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CORSO di ASTRONOMIA 2006Galassie, stelle,
asteroidi, comete loro origine, costituzione e
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• I modelli cosmologici
• Da sempre luomo innalzando lo sguardo al cielo,
  si è posto degli interrogativi e ha cercato una
  risposta nella scienza e nella religione.
• Nel IV secolo a.C ARISTOTELE considera
  luniverso SFERICO e
  FINITO
• Tolomeo (100-178 d.C) sviluppa una teoria
  Geocentrica, superata solo nel 1500 con la
  rivoluzione COPERNICANA
• Galilei, Keplero, Ticho Brahe ed infine Newton
  perfezionano la teoria Eliocentrica
• L Universo è statico e la sua origine è spiegata
  dalla filosofia più che dalla scienza.

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• I modelli cosmologici
• Gli attuali modelli cosmologici si sviluppano a
  partire dalle fondamentali scoperte del secolo
  scorso nel campo della Fisica.
• Grazie a Maxwell, Planck e Einstein con la sua
  teoria della relatività generale (1917) si ha
  finalmente una nuova visione dello spazio tempo.
• La teoria di Einstein impone un Universo NON
  STATICO, in contrasto con tutte le credenze
  dellepoca.
• Per adeguarsi al senso comune, Einstein
  introdusse un termine extra, noto come costante
  cosmologica, un artefizio matematico che di
  fatto evitava levoluzione dellUniverso.
• In seguito alle successive evidenze sperimentali,
  Einstein definì lintroduzione di tale costante
  come il peggior errore della sua vita.

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La legge di Hubble

• La grande rivoluzione cosmologica è dovuta ad
  Hubble che, nel 1929, osservando le variabili
  cefeidi in 18 galassie lontane, ne ricavò la
  legge di recessione e arrivò alla conclusione che
  lUNIVERSO SI ESPANDE!
• Hubble affermò che il rapporto tra la distanza
  delle galassie e la loro velocità di recessione è
  costante VHd dove v è la velocità e d è la
  distanza. Più le galassie sono distanti, più si
  allontanano velocemente tra loro
• La costante H è chiamata costante di Hubble e fu
  stimata in 500 Km/(sec Mpc)

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• La legge di Hubble
• Hubble calcolò le distanze grazie al metodo delle
  stelle cefeidi.
• Le variabili cefeidi sono stelle pulsanti che
  prendono il nome dal più brillante membro di
  questa classe di stelle la delta Cephei.
• Esiste una relazione tra la magnitudine apparente
  e il periodo.

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• Relazione tra Periodo e Luminosità nelle Cefeidi

magnitudine
periodo
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• La legge di Hubble
• Le osservazioni di Hubble portarono alla
  conclusione che, essendo lUniverso in
  espansione, in tempi passati le galassie dovevano
  essere più vicine tra loro.
• La galassia a spirale M33 fu uno dei primi
  oggetti studiati da Hubble nel suo tentativo di
  determinare la scala di distanze delluniverso.
• Basandosi sullosservazione di variabili cefeidi
  in M33, galassia Triangolo nella costellazione
  omonima, Hubble dimostrò che essa si trova molto
  oltre i limiti noti della Via Lattea e quindi
  deve essere una galassia indipendente, analoga
  alla nostra.

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• Hubble
• Negli anni 20 e 30 cambiò la concezione
  dellUniverso, così come era accaduto con la
  rivoluzione copernicana, perché si dimostrò che
  la Via Lattea è una tra le milioni di galassie
  esistenti in un universo in espansione

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• I modelli cosmologici
• Nel 1946 George Gamow propone il modello
  cosmologico del Big Bang, secondo cui una sfera
  densissima di energia si sarebbe espansa formando
  lUniverso.
• Nel 1962 Arno Penzias e Robert Wilson scoprono
  per caso con unantenna per ricevere le microonde
  la radiazione di fondo.
• Tale radiazione non può essere originata da
  eventi sulla Terra o in una piccola parte
  delluniverso, perché è ricevuta ovunque si
  puntino i radiotelescopi.
• Si interpretò questa emissione, di 2.7 K, come
  la radiazione fossile del Big Bang di 15 miliardi
  di anni prima, e quindi come prova a favore della
  teoria.

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• Mappa della
• Radiazione Cosmica di Fondo

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Il BIG BANG

• Nellistante del Big Bang lUniverso aveva volume
  nullo e energia infinita una singolarità.
• La fisica attuale non può descrivere ciò che
  accadde durante il Big Bang, ma solo ciò che
  accadde dopo i primi 10-43 secondi.
• Le quattro forze fondamentali della natura
  (gravità, nucleare forte, nucleare debole ed
  elettromagnetica) sono unificate, e questo è reso
  possibile dalla temperatura elevatissima.
• Prima del Big Bang non hanno senso né il tempo né
  lo spazio.

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• I modelli cosmologici
• Secondo la teoria originale del big bang letà
  dellUniverso è calcolabile dividendo la distanza
  percorsa per la velocità di recessione delle
  galassie.
• Secondo le prime stime di Hubble lUniverso ha
  una età di circa 1,8 miliardi di anni.

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Cosa succede alzando la temperatura?
cristallo
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Il BIG BANG e le sue ERE

• Era inflattiva, da 10-34 a 10-32 s luniverso
  neonato si espande violentemente e a velocità
  superluminare.
• Era della radiazione, da 10-10 a 100 s
• da 10-6 a 10-4 s i quark si combinano a formare
  protoni, neutroni, antiprotoni ed antineutroni.
• da 10-4 a 1 s materia e antimateria si
  annichilano per motivi non chiari sopravvive
  solo una frazione di materia (per fortuna!).
• Da 1 s a 100 s nucleosintesi degli elementi
  leggeri.
• Era della materia, da 100 s a 500.000 anni i
  nuclei catturano gli elettroni e si formano gli
  atomi la radiazione si separa dalla materia e
  nasce la CBR.

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Il BIG BANGnasce la materia

• Dopo 100 milioni di anni cominciano a formarsi le
  galassie.
• Dopo 5 miliardi di anni cominciano ad esplodere
  le prime supernovae.
• Dopo 15 miliardi di anni dal Big Bang, ovvero al
  giorno doggi, la temperatura si è ridotta a meno
  di 3 Kelvin.

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• Rappresentazione artistica
• Dellevoluzione dellUniverso

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I Modelli Cosmologici di Friedmann

• Nel 1922 A. Friedmann ipotizzò tre diversi
  modelli di sviluppo dellUniverso
• Luniverso continua ad espandersi allinfinito.
• Luniverso si espande fino ad un massimo per poi
  cominciare a contrarsi ritornando allo stato di
  singolarità il Big Crunch.
• luniverso si espande fino ad una dimensione
  limite, permanendo poi a quelle dimensioni.

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I Modelli Cosmologici di Friedmann
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I Modelli Cosmologici di Lemaître
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La Teoria della Relatività Generale
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• I modelli alternativi
• Modello stazionario
• Il nome Big Bang fu dato non da Gamow ma dal suo
  più accesso avversario, Fred Hoyle, che proponeva
  un Universo con una creazione continua di materia
  che rimpiazzava quella che si allontanava.
• Tale modello è stato abbandonato perché in
  contrasto con le misure (CBR).
• Universi paralleli
• bolle cosmiche separate e che non
  interagiscono.
• Universo bidirezionale
• universo chiuso e finito che raggiunta una
  dimensione massima si contrae per poi
  riespandersi.

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• Riepilogo dei principali Nomi e termini ad ora
  presentati
• Universo in Evoluzione e Modello Cosmologico
  Standard
• Legge di Hubble
• Cefeidi
• Cosmic Background Radiation
• Big Bang e inflazione
• Ere dellUniverso e Nucleogenesi
• Big Crunch
• Teoria della Relatività Generale
• Modelli Cosmologici Alternativi

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• Genesi Galattica
• Dal Big Bang emerse un mare di gas (H, He e Li)
  caratterizzato da locali disomogeneità.
• Le disomogeneità diedero luogo alladdensamento
  di nubi in rotazione da cui nacquero le
  protogalassie.
• Allinterno delle protogalassie nacquero le
  protostelle, aggregati di gas in rapida
  contrazione.
• Le protostelle sufficientemente massive
  raggiunsero al loro interno la termperatura e la
  pressione necessarie allinnesco delle reazioni
  nucleari divenendo stelle.
• Le protogalassie divennero così galassie,
  aggregati di stelle, protostelle e nubi di gas
  ancora in via di aggregazione.
• Allinterno delle galassie la formazione di
  stelle è un fenomeno continuo.

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• Classificazione delle Galassie

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Schematizzazione Via Lattea
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La stellapiù vicina
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I Diagrammi di Hertzprung e Russell

• I diagrammi HR mostrano la relazione tra
  luminosità e temperatura (superficiale). Le
  stelle sono particolarmente numerose in tre
  punti
• la sequenza principale, dallangolo basso destro
  allalto sinistro
• il ramo delle Giganti Rosse, in alto a destra
• il ramo delle Nane Bianche, in basso a sinistra.

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Diagramma HR
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Diagramma HR
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Diagramma HR
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La vita delle stelle

• Le stelle nascono come nubi di gas (idrogeno)
  freddo (lato destro del diagramma H-R) che
  collassano su se stesse per effetto
  gravitazionale.
• A causa del collasso si scaldano ed emettono
  luce.
• Massa lt 0,2 MS il gas collassa e si spegne è
  una Nana Bruna, una stella abortita.
• Massa gt 0,2 MS la temperatura diventa
  sufficientemente alta da convertire lidrogeno in
  elio è una reazione nucleare che libera energie
  enormi in maniera controllata.

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La vita delle stelle

• Esaurito lH, il guscio esterno della stella si
  gonfia e si raffredda diventa una Gigante Rossa.
• Massa lt 0,5 MS il nucleo, composta da elio, non
  raggiunge temperature sufficienti a innescare
  lHe resta una Nana Bianca, calda e densissima.
• 0,5 MS lt Massa lt 3 MS lHe che compone il nucleo
  degenera e brucia in maniera violenta in carbonio
  e ossigeno rimane una Nana Bianca.

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Struttura del Sole
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Struttura del Sole

• Il Sole splende da 5 miliardi di anni e
  continuerà a farlo per altrettanto tempo.
• Il sistema si riscalderà e per raffreddarsi si
  espanderà fino allorbita di Marte.
• Il Sole diventerà una Gigante Rossa.
• Il Sole raffreddandosi rimpicciolirà fino a
  diventare una nana bianca.

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La vita delle stelle

• Massa gt 3 MS lHe del nucleo brucia prima di
  degenerare, e sostiene la stella.
• Massa lt 5 MS il nucleo di C e O degenera e non
  si innesca.
• Massa lt 9 MS il nucleo degenera e poi si innesca
  in maniera violenta, tanto da far esplodere la
  stella.
• Massa gt 9 MS il C nel nucleo brucia lentamente,
  originando Ne, Na, Mg, Si, Z e Fe.

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La morte delle stelle la fenice

• Le stelle di massa inferiore alle 3 masse solari
  concludono la loro esistenza come Nane Bainche.
• Le stelle di massa superiore alle 3 masse solari
  al termine del loro ciclo esplodono in modo
  catastrofico diventano una SUPERNOVA.
• Il materiale nucleare generato allinterno viene,
  in parte, espulso nello spazio circostante, dove
  costituirà altre stelle.
• Gli elementi pesanti, indispensabili alla vita,
  sono nati in questo modo siamo polvere di
  stelle.

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Nane Bianche

• Sono il nucleo di stelle inferiori a 3 MS rimasto
  dopo la fase di gigante rossa.
• Sono composte di O e C particolarmente densi.
• Il raggio misura alcune decine di migliaia di Km,
  la massa meno di quella solare.
• Sono molto dense un cucchiaino di materia pesa
  alcune migliaia di tonnellate!
• In esse le reazioni sono terminate, quindi sono
  estremamente fredde e poco luminose.
• Una volta raffreddate diventano Nane Nere,
  invisibili.

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Stelle di Neutroni

• Le stelle tra 4 e 8 MS esplodono in Supernovae
  espellendo gli strati esterni.
• Il nucleo collassa su se stesso e i suoi protoni
  ed elettroni si combinano, lasciando solo
  neutroni molto compatti.
• Il raggio misura 20 Km, la massa meno di 1,4 MS
• Sono molto dense un cucchiaino di materia pesa
  alcuni miliardi di tonnellate!
• Hanno forti campi magnetici.

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Pulsar

• Pulsar sono stelle di neutroni in rapida
  rotazione attorno ad un asse che non coincide con
  quello magnetico. La radiazione viene emessa solo
  in uno stretto cono attorno allasse magnetico.

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Buchi Neri

• Nascono da supernovae di stelle particolarmente
  massicce, in cui il residuo sia di almeno 3 MS.
• La forza gravitazionale è tale da superare ogni
  repulsione tra i componenti della materia la
  fisica usuale cessa di valere, si ha una
  singolarità.
• Lo spazio nei dintorni del buco nero viene
  distorto in modo tale che neppure la luce può
  evadere.
• Si pensa che la grandissima attività rilevata in
  alcuni nuclei galattici possa essere dovuta alla
  presenza di un buco nero.

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Quasar

• Sono gli oggetti più distanti e luminosi che
  riusciamo ad osservare (la prima ad essere
  osservata dista 2 miliardi di anni luce!).
• Si pensa si tratti di nuclei galattici
  particolarmente attivi.

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alla prossima serata