Le stelle e l'universo

1. Caratteristiche delle stelleCaratteristiche delle stelle
Le stelle si trovano a
distanze enormi dalla
Terra. Per misurare
queste distanze si usa
l'anno luce, cioè la
distanza che percorre la
luce viaggiando nel
vuoto a 300.000 Km/sec
per un anno, ovvero
9500 miliardi di Km.

2. Caratteristiche delle stelleCaratteristiche delle stelle
La stella più vicina al sistema
solare si trova a 4 anni luce da noi
(proxima centauri).
È a cusa di questa grande distanza
che le stelle, che anche più grandi
del sole ci appaiono come puntini.
Se due stelle sono identiche ma si
trovano a distanze diverse dalla
Terra quella più vicina ci appare più
brillante di quella lontana.

3. Esistono molti tipi di stelle, che
possono differire molto tra di loro per
le dimensioni ed il colore
Le giganti rosse sono molto
più grosse del nostro Sole
che a sua volta è molto più
grande di quelle di una nana
bianca. Le nane bianche
hanno dimensioni molto più
grandi delle stelle di
neutroni.
Vega: 3 volte il
raggio solare
Sirio e Altair: 1,5/ 1,7
volte il raggio solare
Sirio B e Omicron
Eri: poco più grandi
della Terra
Deneb: 50 raggi solari
Alfa acquari: 110
Beta Pegaso: 150
Zeta Auriga: 160
Antares: 230
Orbite dei pianeti interni
Le stelle, in funzione delle loro
dimensioni, sono classificate in:
• Nane
• Giganti
• SuperGiganti
Le stelle SUPERGIGANTI
possono raggiungere
dimensioni (raggio, diametro,
volume) di quasi 1.000 volte
superiore alle NANE.

4. Nome
comune
Costellazion
e
Colore Luminosità
Relaz. Sole
Mv Temp
Sup.
K
Diametr
o
Dista
n-za
a.l.
Stagio
-
ne
Note
Arturo Bootes Arancio 115 (s) -0,06 4500 32 (s) 37 Primav. gigante
Spica Vergine biancoblu 2.300 (s) +1,0 2000
0
8 (s) 275 Primav. binaria
eclisse
Regolo Leone biancoblu 160 (s) +1,3
6
1300
0
4 (s) 85 Primav. sull’eclittica
Deneb Cigno biancoblu 100.000 (s) +1,3 9700 290 (s) 2000 Estate s.gigante
Vega Lira blu 50 (s) 0,00 1000
0
3 (s) 25 Estate luce stabile
Altair Aquila Biancazzurr
a
9 (s) +0,7
7
8600 1,5 (s) 16,6 Estate ellittica
Antares Scorpione rossa 9000 (s) ? +1,0 2800 700 (s) 500 Estate s.gigante
Betelgeuse Orione rossa 15.000 (s) +0,8 3000 800 (s) 650 Inverno s.gigante.
Rigel Orione biancazzurr
a
60.000 (s) +0,1
4
1200
0
50 (s) 900 Inverno s.gigante
Sirio Cane Magg. bianca 26 (s) -1,42 1000
0
1,8 (s) 8,7 Inverno doppia
Aldebaran Toro rossarancio 125 (s) +0,8
6
3400 37 (s) 68 Inverno gigante
Capella Auriga Gialla oro 160 (s) +0,0
5
6000 13 (s) 43 Inverno gigante
(s) = rispetto al nostro Sole
Alcune fra le stelle più belle e luminose dell’emisfero boreale

5. Il colore delle stelle dipende
dalla temperatura della loro
superficie:
Le stelle più fredde (3000°-
5000°) hanno colore dal rosso
scuro all'arancio.
Le stelle con temperature
superficiali di 6000° hanno
colore giallo.
Le stelle con T di 10.000 gradi
hanno colore bianco, mentre
quelle con T alte di circa
20.000° C sono le stelle giganti
azzurre.

6. Analizzando lo spettro della luce
proveniente dalle stelle fornisce agli
astrofisici informazioni riguardo alla
composizione delle stelle.
Lo spettro in fisica è la
figura di diffrazione creata
dalla scomposizione di
luce o più in generale
radiazioni
elettromagnetiche
proveniente da una
sorgente in funzione della
lunghezza d'onda (o, il
che è equivalente, della
frequenza o del numero
d'onda) mediante il
passaggio attraverso un
prisma di vetro o un
reticolo di diffrazione.

7. Come il nostro
sole le stelle si
sono formano a
partire da una
nube di materiale
interstellare
collassata.
Ovvero la forza
di gravità fa
cadere il
materiale verso
un centro.
Origine delle stelleOrigine delle stelle

8. La vita e la morte delle stelleLa vita e la morte delle stelle
L'energia delle stelle è nucleare: deriva dalla fusione di due
atomi di idrogeno che diventano un atomo di Elio. Nella
trasformazione una piccolissima parte della massa dei primi
due atomi si perde: viene trasformata in energia secondo la
relazione di Einstein:
E = mc2
Dove m è la massa che viene persa (piccolissima) e c è la
velocità della luce pari a 300.000 Km/sec.
Le reazioni iniziano ad
avvenire quando dalla
nebulosa iniziale si
condensa e le condizioni
di pressione e
temperatura innescano
le reazioni nucleari.

9. La stella durante la sua vita
rimane stabile finché la
pressione esercitata dalle
radiazioni emesse bilancia la
gravità, impedendo agli strati
esterni di collassare nel nucleo.
Le stelle muoiono quando
esauriscono la loro scorta di
combustibile nucleare.
La vita di una stella può durare
miliardi di anni, comunque il
destino di una stella dipende
dalla sua massa.

10. Betelgeuse, gigante rossa della costellazione
di Orione, vista e fotografata dal telescopio
spaziale Hubble.
La stella continua la sua vita normale fino a che non
si esaurisce l’idrogeno nel cuore della stella.
Questi continui bruciamenti-fusione dell’idrogeno,
sugli strati esterni del nucleo, fanno ricadere gli
elementi risultanti dalla fusione (He ….) , sul nucleo
stesso, aumentandone la massa-peso .
Raggiunto un limite specifico, la stella non sopporta
più il proprio peso e subisce un nuovo e più profondo
collasso che può portare il nucleo a temperature di
circa 100 milioni di gradi.
A questa temperatura avviene la fusione-bruciamento
dell’Elio che con la sua pressione ristabilisce
momentaneamente l'equilibrio termodinamico .
L’involucro esterno, invece, subisce una dilatazione
che porterà l’astro ad ingigantirsi e, di conseguenza, a
raffreddarsi in superficie.
Questa fase segna il passaggio che porterà
l'astro allo stato di gigante rossa.
La fine delle StelleLa fine delle Stelle

11.  Dalle Giganti Rosse alle Nane Bianche
Non tutte le stelle, una volta arrivate allo stato di Gigante Rossa, sono in grado di raggiungere
temperature sufficienti nel nucleo per il bruciamento dell’elio e di altri elementi più pesanti. In effetti,
se la massa della stella è modesta, come il nostro Sole, tale situazione non si presenta.
Comunque vada, tutte le stelle fino ad una massa pari a circa 1,5 volte quella del Sole, una volta
esaurite tutte le riserve di materiale nel nucleo, subiscono un profondo collasso gravitazionale a
causa del proprio peso, espellendo contemporaneamente, nello spazio circostante, tutta la materia
dell’involucro esterno e formando così quello stato che in astronomia si chiama nebulosa
planetaria. Al centro rimane solo il nucleo, messo a nudo perchè privato del gas esterno in
espansione; tale nucleo, luminosissimo, prende il nome di nana bianca ; per cause meccaniche,
la sua rotazione è dell’ordine di alcune decine di giri per ogni secondo.
Nebulose Planetarie con nana bianca al centro.
A sinistra la Spirograph; a destra la Formica
La fine delle stelleLa fine delle stelle

12.  Quando le stelle esplodono: Le Supernove
Il processo che porta all’esplosione di una
stella è quasi simile a quello visto fino ad
ora ma con una rilevante differenza,
dipendente dalla massa iniziale della stella
che, in questi casi, deve essere di almeno
1,5 volte quella del Sole. Questa variante
riguarda il core: il collasso, che avviene al
termine della combustione degli elementi
presenti nel nucleo, è repentino a tal punto
da liberare enormi quantità di energia in
pochissimi secondi. La reazione a questo
rapido collasso è appunto una grande
esplosione di tipo meccanico più che
nucleare .
Al momento dell’esplosione la
temperatura del nucleo può raggiungere
alcuni miliardi di gradi!!!!!
Queste stelle, prima di raggiungere lo
stato limite che le porterà ad esplodere,
attraversano la fase di Super Gigante
Rossa, le cui dimensioni superano di
centinaia di volte il raggio solare.

14.  Le Supernove
La “storia” della stella Sanduleak esplosa come supernova SN1987A nel febbraio del 1987. E’ la supernova più
studiata in tutta la storia dell’astronomia ; ad essa dobbiamo la conferma di modelli teorici precedenti e l’elaborazione
di nuovi modelli molto dettagliati su questo straordinario fenomeno, fase terminale dell’evoluzione di stelle massicce.

16.  Resti di supernove e stelle di Neutroni
A seguito dell’esplosione di una stella, i resti del materiale che circondava il nucleo vengono sospinti
nello spazio circostante a velocità dell’ordine delle migliaia di km/s. Man mano che il fronte gassoso
espulso avanza attraverso la spazio circostante , allontanandosi dalla stella progenitrice, va ad
occupare un volume sempre maggiore, raffreddandosi e diventando sempre meno visibile. Sarà questo
materiale che andrà a costituire parte di nuove stelle di popolazione “I”.
Parte della nebulosa ‘’Velo del Cigno” nella costellazione del Cigno Nebulosa (parte) Simeis147 nella costellazione del Toro

17.  La teoria dei Buchi Neri
Un “buco nero” è un corpo (!?)
celeste estremamente denso, dotato di
un'attrazione gravitazionale mostruosa,
talmente elevata da non permettere
l'allontanamento di alcunché dalla sua
superficie, nemmeno di radiazioni
elettromagnetiche, luce inclusa. Tale
superficie ideale è denominata
orizzonte degli eventi. Poiché
neanche la luce riesce a fuggire da
questo orizzonte, l'oggetto celeste
risulta invisibile: la sua presenza può
essere attestata solo indirettamente.
Per formare un buco nero la stella
progenitrice deve avere una massa
pari ad almeno 8 volte quella del
nostro Sole. Stelle di queste
dimensioni sono molto rare nel nostro
universo; per questo e per quanto detto
sopra è molto difficile individuare con
certezza quella voragine gravitazionale
chiamata “buco nero”.
Una stella ed un buco nero costituenti un sistema binario.
La materia della stella, cadendo nell’enorme campo gravitazionale
del buco nero spiraleggia e, infine, vi scompare dentro
definitivamente

18.  La teoria dei Buchi Neri
Gli astronomi pensano che
al centro di ogni galassia
dell’universo ci sia un buco
nero supermassiccio che,
in diverse occasioni, può
essere rilevato attraverso la
materia che cade dentro il
suo campo gravitazionale,
emettendo radiazioni X,
gamma e radio , facilmente
rilevabili .
La foto qui a fianco mostra il
nucleo di una galassia nel
cui centro sembrano
verificarsi quei fenomeni che
danno prova dell’esistenza di
un buco nero
supermassiccio.

19.  Cosa sono e come si differenziano fra loro
Lo spazio interstellare non è vuoto, ma è attraversato da una tenue materia
composta da gas e polveri, la quale ci si presenta sotto due diversi aspetti:
visibile e non visibile.
Alla prima categoria è stato dato il termine di “nebulose”, cioè agglomerati di
gas e pulviscolo interstellare con densità media di 1.000 volte superiore alla
normalità. Inoltre, l’estensione di queste nubi, normalmente decine e, a volte,
centinaia di a.l., fa sì che si rendano appariscenti se illuminate dalla luce di una o
più stelle, ad esse vicine , contemporaneamente.
Le NebuloseLe Nebulose
Ci sono nebulose che emanano
luce non direttamente generata da
loro, ma attraverso un
meccanismo di diffusione. E’ per
questo che sono chiamate
nebulose diffuse. Ciò che rende
effettivamente visibili questi
oggetti è il solo pulviscolo, che
costituisce appena l’uno per cento
del gas. Per avere una idea della
quantità di polvere in una di
queste nebulose, bisognerebbe
disperdere un cucchiaino di
sabbia in un cubo di 700 Km di
lato!

20.  Nebulose ad emissione
Si manifestano attraverso un fenomeno diverso dalla diffusione e lo fanno con
meccanismi che non coinvolgono il pulviscolo, ma il gas. Difatti le stelle vicine o
immerse nella nebulosa stessa, eccitano l’idrogeno presente nella nube,
ionizzandolo, trasformando così l’invisibile radiazione ultravioletta emessa dalle
stelle, in radiazione visibile. Pertanto le nebulose ad emissione fanno un’opera di
trasformazione: assorbono, attraverso il gas presente, la radiazione più intensa delle
stelle e la riemettono sotto forma di radiazione visibile per l’occhio umano.
Nebulosa denominata Laguna
(M8) visibile nella costellazione
del Sagittario

21. Nebulose a riflessione e nebulose a emissione si trovano spesso
insieme, qualche volta sono entrambe definite come nebulosa diffusa.
Nebulosa di Orione (M42)
esempio di nebulosa diffusa
Le nebuloseLe nebulose

22.  Ammassi Globulari
Gli ammassi globulari annoverano da decine a centinaia di migliaia di stelle,
agglomerate in un raggio di centinaia di a.l.
A differenza degli ammassi aperti, i globulari sono situati nell’alone della
Galassia e seguono delle orbite ellittiche intorno al centro galattico con un
tempo medio di circa 300 milioni di anni.
Gli ammassi globulari , pur attraversando due volte per ogni rivoluzione il piano
della loro galassia, l’enorme spazio vuoto fra stella e stella, rende estremamente
improbabile delle collisioni.
Ammasso globulare (M13)
visibile nella costellazione di
Ercole

23. Le GalassieLe Galassie

24. Le GalassieLe Galassie
 Cosa è una Galassia?
Una Galassia è il sistema più grande e meglio organizzato di stelle che popola l’Universo.
Possiamo paragonare le galassie a degli Universi-isola che “galleggiano” nello spazio.
Oltre alle stelle, le galassie contengono, in diversa percentuale, zone composte da polveri e
gas che, sotto particolari condizioni, andranno a formare il materiale dal quale nasceranno
le nuove stelle e i loro pianeti.
Galassia M33, visibile
nella costellazione del
Triangolo.
Foto di Paolo Calcidese
dell’Osservatorio
Astronomico della Regione
Valle d’Aosta a Saint-
Barthélemy

25.  Caratteristiche della nostra Galassia
Questa immensa isola che è la
nostra Galassia, ha la forma di un
disco molto appiattito, di almeno
100.000 anni-luce (a.l.) di diametro
e solamente 2.000-6.000 a.l. di
spessore,
Ad oggi sono stati individuati
sicuramente almeno 3 bracci della
spirale : uno detto del Sagittario
che si trova a 6.000 a.l. in
direzione del centro della Galassia;
un altro il braccio di Orione nel
quale si trova il Sole; il terzo è il
braccio del Perseo a 5.000 in
direzione periferica.

26.  Caratteristiche della nostra Galassia(2)
Diversamente dall’apparenza, la
distanza media fra 2 stelle
“vicine”, del disco della Galassia, è
molto elevata: nella zona dove è
posto il nostro Sole è di circa 6 a.l.,
paragonabile a 2 chicchi di mais
lontani fra loro di 200 km! Queste
distanze medie si riducono
sensibilmente andando verso il
centro, dove si pensa che le stelle
dovrebbero avere una distanza
media reciproca di qualche
settimana luce!!
Le GalassieLe Galassie
Ricostruzione artistica della nostra Galassia

27.  Cosa è la Via Lattea?
La Via Lattea è la GALASSIA cui appartiene il sistema solare; essa è
anche nota come la Galassia, per antonomasia
In ASTRONOMIA OSSERVATIVA, il termine designa la debole banda di
luce bianca che attraversa la sfera celeste, formata dalle stelle situate
nel disco della galassia stessa.
E’ proprio a causa dell’elevato numero di stelle visibili in quella direzione
che ci appare come una via biancastra cui è stato dato appunto il nome
di Lattea. Questa via si allarga in direzione del centro della Galassia ,
che si trova nel Sagittario) a causa dello spessore del bulge che è
maggiore di quello del disco.
Le GalassieLe Galassie
Parte della Via Lattea

28.  La classificazione delle Galassie
Una delle cose che ha colpito di più gli astronomi dopo l’avvento della fotografia, è stata la grande
varietà di forme delle Galassie. Una prima descrizione dettagliata e tuttora valida della morfologia è
stata fatta da H. Hubble nel lontano 1926. Secondo Hubble esistono tre grandi categorie di galassie:
le Ellittiche, le Spirali e le Irregolari.
Le GalassieLe Galassie

29.  La classificazione delle Galassie: le Ellittiche
 La classificazione delle Galassie: a spirale

30. L'espansione dell'universoL'espansione dell'universo
L'Universo è un gigantesco spazio vuoto,
in cui di tanto in tanto (molto raramente) si
incontrano granellini di materia
incandescente (stelle).
Studiando gli spettri della luce delle stelle
è stato scoperto che tutte le altre galassie
si stanno allontanando da noi, e più sono
lontane più velocemente si allontanano.
Questo è stato scoperto grazie all'effetto
red shift, ovvero lo spettro delle stelle
lontane è spostato verso il rosso.
Questo si spiega con l'effetto Doppler.

31. Effetto DopplerEffetto Doppler
L'effetto Doppler è un
cambiamento apparente della
frequenza o della lunghezza
d'onda di un'onda percepita
da un osservatore che si trova
in movimento rispetto alla
sorgente delle onde.
La luce delle stelle si
comporta come il suolo di una
sirena che si allontana da noi

32. Espansione dell'universoEspansione dell'universo
L'allontanamento delle galassie si
può spiegare se si pensa che
l'Universo si stia espandendo e
durante l'espansione lo spazio
trascina con se le galassie.

33. Il Big BangIl Big Bang
Se immaginiamo di vedere al
contrario il film dell'Universo
vedremmo che tutte le galassie,
tornando indietro nel tempo, si
avvicinano fra di loro, fino a
convergere in un unico punto
dove circa 15,5 miliardi di anni fa
era presente tutta la materia e
l'energia dell'universo: quel
momento iniziale è il Big Bang.
Con questa esplosione hanno
inizio lo spazio ed il tempo come
li conosciamo noi.

34. Il Big BangIl Big Bang
La teoria prevede che ancora oggi una parte dell'energia iniziale del
Big Bang sia diffusa in tutto lo spazio, visto che lo spazio si è
espanso si tratterà di una radiazione a bassissima temperatura.
Questa radiazione esiste ed è stata misurata (3° K) e si chiama
radiazione di fondo.

35. Il destino dell'Universo dipende dalla quantità di
materia che esso possiede. Noi possiamo misurare
la materia visibile ma sappiamo che esiste (e
dovrebbe essere moltissima) anche la materia
oscura di cui si sa ancora poco.
Universo chiuso
In un universo chiuso, mancando l'effetto repulsivo
dell'energia oscura, la gravità fermerebbe
l'espansione dell'universo, che inizierebbe quindi a
collassare in un'unica singolarità (Big Crunch)
analoga al Big Bang.
Universo aperto
Se la materia si rivelasse “poca”, l'universo si
espanderebbe indefinitamente, rallentando di poco il
suo moto a causa della forza di gravità. Con l'energia
oscura l'espansione non solo è continua, ma è pure
in accelerazione. Le possibilità circa il destino ultimo
di un universo aperto sono o la morte termica, o il Big
Freeze, o il Big Rip, in cui l'accelerazione provocata
dall'energia oscura diventa così forte che supera gli
effetti delle forze gravitazionale, elettromagnetica e
nucleare debole.