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
