Il ‘900
Fabrizio Mazzucconi
Società Astronomica Italiana
Il ‘900
Descrivere in due ore i progressi dell’astronomia, anzi dell’Astrofisica, nel XX secolo è un compito estremamente difficile,
direi impossibile
La ricerca si è estesa a tutto il mondo e, dal prodotto di una
sintesi o di un’intuizione di un grande genio, si è trasformata
in un mosaico, in cui in tanti aggiungono un piccolo o grande
tassello.
Questo ha portato ad uno sviluppo dell’Astrofisica esponenziale, tanto che attualmente non è più possibile essere aggiornati in tutti i campi in cui si è suddivisa
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Il '900
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Il ‘900
Per questo mi limiterò a parlare di pochi argomenti,
quelle che secondo me sono le più importanti conquiste del XX secolo, dopo aver inquadrato le due
cose che hanno permesso la grande crescita:
• l’evoluzione degli strumenti
• l’evoluzione di tutte le altre scienze che
nell’Astrofisica trovano una sintesi mirabile
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Il '900
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Il più grande telescopio esistente all’inizio
del ‘900 era il rifrattore di Yerkes (102 cm di
diametro e 19 metri di lunghezza)
Questo è il limite a cui può praticamente
giungere uno strumento a lente, per due
motivi:
• Fragilità di una lente, che per funzionare
deve essere «sottile»
• Il peso (notevole) della lente che viene
concentrato in cima allo strumento
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Ma perché diametri maggiori
Per migliorare le osservazioni occorrevano diametri maggiori:
• Per aumentare la quantità di radiazione raccolta e quindi osservare oggetti sempre più deboli
• Per migliorare il potere risolutivo delle immagini, che è proporzionale alla lunghezza d’onda e
inversamente proporzionale al
diametro del raccoglitore
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Mt. Wilson e Mt. Palomar
Nel 1908 viene inaugurato sul
Mt. Wilson un telescopio da
1,50 m, seguito nel 1917 da un
altro rifrattore da 2,50 m
(telescopio Hooker),
che rimase il più grande
telescopio al mondo, fino al
1949, all’entrata in servizio del
telescopio Hale di Mt. Palomar
di 5 metri di diametro
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
il dopo Palomar
Nel 1976 la Russia inaugurò nel
Caucaso un telescopio da 6 m
A cui nel 1991 seguì il telescopio da
10 m. Keck delle Hawai.
Oltre questo limite è difficile, e per
quei tempi inutile, andare anche con
i riflettori, perché siamo ai limiti di
quello che ci permetteva l’atmosfera
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Entra in gioco lo spazio
In effetti questo parve un’operazione eccessiva ed inutile, perché nel
1990 fu messo in orbita un telescopio
di ‘soli’ 2,50 m, che nonostante le
difficoltà iniziali, parve subito eclissare qualsiasi telescopio terreste:
Hubble Space Telsecope
I risultati ottenuti da questo strumento hanno rivoluzionato l’Astrofisica e fatto pensare seriamente ad
abbandonare l’osservazione da Terra
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
nuove tecniche
L’uso di specchi fatti a tasselli per
semplificare la costruzione del
primario (l’idea è di un italiano
Guido Horn d’Arturo che ne 1952
completo un telescopio di 180 cm
nell’osservatorio di Bologna,
formato da 61 tasselli esagonali)
L’uso di ottiche adattive per compensare le distorsioni introdotte
dall’atmosfera
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Nuove tecniche
L’uso dell’interferometria, che permette di abbinare più telescopi come
se fossero uno.
I 4 telescopi da 8,2 m di diametro
ciascuno che formano il VLT del
Cerro Paranal, quando lavorano in
modalità interferometrica simulano
un telescopio di 16 m per la quantità della luce raccolta e un telescopio
di 100 m per la risoluzione massima
raggiungibile
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Lo stato attuale e il futuro
Attualmente la situazione è questa:
Sui 4 m. numero telescopi 12
5 – 6 m. 5 telescopi
8 – 10 m. 10 telescopi + 3 in costr.
Progetti futuristici:
2 telescopi da 50 m.
1 da 100 m. di diametro (OWL)
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Ancora lo spazio
Meno noti dell’HST, ma altrettanto importanti sono le decine
di altri satelliti che ci hanno
fornito una quantità eccezionale
di informazioni:
Per esempio:
Hipparcos che ci ha fornito la
parallasse (e quindi la distanza)
di 120.000 stelle
Gaia che ha fatto la stessa cosa
per 1 miliardo di stelle
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Il resto dello spettro
Ma ulteriori progressi si sono aggiunti quando alle informazioni che la
«luce» ci poteva fornire, si sono aggiunte quelle delle altre regioni
spettrali, a partire dalla radioastronomia.
Nel 1931 un ingegnere della Bell Telephone (Jansky) notò una sorgente di rumore radio a l15 m, avente una periodicità di 23h 56m, tipica
delle sorgenti siderali, che sembrava provenire dal centro della Via
Lattea
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
I primi risultati
Nel 1937 Reber, osservando alla
lunghezza d’onda di 1,85 m, mise
in evidenza picchi di intensità nel
Sagittario, nel Cigno e in Cassiopea.
Ma la scoperta più importante fu
quella fatta da Penzias e Wilson di
una radiazione (l 7 cm) distribuita
in modo isotropo su tutto il cielo,
corrispondente ad una temperatura
di circa 3° K, proprio a quella che
era stata dedotta essere il residuo
del Big Bang
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ALMA – 66 antenne da 12 e 7 m
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Ulteriori risultati
Inoltre la radioastronomia ha permesso di scoprire enormi nubi di H
monoatomico, invisibile agli strumenti ottici, ma rilevabile a 21 cm
per una rara emissione dovuta
all’inversione di spin dell’elettrone.
Questo ha permesso di stilare una
mappa della Galassia, anche per
regioni inaccessibile all’osservazioni
ottiche, in quanto questa radiazione
passa indisturbata attraverso la
polvere interstellare.
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Le nubi molecolari
Altro grande risultato della radioastronomia è stato la scoperta
delle emissioni di decine di molecole complesse, invisibili ad occhio
nudo, dal radicale ossidrile OH,
fino alla metilammina e all’acido
formico, precursori degli amminoacidi, fondamentali per lo sviluppo della vita
La grande nube molecolare di Orione
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Altre scoperte ….
Sempre alla radioastronomia si deve
la scoperta di una serie di nuovi oggetti, alcuni esotici, altri solo immaginati da fervide menti:
Pulsar
Quasar
Nuclei di galassie radio attivi
Immagine del
Emissione
X della
nucleo
Pulsar
attivodella
di M87
Vela
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Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Nelle varie lunghezze d’onda
Altri risultati nuovi e importanti si
sono avuti dalle decine di sonde che
ci hanno mostrato aspetti nuovi
della nostra stella: Il Sole
Oppure dalle sonde che osservavano
nei campi preclusi dall’atmosfera,
come l’X (Chandra), il g e l’infrarosso, come Spitzer, che ha scoperto
un nuovo anello di Saturno
Che ci hanno permesso di studiare
oggetti già noti con nuove informazioni estremamente importanti
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Un altro motivo dell’evoluzione dell’Astrofisica è
da ricercarsi anche nel rapido sviluppo di tutte le
altre scienze, che nell’Astrofisica trovano una
mirabile sintesi.
Bunsen
Maxwell
In poco più di mezzo secolo la Matematica, la
Chimica e soprattutto la Fisica hanno fatto passi
da gigante nella comprensione della struttura
della materia e soprattutto del suo comportamento, anche in condizioni estreme
Mendeleev
Planck
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Il '900
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
La struttura nucleare
-
Già all’inizio del novecento si sapeva che
un atomo è costituito da un nucleo, con
carica positiva, contornato da una nuvola
di elettroni negativi, che bilanciano
normalmente la carica del nucleo
Nel 1932 Chadwich provò l’esistenza
all’interno dei nuclei di due tipi di
particelle: i protoni, carichi positivamente
e i neutroni senza carica elettrica
-
+
-
+
+
+
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Gli elementi più importanti
-
L’idrogeno (H) è l’atomo più semplice,
costituito da un solo protone e un
elettrone
L’elemento successivo è l’elio (He), con
un nucleo più complesso, costituito da
due protoni, la cui carica è bilanciata
dalla presenza di due elettroni negativi.
Per schermare le cariche positive dei
protoni nel nucleo ci sono dei neutroni,
normalmente in numero di due.
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+
-
+
+
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Gli altri elementi
Tutti gli altri elementi sono formati da un numero diverso di queste particelle, ma sempre in modo che la carica positiva nei protoni nucleari sia
esattamente schermata da uno stesso numero di elettroni:
Il numero delle cariche elettriche determina le caratteristiche chimiche
dell’elemento
Il numero delle particelle nucleari (protoni+neutroni) determina il peso e
quindi le caratteristiche fisiche dell’elemento
Isotopi – Ioni -- Trasmutazioni nucleari
Tutti questi cambiamenti sono accompagnati da emissioni o acquisti di
energia
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Il '900
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Il neutrino
• Dall’osservazione che: quando un nucleo radioattivo emette una particella b ((un elettrone), l’energia perduta dal nucleo non corrisponde a quella
dell’elettrone emesso, il quale in media risulta
averne circa la metà, mentre il resto sembra
svanito.
-
+
n
• Nel 1933 Pauli postulò l’esistenza di una nuova
particella: il neutrino, senza carica e senza massa
di riposo, che quindi non poteva essere rivelato facilmente, ma che si portava via l’energia sparita,
sotto forma di energia cinetica.
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Bethe 1939
Scoprì che l’H può
trasformarsi in He
H+ Protone
Nucleo idrogeno
Neutrone
H+
-
H+
H+
n
H+
Elettrone
positivo
H+
n
H+
D+
D+
He3
He3
g
+
Elettrone
negativo
g
g
H+
H+
He4
Raggio g
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
g
n Neutrino
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Il ciclo p - p
4p+ = 4,0312
He4+ = 4,0026
Dm = 0,0286 (0,7%)
DE = Dm c2
Se si trasforma 1 grammo di H, l’energia emessa è:
DE = 0,007 x 9 1020 = 6,3 1018 erg
Questa reazione è particolarmente sensibile alla temperatura
mH = 1,0078
Dov’è che abbiamo tanto H e temperature elevate?
Nel Sole e nelle altre stelle
L’Astrofisica diviene il laboratorio della Fisica
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
900 - L’evoluzione stellare:
i prerequisti
Occorrerebbe
•
•
•
•
•
•
•
Magnitudine apparente e assoluta
Spettroscopia
Composizione delle stelle
Struttura del Sole
Massa delle stelle
Curve di Planck
Legge Stefan-Boltzmann
Sirio A e B
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Il '900
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Magnitudini apparenti
Nel II° secolo a.C. Ipparco, probabilmente spinto dall’apparizione di una
stella «nova», volle compilare un catalogo delle stelle e per fare questo definì
una scala di luminosità, suddividendole in sei classi: dalle stelle di prima
grandezza a quelle appena visibili ad occhio nudo.
Gli studi sulla fisiologia dell’occhio umano hanno permesso di comprendere
come esso reagisce a stimoli esterni:
m1 – m2 = -2,5 log (I1/I2)
Ove il segno e il coefficiente venivano introdotti per mantenere una certa uniformità con la scala
stabilita da Ipparco
Nel 1908 venne pubblicato un catalogo (Harvard Photometry) contenente
la magnitudine apparente di 45.000 stelle
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Evoluzione stellare
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Magnitudine apparente m
Tale grandezza dipende da quattro fattori: due intrinseci (l’intensità dell’emissione
propria della stella e il suo raggio) e due
esterni (l’assorbimento e la distanza):
• Se S è la luminosità di un cm2 di superficie
stellare, l’emissione totale sarà
L = 4 p r2 S
• Poiché la luminosità viene emessa in tutte
le direzioni, essa si distribuisce su tutta la
sfera, alla distanza d la luminosità sarà:
m = L d = L / 4 p d2
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Evoluzione stellare
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Magnitudine assoluta M
L d = L / 4 p d2
m1 – m2 = -2,5 log (I1/I2)
m – M = 5 log d – 5
Modulo della distanza
Orbita della
Terra
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Evoluzione stellare
1 sec
1 parsec – 3,26 anni luce
Per avere una misura della luminosità
indipendente dalla distanza si suppone di
portare tutte le stelle alla distanza di 10
parsec e si confrontano le magnitudini così
ottenute M:
Ld /L10 = 100 / d2
log Ld /L10 = 2 – 2 log d
U.A.
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Confronto fra magnitudine apparente e assoluta
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Densità media del Sole
Dalle leggi Keplero e di Newton si ricava la massa del Sole
1,991 1033 gr
• Conoscendo il volume e la massa si ha la densità media, che risulta essere
1,41 gr/cm3
di poco superiore a quella dell’acqua
• La misura della densità media del Sole ci da un’informazione importante, un’indicazione molto stringente sulla sua composizione chimica:Una
densità media così bassa, in un corpo tanto grande e quindi con pressioni interne estremamente elevate, ci porta a pensare che tale corpo non
possa essere costituito che dagli elementi più leggeri che esistono in
natura
H e He
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Massa delle stelle
Il Sole non è l’unica stella di cui possiamo misurare la massa: dopo anni (o
secoli) di osservazioni, si può ottenere
l’orbita apparente di una stella doppia.
e da questa si derivano
i parametri orbitali del sistema:
a = semiasse dell’orbita UA
T = periodo in anni
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Il sistema di
Il sistema
diaaCen
Cen
Proxima
P=106 anni
P=80 anni
Giove
a Cen B
?
11,6 ua
36 ua
a Cen A
13.000 ua (300 Plutone) = O,24 al
Urano
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F. Mazzucconi
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Misura della massa stellare
dalla terza legge di Keplero nella sua formulazione completa
a3 / T2 = G/4p2 (M1 + M2)
se le masse sono espresse in masse solari: G/4p2= 1
a3/T2 = M1 + M2
e dalla legge di Newton
F = G (M1 + M2)/d2
Si può ricavare la massa delle due stelle
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Eddington: diagramma
Massa/Luminosità
Con la massa, determinata per le
stelle doppie, e la magnitudine
assoluta fu costruito un diagramma
L/M (1919 Hertzspung, poi giustificata teoricamente nel 1924 da
Eddington)
in cui si scoprì un legame stretto fra
le due grandezze
L = a Mb
Limiti della relazione
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Spettroscopia
Primo passo per superare i limiti
alla conoscenza della fisica e della
chimica dei corpi celesti:
le osservazioni di Fraunhofer 1817
Le tre leggi di Kirchhoff 1859
17/09/2016
Evoluzione stellare
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Gli spettri stellari di Donati (1862)
La Terra, il Sole e le stelle
sono fatte dello stesso materiale!
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
I primi cataloghi (Secchi 1863) - 300 stelle
Basati su caratteristiche morfologiche dello spettro
Colore bianco:-blu Righe molto intense (Sirio, Vega, Altair)
Colore giallo: Moltissime righe, molto sottili (Sole, Capella, Polluce)
Colore arancione: righe ancora più numerose e anche bande molecolari
(Betelguese, Aldebaran, Mira)
Colore rosso: Solo bande molecolari (Proxima Cen)
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Cataloghi degli spettri
Nel 1890, usando i soldi della donazione della vedova Draper, fu pubblicato a cura di miss Fleming, una collaboratrice di Pickerig, un primo
catalogo di spettri stellari classificati in 17 classi dalla A alla Q, in base
all’intensità delle righe dell’H e del CaII (in effetti le ultime 4 classi
contengono solo righe in emissione).
Un’altra allieva (miss Maury) rilevò una caratteristica importante:
stelle appartenenti alla stessa classe, presentavano righe di aspetto
diverso, normali (a), dai contorni mal definiti (b) o righe particolmente
nette e sottili (c).
Nel 1901 miss Cannon rielaborò il sistema di classificazione, togliendo
alcune classi superflue e operando delle inversioni:
O, B, A, F, G, K, M, R, N, S
17/09/2016
Il '900
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Catalogo Henry Draper
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Il primo catalogo, con 1.000 spettri, fu pubblicato nel 1909, nel 1925 uscì il decimo volume
del catalogo Henry Draper con 300.000 spettri.
Il lavoro era importante in quanto si capiva che l’aspetto dello spettro dipendeva soprattutto
dalla temperatura e quindi la classificazione proposta era una classificazione secondo la
temperatura decrescente.
Questo ebbe importanti ripercussioni anche sulle idee di evoluzione stellare.
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Confronto di spettri
Confrontiamo la stessa regione dello spettro per due stelle dalle
caratteristiche diverse, Vega (blu e calda ~ 10.000°K) e il Sole
(verde e più freddo ~ 6.000°K)
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
La chimica e la fisica
Queste osservazioni portano a definire le caratteristiche chimiche, ma
anche fisiche, delle stelle, perché la presenza di certe righe ci indica: la
temperatura della superficie stellare, la presenza di determinati elementi
chimici, ma l’aspetto delle righe ci dice anche quali sono le condizioni di
abbondanza degli elementi, nonché la presenza o meno e l’intensità di
campi elettrici e magnetici.
Gli spettri porteranno a definire differenze chimiche nette fra le stelle,
definendo l’esistenza di popolazioni stellari di diversa composizione:
Popolazione I (stelle ricche di metalli)
Popolazione di disco (popolazione intermedia)
Popolazione II (stelle povere di metalli)
17/09/2016
Evoluzione stellare
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La temperatura superficiale
delle stelle
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Gli studi di Plank sull’emissione della radiazione e la sua distribuzione in lunghezza
d’onda, avranno come conseguenza immediata
la legge di Wien
lm T = 0,2897 cm °K
e quindi la possibilità di definire la temperatura superficiale dal colore delle stelle
e conoscendo la temperatura possiamo avere
anche una stima del raggio delle stelle
L = 4 p R2 SsT4
17/09/2016
Evoluzione stellare
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Prime idee di evoluzione
stellare
Alla fine dell’800 si pensava, spinti da un’osservazione di Huggins di righe di emissione in nebulose
planetarie (il che presupponeva gas caldo) che le
stelle nascessero dalla contrazione di nebulose
planetarie molto calde, massicce e grandi, per poi
lentamente consumare la propria energia divenendo sempre più piccole e fredde.
Quindi la classificazione degli spettri rappresentava la linea evolutiva delle
stelle: esse nascevano come luminosissime stelle O-B, per poi passare attraverso le fasi intermedie (A, F, G) e finire come piccole stelle rosse (ultimi tipi
spettrali)
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Diagramma H/R
Quando furono disponibili un numero
sufficiente di distanze stellari si cercò di
mettere in correlazione la magnitudine
assoluta delle stelle con il loro tipo
spettrale (e quindi la loro temperatura)
Prima Hertzsrung (1905) sotto forma di
tabella e poi Russel (1913) sotto forma
di grafico costruirono quello che poi
venne chiamato il Diagramma H-R
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Stelle giganti
Alcuni risultati erano in linea con quanto
aspettato: in effetti la luminosità intrinseca diminuiva passando dai «primi tipi
spettrali» agli ultimi, ma dal tipo F in
poi apparivano stella la cui luminosità si
manteneva ai livelli delle stelle di tipo A.
Queste stelle vennero definite «giganti»,
infatti la luminosità di una stella dipende dalla temperatura e dal raggio, ma
uguale tipo spettrale = stessa temperatura, quindi maggiore luminosità = raggio
maggiore. L = 4 ps R2 T4
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Stelle nane
Russel coniò anche il termine
stella «nane» per le stelle dal
tipo G in giù di bassa
luminosità
e riuscì a dimostrare che le
stelle giganti e nane dovevano
avere una massa dello stesso
ordine di grandezza, quindi
che ci dovesse essere una
grande diversità di densità
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – L’evoluzione stellare
H/R di ammasso
Era evidente che la struttura di una
stella, e quindi la sua luminosità,
temperatura e dimensioni sono determinate dalla massa, dall’età e
dalla sua composizione chimica.
Stromgren nel 1933 ebbe l’idea
giusta, se prendiamo i diagrammi
H/R di ammassi stellari, che sono
formati da stelle con la stessa composizione chimica e della stessa età,
potremo capire il rapporto fra
massa e struttura delle stelle
17/09/2016
NGC
2254
Pleiadi
H e C Per
M3
Il '900
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La natura del
diagramma
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
La scoperta del meccanismo di
produzione dell’energia nelle stelle
permise di calcolare la struttura di
una stella in tempi diversi, per
stelle di diversa massa, e di capire
che il diagramma H/R non rappresenta un percorso evolutivo, ma
piuttosto un diagramma di stato, in
cui la densità dei punti in certe
zone rappresenta il tempo in cui le
stelle rimangono nei vari stati.
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Durata del Sole
Abbiamo visto che la fusione dell’H avviene solo se la temperatura
supera il milione di gradi, quindi
può avvenire naturalmente solo
nel nucleo del Sole
Per questo il materiale a
disposizione può durare solo per
10 109 y
Ma perché la fusione dell’H non
avviene tutta
contemporaneamente?
F. Mazzucconi
Evoluzione stellare
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Le stelle sono troppo fredde…
la temperatura necessaria affinché due atomi di idrogeno nel cuore delle
stelle, urtandosi, riescano a superare la barriera Coulombiana è di circa 1010
°K >> Tc del Sole
L’energia con cui si scontrano i nuclei nel centro del Sole è 1000 volte più
bassa di quella necessaria a superare la barriera Coulombiana!
E allora?
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
1928: George Gamow
Effetto tunnel
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Le reazioni sono molto rare
Nel centro del Sole la probabilità che
due protoni urtandosi superino la
barriera è di 10-20, si possono
scontrare due p su 100 miliardi di
miliardi di protoni
1010
105
La lunga vita delle stelle non è altro
che la manifestazione macroscopica
della vita media dei nuclei
10
10-5
106
17/09/2016
107
108
°K
Ricordiamo che solo questo avviene
Tsolo nel nucleo, all’interno di un
raggio pari ad circa il 25% Rʘ
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Fase post-sequenza
Una volta che sia esaurito l’H nel nucleo,
la stella, avendo perso la sua fonte di
energia, ricomincia a contrarsi.
Questa contrazione produce un aumento
della pressione, e quindi della temperatura interna,
Il nucleo, ormai costituito di He, non
brucia facilmente
Ma immediatamente all’esterno del
nucleo comincia a bruciare l’H
si ha un distacco fra le due zone
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Fase di gigante rossa
17/09/2016
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
La fine di una
stella come il
Sole
Se la massa è troppo piccola, non si raggiungerà mai la
temperatura di bruciamento
dell’He (>108 °K):
L’esterno continua a espandersi e il nucleo a contrarsi
17/09/2016
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Fase di
nebulosa
planetaria
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
La materia che costituiva
l’involucro della stella,
ancora H e He,
si disperde a disposizione per
la formazione di nuove stelle
Non abbiamo guadagnato niente, siamo un’altra volta al
punto di partenza!
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Il problema del 5 e dell’8
Nella costruzione dei nuclei degli elementi avevamo a
disposizione protoni e neutroni (peso atomico 1) e poi nuclei
di He (o particelle a) (peso atomico 4), purtroppo si nota
che:
vi è un’evidente difficoltà nel creare elementi con peso atomico
5 e 8 e questo produce una specie di collo di bottiglia, oltre il
quale non si riesce ad andare
Perchè nessun protone avrà, neanche nel centro di una stella,
l’energia sufficiente a superare la barriera coulunbiana di un
nucleo, quindi tutto si ferma.
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
La soluzione del problema
(secondo Gamow)
In principio Dio creò le radiazioni e la materia primordiale.
La materia primordiale era informe e senza numero e i nuclei si
muovevano all’impazzata sopra la faccia dell’abisso.
E Dio disse:”Sia il numero di massa 2”. E il numero di massa 2 fu.
E Dio vide il deuterio, ed era cosa buona.
E Dio disse: ”Sia il numero di massa 3”. E il numero di massa 3 fu.
E Dio vide il tritio, ed era cosa buona.
E Dio continuò a chiamare numeri finché non arrivò agli elementi
transuranici. Ma quando guardò la propria opera, scoprì che non era cosa
buona. Nell’eccitazione del conteggio, aveva dimenticato di chiamare il
numero di massa 5 e così, naturalmente, non si sarebbero potuti formare
elementi più pesanti.
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Dio rimase molto deluso, e in un primo momento voleva contrarre di nuovo l’universo e ricominciare tutto daccapo. Ma
sarebbe stato davvero troppo semplice. Perciò, essendo
onnipotente, Dio decise di correggere il proprio errore in un
modo più complicato.
E Dio disse:”Sia Fred Hoyle”. E Hoyle fu. E Dio guardò Hoyle e gli
disse di creare gli elementi pesanti a suo piacimento.
E Hoyle decise di creare gli elementi pesanti nelle stelle e di disperderli
attraverso le esplosioni di supernovae. […]
E così, con l’aiuto di Dio, Hoyle creò gli elementi pesanti in questo
modo, ma fu talmente complicato che oggi né Hoyle né Dio né
nessun altro riescono a capire esattamente come sia stato possibile.
Amen” (G. Gamow)
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Combustione dell’He
Venne previsto un processo altamente
improbabile, l’incontro contemporaneo di tre corpi
Il processo 3 a
L’incontro deve avvenire entro 2,6 10-6
sec
4He
+ 4He
8Be + 4He
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8Be
12C
In un ambiente ricco di He, a pressione
elevatissima e ad una temperatura
superiore a 100.000.000 °K
+ g ( 7,367 MeV)
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Superato il collo di bottiglia!
Momento decisivo nella storia della materia, dell’Universo e
della vita
“Il carbonio, infatti, è un elemento singolare: è il solo che
sappia legarsi con se stesso in lunghe catene stabili senza
grande spesa di energia, ed alla vita sulla terra occorrono
appunto lunghe catene.” (Primo Levi, Il sistema periodico,
1975)
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Come si sono formati
tutti gli altri elementi?
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Le fucine in cui sono stati forgiati sono le STELLE
B2FH
Alte temperature per tempi molto lunghi
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Fase di post-sequenza
per stelle massicce
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Se la massa è tale da
innescare la fusione
dell’He, questo si
trasformerà in C e
alla fine si creerà
una struttura a
“cipolla” con nuclei
concentrici di H, He,
C, O ………
Fino a?
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a Erc - Ralsalgheti
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Questo è l’aspetto esteriore,
Ma dentro…..
4 (1H) → 4He + energia
3 (4He) → 12C + energia
4He + 12C → 16O + energia
12C + 12C → 24Mg + energia
16O + 16O → 32S + energia
28Si + 7 (4He) → 54Ni + energia
………….. → Fe
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Evoluzione stellare
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Quando
si di
arresta
processo
Stelle
grandeil massa
Fino a quando non si
formerà un nucleo di Fe,
a questo punto il processo
si arresta, perché a
partire dal Fe non esiste
nessuna reazione in
grado di fornire l’energia
necessaria a sostenere la
struttura della stella:
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
la stella crolla ed esplode
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Supernovae
di1054
tipo II
Cina, anno
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
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La stessa stella oggi
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Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
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Abbondanze relative
Polvere di stelle
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
C, N sono prodotti in gran parte nelle stelle di massa
intermedia
O, Ne, Mg, Al, Si, S, Ar e Ca prodotti principalmente nel
nucleo delle stelle massicce
Elementi del picco del Fe nelle esplosioni di SN, assieme agli
elementi Au, Ag e Pt e gli elementi più pesanti
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La spettroscopia permise di
affrontare, con nuovi elementi un grande dibattito sulla
natura delle nebulose, sulla
struttura della Galassia e
sulle dimensioni
dell’Universo
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Le prime nebulose
Nel 1612 Marius osserva la “nebulosa” di
Andromeda
e nel 1619 Cysat osserva
la nebulosa di Orione
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Cataloghi di oggetti nebulari
• 1771 Messier
Catalogo di oltre 100
oggetti non stellari
• 1864 Herschel
General Catalogue GC
(5079 oggetti)
• 1888 Dreyer New
General Catalogue
NGC (7840)
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Nebulose a spirale
Parson (Lord Rosse) nel
1845 osservo' la prima
struttura a spirale in una
nebulosa dei Cani da
Caccia e successivamente ne scoprì altre.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Le vere nebulose
Il velo del
Cigno
Nel XIX sec. molte nebulose furono risolte in stelle, mentre altre si
dimostrarono costituite da gas
Si formarono due partiti e il dibattito divenne acceso
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Le ragioni degli uni
• Osservazioni di asserite variazioni di luminosità e di forma
• Osservazioni spettroscopiche di
nebulose che davano spettri di
gas
• La loro distribuzione evita il
piano galattico (non si conosceva
l'estinzione dovuta al materiale
interstellare) quindi devono
essere associate alla Galassia.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Le ragioni degli uni
Nel 1885 fu osservata una "Nova" in
M31 la cui luminosità raggiunse 1/10
di quella dell'intera nebulosa, questo
rendeva impensabile che la nebulosa
fosse un sistema come la Galassia
formata da miliardi di stelle.
Successivamente il confronto con la
nova Persei galattica, osservata nel
1901, diede una distanza molto
inferiore alla realta', il che fece
concludere che M31 doveva
appartenere alla Galassia
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Il '900
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
….e quelle degli altritro
La tesi dei sistemi estragalattici
fu invece sostenuta da Curtis,
che contro l'argomento più valido
degli avversari, la distribuzione
asimmetrica, portò sue osservazioni di bande scure di materiale
assorbente nelle nebulose a
spirale viste di taglio, il che
portava ipotizzare che se tale
materiale fosse presente anche
nella Galassia, questo avrebbe
portato all'inibizione di osservare
oggetti extragalattici lungo il
piano galattico.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Lo scontro
Lo scontro sfocio' nel 1920 in dibattito pubblico tenutosi a
Washington alla National Academy of Sciences:
la tesi dei sistemi galattici fu sostenuta da Shapley, valente
astronomo, a cui si dovevano la teoria delle pulsazioni delle
cefeidi e la misura della distanza degli ammassi globulari.
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Il '900
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Le misure di Miss Leavitt
1909 - 1912
Misurando le variazioni
di luminosità delle stelle di
tipo Cefeide della Grande
“Nebulosa” di Magellano,
Miss Leavitt era stata in
grado di rilevare un
legame fra periodo di
variazione e luminosità
della stella
Mv = -2,87 logP – 1,40
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La distanza di Andromeda
Dalla misura della distanza di
una cefeide come campione,
fatta proprio da Shapley, nel
1923 Hubble, usando il telescopio da 252 cm. di Mt.
Wilson, fu in grado di identificare una cefeide in M31 e
dalla relazione di Miss Leavitt e ne pote' dedurre la
distanza :
106 a. l.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La struttura dell’Universo
Siamo decisamente
fuori dalla nostra
Galassia, quindi
l’universo risulta
formato da tante
galassie, isolate o in
ammassi, ciascuna
delle quali formate
da miliardi di stelle
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Inizia lo studio dell’evoluzione
Nel 1912 Slipher osservò lo spostamento verso il rosso delle righe di
una galassia a spirale.
Nel 1922 Friedmann ricavò dalla
relatività generale che l’Universo
doveva essere in espansione, in contrasto con quello statico di Einstein
Altrettanto, ma indipendentemente
Lemaitre sviluppò le equazioni di
quello che poi fu con disprezzo
chiamato Big Bang
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Il '900
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La dinamica delle galassie
Prescindendo dal Gruppo Locale,
dove la dinamica è determinata
dalle reciproche attrazioni, il moto
delle galassie nel suo complesso è
altrettanto interessante.
Hubble nel 1929 fu in grado di misurare la distanza di molte galassie
e notò che tutte presentavano un
moto di allontanamento proporzionale alla distanza v=H0D:
L’universo è in espansione?
17/09/2016
Il '900
84
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Ma un’espansione comporta…
La radiazione a 3°K (in effetti
2,726°K) è una delle conferme della
teoria del Big Bang:
Questo pone il problema dell’origine,
dell’evoluzione e della fine dell’universo.
L’universo ha avuto origine da una
tremenda esplosione circa 13,73 miliardi di anni fa e si sta espandendo
Fino a dove?
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La teoria del Big Bang
Tutto l’universo si sia originato da un’unica enorme esplosione iniziale.
La fisica non dispone dei mezzi, né teorici né tanto meno tecnici, per
descrivere quello che avvenne nei primi 10-43 secondi dall’inizio del Big
Bang, quindi non ha senso domandare cosa sia avvenuto prima di questo
momento.
D’altra parte, essendo tutto nato con il Big Bang, compreso lo spazio e il
tempo, è ancora più improponibile la domanda di cosa ci fosse prima del
Big Bang, risulta infatti impossibile ragionare in termini fisici, cioè di
spazio e tempo, prima che questi si siano formati.
17/09/2016
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Un minuto dopo il Big Bang
Negli anni settanta, quando comincia ad affermarsi la teoria del Big
Bang, i calcoli dell’andamento della temperatura e della pressione dopo
l’esplosione iniziale portano ad affermare che un minuto dopo
l’esplosione, la T e P sono calate abbastanza da permettere la formazione
di protoni e neutroni (questo è un punto delicato ancora molto discusso)
con un’abbondanza che può essere calcolata.
T = 1033 °K
Ovviamente si avevano più protoni che neutroni, dato che questi ultimi
sono molto instabili, con periodo di dimezzamento di 15 minuti
17/09/2016
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Primi problemi
I protoni e i neutroni liberi sono meno stabili dei nuclei di elio e quindi sono portati a
formare He4++,
ma la formazione dell’elio richiede come passo intermedio la formazione di deuterio e,
durante la nucleosintesi primordiale, la temperatura è più alta dell’energia nucleare del
deuterio, quindi ogni nucleo di deuterio che si forma viene distrutto.
la formazione dell’elio 4 è ritardata fino a quando la temperatura non scende sotto T=0,1
MeV, dopo di che si comincia a formare deuterio.
Subito dopo, a tre minuti dal Big Bang, l’Universo diventa troppo freddo per far avvenire
fusioni nucleari.
A questo punto l’abbondanza degli elementi è fissata:
74% H, 25% He, 1% D, tracce di Li e Be
eV= en.elettrone
accelerato da d.d.p
di 1Volt
T = EV/k, con k cost. di
Boltzmann 8,6 10-5
17/09/2016
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
3 minuti dopo il Big Bang
He
H+
He++
D+
Altri
74%
25%
1%
tracce
H
l’Universo primordiale era molto povero di specie chimiche
17/09/2016
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Dopo 3 minuti
Per alcune centinaia di migliaia di anni, non successe più niente di
interessante, tranne il fatto che l’Universo continuò a espandersi e
raffreddarsi. Ma quando finalmente la temperatura raggiunse le poche
migliaia di gradi gli elettroni (380.000 anni), che fino ad allora
avevano vagato liberi, rallentando, consentirono ai nuclei di legarli a
se e formare i primi atomi neutri, ovviamente di H e He.
Da questo momento l’Universo divenne trasparente alla radiazione,
mentre la materia comincio ad addensarsi sotto l’azione della gravità.
17/09/2016
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Era della materia
Diametro: 100 milioni di anni luce
Temperatura: 3000 °k
Tempo: 379 000 anni
Nell'era della materia, i fotoni rimasti si
disaccopiarono dalla materia, formando la
radiazione cosmica di fondo.
Le asimmetrie nella distribuzione della
materia cominciarono ad attrarre altra
materia e cominciarono a formarsi stelle e
galassie.
L'era della materia perdura ancora da circa
13,7 miliardi di anni.
17/09/2016
Il '900
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Si formano le galassie e le
prime stelle
Come saranno fatte le stelle di prima generazione ?
(quelle che noi chiamiamo di Popolazione III e che ancora non sono state
trovate)
Dovrebbero essere formate unicamente di H e He
Mentre si sono osservate stelle con molti meno elementi pesanti del Sole
(Popolazione di disco), ma già più evolute (Popolazione II)
17/09/2016
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Elementi pesanti?
Il primo dubbio che gli elementi più pesanti dell’He si siano
formati nel centro delle stelle si ebbe negli anni ‘50 , quando
furono osservate, nell’atmosfera di una stella, le righe del
Tecnezio (numero atomico 43), l’elemento radioattivo prodotto
artificialmente nel 1937 da Segrè.
Questo elemento decade molto velocemente (la sua vita media è
di soli 2,6 milioni di anni) e quindi quello osservato doveva
essersi prodotto nella stella.
17/09/2016
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Il futuro?
In effetti l’universo in espansione deve fare
i conti con il contrasto dell’attrazione
gravitazionale della massa che esso
contiene.
Ma la massa della materia osservabile è solo
un decimo di quella necessaria per frenare
l’espansione, quindi per questo l’espansione
dovrebbe proseguire all’infinito, anche se
rallentata
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Ma c’è qualcosa che non torna
Confrontando un classico moto kepleriano (sistema planetario) e il moto della
materia e delle stelle della Galassia, si nota immediatamente una differenza
17/09/2016
Il '900
95
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La materia oscura
Per giustificare un tale
andamento occorre postulare
l’esistenza all’interno e ma
soprattutto all’esterno della
Galassia di una grande quantità di materia invisibile e
irrilevabile se non per i suoi
effetti gravitazionali, e per
questo chiamata:
Materia oscura
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Il Gruppo Locale
Questo spiega anche il fatto che le galassie tendono a
riunirsi in gruppi che sembrano legati gravitazionalmente, come l’ammasso della Vergine, o come il nostro
gruppo locale, che riunisce
una trentina di galassie attorno alle due più massicce,
Andromeda e la Via
Lattea
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Energia oscura
Anche a questo punto nasce un
nuovo problema: molti indizi fra
cui il più importante sono le supernove di tipo Ia, indicano che
l’espansione dell’Universo sta
accelerando.
Einstein, per ragioni ideologiche
(voleva un universo statico),
aveva introdotto un termine che
contrastasse l’azione della massa
del rallentare l’espansione.
17/09/2016
Il '900
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Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Quando entra in gioco
Ora si chiama in causa una forma di energia, di natura sconosciuta (da
qui energia oscura) che ha cominciato a far sentire la sua presenza circa 5
- 6 miliardi di anni fa, quando la materia presente nell’universo (barionica
e oscura) si è abbastanza diluita da perdere forza nel frenamento dell’espansione.
17/09/2016
Il '900
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‘900 - La nuova planetologia
Parlando di strumentazione ho trascurato le sonde che, a partire dalle
prime sonde lunari Luna e Pioneer
del 1959, hanno percorso il sistema
solare in lungo e largo.
Inizialmente queste erano solo una
nuova forma di «guerra fredda» per
dimostrare la propria tecnologia, ma
i risultati hanno rivoluzionato le
nostre conoscenze del sistema solare, dando vigore allo studio della
planetologia che ai miei tempi non
si insegnava più neanche nei corsi di
Astronomia
17/09/2016
Il '900
La sonda Cassini - Huygens
100
‘900 - La nuova planetologia
Le sonde
Ho fatto un rapido conto, dovrebbero essere 153 le sonde lanciate
nello spazio, che ci hanno portato
un numero incredibile di nuovi e
inaspettati risultati su tutti i corpi
del sistema solare (manca Plutone
verso cui sta viaggiando la sonda
New Orizons, partita nel 2006 e
che dovrebbe arrivare nel 2015, alla
velocità di 58.536 km/h), compresi
asteroidi e comete‘
Opportunity
su Marte
Il Sole visto
da SOHO
17/09/2016
Il '900
101
‘900 - La nuova planetologia
I principali risultati
Abbiamo così compreso la struttura, la natura e l’evoluzione della Luna.
Le sonde ci hanno permesso di vedere la faccia nascosta (Luna 3 - 1959)
E le missioni Apollo ci hanno portato campioni che ci hanno indicato la sua origine.
17/09/2016
Il '900
102
Marte
Molte sonde sono andate verso e su
Marte, dandoci informazioni notevoli sulla struttura del pianeta e
sulla storia evolutiva del pianeta
17/09/2016
Il '900
103
Venere - Mercurio
‘900 - La nuova planetologia
Ma numerose sono state anche le
sonde inviate verso Venere, a
partire dal Mariner 10 (1973)
che, nel suo viaggio verso
Mercurio, ha mostrato la prima
immagine del pianeta.
Ma non si è trattato di una
passeggiata solo il Venera 9
riesce ad atterrare (1975)
17/09/2016
Il '900
104
I Voyager – 1977
‘900 - La nuova planetologia
Nel 1977 furono lanciate due sonde
gemelle che ci portarono immagini e
informazioni su Giove e Saturno e i
loro sistemi satellitari
17/09/2016
Il '900
105
‘900 - La nuova planetologia
Urano - Nettuno
Visto il successo della prima sonda
il Voyager 2 fu dirottato verso
Urano (1986),
Con i suoi sottili anelli
E poi verso Nettuno (1989)
17/09/2016
Il '900
106
‘900 - La nuova planetologia
Asteroidi
Nel 1991 la sonda Galileo osserva il
primo asteroide della fascia da
vicino Gaspa
e Ida
Antecedentemente (1986) la sonda
Giotto si è avvinata a 596 km dalla cometa di Halley
17/09/2016
Il '900
107
‘900 - La nuova planetologia
La fascia di Kuiper
Con il 2000 comincia a delinearsi la
consistenza della fascia di Kuiper,
di cui noi conosciamo dal 1936 Plutone e il suo satellite Caronte,
Attualmente ne conosciamo circa
800, di cui alcuni grandi come
Plutone, ma non ci si dovrebbe
meravigliare se si trovassero corpi
delle dimensioni della Terra
Per esempio Eris (2006) è più grande di Plutone (2.326 km)
17/09/2016
Il '900
108
‘900 - La nuova planetologia
I pianeti extrasolari
Ma a partire dal 1995 Mayor e
Queloz furono in grado di annunciare la scoperata del primo pianeta
attorno ad una stella diversa dal
Sole (51 Peg).
Attualmente si conoscono 923 pianeti attorno ad altre stelle, ovviamente i metodi usati privilegiano la
scoperta di pianeti giganti e vicini
alla stella, ma attualmente siamo
arrivati a pianeti simili alla Terra, rocciosi e in zona abitabile, per esempio
Kepler-62
17/09/2016
Il '900
109
E adesso non manca altro che trovare la vita fuori
della Terra
Fine
17/09/2016
Il '900
110
