare
 nascita: nebulosa (nube di gas e polveri), la forza di gravità porta ad un “collasso”, la
forza di agitazione termica porta ad un innalzamento di T ed espansione
 globuli di Bok: centri di aggregazione gravitazionale
 protostella: 10.000°K, non sono ancora innescate le reazioni di fusione nucleare,
rotazione
o Se la massa < 8 m ☼ non avviene fusione  nana bruna
o Se la massa > 8 m ☼ , T=10 mln Kelvin, fusione dell’H, si accende una stella
 fase stabile: nella sequenza principale
o Stella piccola ( 0,5 ☼ ) brucia 200 mld anni
o Stella grande ( 20 ☼ ) brucia 3 mln anni
 ultime fasi: quando si esaurisce l’H esce dalla sequenza principale
o massa < 8 m ☼ nucleo piccolo e caldo, nana bianca, si spegne, nana nera
o massa > 8 m ☼ violenta esplosione, supernova, stella a neutroni
Nebulosa
Stella con massa simile al Sole
1. Gigante rossa
2. Nebulosa planetaria
3. Nana bianca
Stella con grande massa
1. Supergigante rossa
2. Supernova
3. Stella a neutroni / buco nero
Nana bianca  deriva dalla contrazione di una stella, nocciolo di carbonio, densità 1
ton/cm3 , diventerà una nana nera
Stella a neutroni  elettroni fusi ai protoni, densità 100 mln ton/cm3, crosta di ferro,
nucleo “fuso”
Pulsar  stella a neutroni, in rotazione
Buchi neri  massa > 20 m ☼ , collasso gravitazionale, la materia scompare in una
“singolarità” (limite di grandezze fisiche all’infinito), campo gravitazionale così intenso
che la velocità di fuga supera la velocità della luce.
Raggio di Schwartzschild  distanza in cui v fuga = v luce, definisce l’orizzonte degli eventi.
Stelle variabili
1. Pulsanti  periodiche contrazioni ed esplosioni
2. A eclisse  sistema binario, una stella oscura ad ogni orbita
3. Cataclismi che  irregolari
Ammasi stellari  gruppi di stelle legate dalla gravitazione
1. Ammassi aperti  nei bracci, stelle giovani, popolazione I
2. Ammassi globulari  stelle vecchie, popolazione II, sferici, nell’alone delle galassie,
residui della nebulosa primordiale.
UNIVERSO LONTANO
Tipi di galassie
1. Irregolari  molti gas, forma iniziale
2. A spirale  bracci con gas e polveri, formazione stellare, popolazione I
3. Ellittica  senza braccci, stelle di popolazione II, vecchie, non si formano nuove
stelle, aggregati di galassie più piccole
Per interazione gravitazionale ci sono fusioni fra galassie
AGN  nuclei galattici attivi da cui fuoriescono radiazioni potenti, perpendicolarmente al
disco galattico (buco nero al centro?)
Ammassi  gruppi di galassie, legate da forza di gravità, il nostro si chiama Gruppo
Locale ed è lungo 3 mln a.l.
Superammassi  danno all’universo una struttura “a spugna”
Cosmologia  studia struttura ed evoluzione dell’universo
Legge di Hubble  v = H0 d
v = velocità apparente di allontanamento
H0 = costante di Hubble, il valore non è precisamente determinato
d = distanza della stella
 proporzionalità diretta fra velocità e distanza
 espansione dell’universo (si espande il sistema di riferimento)
 red-shift è lo spostamento delle righe di assorbimento sullo spettro, verso il rosso
 dal red shift si ricava v, con H0 si ottiene poi d
Origine dell’universo
 età stimata 13,7 mld anni
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Big bang: evento iniziale, coincide con l’inizio del tempo
Singolarità: “atomo” primordiale
Era di Plank: fino a 10 -43 sec, sconosciuta
Fotoni: si separa la forza gravitazionale
Quark
Elettroni: 10-28 sec, aumento di dimensioni, epoca inflazionaria
Protoni, neutroni
Elettroni: 1 sec
Deuterio ed elio: 3 minuti
Primi atomi, la luce: 380.000 anni
Situazione attuale: 12 – 14 mld anni
 conferme:
1. radiazione cosmica di fondo (radiazione fossile)
2. abbondanza chimica di deuterio ed elio
3. red shift
 futuro : dipende dalla densità critica Ώ = densità di materia necessaria a fermare l’espansione
Ώ < 1 poca materia, universo aperto che continua ad espandersi
Ώ = 1 continua ad espandersi, rallentando sempre più, verso lo zero, ancora
universo aperto
Ώ > 1 molta materia, l’espansione si ferma, prevale l’attrazione gravitazionale, Big
Crunch
Energia oscura e materia oscura  parametro decisivo, non determinato