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Polvere di StelleL’affascinante viaggio di un
granello di polvere
Loretta Campeggio Dipartimento di Fisica
Università degli Studi di Lecce
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Loretta Campeggio - Università degli Studi di Lecce Lecce 20 Gennaio 2005
Nonostante l'immenso spazio tra le stelle sia
più vuoto del vuoto più spinto mai ottenuto sulla Terra, esso è riempito da un mezzo estremamente rarefatto detto mezzo interstellare.
Ha una densità estremamente piccola: un solo atomo in 10 cm3 (per confronto, l'aria che respiriamo contiene circa 3•1019 molecole in 1 cm3).
E’ costituito per il 99% da gas: idrogeno, elio e una piccola percentuale di elementi più pesanti; il resto è rappresentato da una miscela di minute particelle solide, dette grani interstellari o polvere cosmica. Vediamo dove si colloca il mezzo interstellare nella nostra Galassia.
La Materia interstellare
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La nostra Galassia
Un anno luce è la distanza percorsa dalla luce in un anno. Considerando che la luce si muove alla velocità di circa 300.000 Km/s, un anno luce equivale a 9,46 milioni di milioni di Km. Un parsec equivale a 3,26 anni luce.
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Distribuzione della polvere nella
nostra Galassia
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Il primo tentativo di descrivere la forma della Via Lattea e la posizione del Sole al suo interno venne effettuato nel 1785 da Herschel, che contò accuratamente il numero di stelle presenti in differenti parti del cielo.
Forma della nostra Galassia
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Usando un metodo perfezionato, Jacobus Kapteyn arrivò nel 1920 a descrivere una piccola galassia ellissoidale (diametro circa 15 kiloparsec), con il Sole vicino al centro.
Forma della nostra Galassia
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Un metodo differente introdotto da Harlow Shapley, basato sulla posizione degli ammassi globulari, dette un risultato completamente differente: un disco piatto, del diametro di circa 70 kiloparsec, con il Sole molto lontano dal centro.
Forma della nostra Galassia
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Entrambe le tecniche non prendevano in considerazione la presenza della polvere interstellare nel piano galattico.
Dopo che Robert Julius Trümpler quantificò tale presenza nel 1930, nacque la descrizione odierna della nostra galassia.
Forma della nostra Galassia
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Il Gas Interstellare
Il gas interstellare è composto per circa
il 99% da idrogeno, presente sia allo stato atomico che molecolare.
Tuttavia, nello spazio interstellare, sono state osservate diverse
molecole, anche molto complesse.
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Abbondanze delle molecole interstellari rispetto all’ idrogeno. Il numero tra parentesi indica il logaritmo in base 10 dell’abbondanza della molecola considerata: ad esempio (-8) si deve leggere 10-8. Con l’asterisco sono indicate alcune molecole di interesse biologico.
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La Polvere Interstellare
Storicamente il primo tentativo serio di determinare l'origine e la composizione della polvere cosmica fu fatto dall'astronomo olandese H. Van de Hulst. Egli nel 1949 suggerì che la polvere fosse costituita da particelle di ghiaccio con tracce minime di altre sostanze come l'idrogeno molecolare, l'ammoniaca e il metano. Secondo Van de Hulst le particelle si formavano per condensazione della materia interstellare.
Oggi si ritiene, senza escludere del tutto la presenza di ghiaccio, che la composizione della polvere interstellare sia prevalentemente un’altra.
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La Polvere Interstellare
E’ ormai assodato che nello spazio interstellare coesistono particelle di diversa composizione.Attualmente si ritiene che circa il 60% della massa totale della polvere presente nel mezzo diffuso consista di silicati amorfi. La rimanente parte dovrebbe essere costituita da sostanze carbonacee (grafite e carbone amorfo), nonché da materiali organici refrattari che formano la parte esterna dei grani detti core-mantle, costituiti da un nucleo generalmente silicatico rivestito da un mantello più o meno spesso. Nulla di nuovo rispetto ai materiali terrestri.
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La Polvere Interstellare
La struttura dei grani è ritenuta essere amorfa (o policristallina) piuttosto che cristallina.
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Grani di Polvere Interstellare
Dimensione: 10-9 ÷ 10-7 mMassa : 10-20 ÷ 10-14 g
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Proprietà del Mezzo Interstellare
Per comprendere le proprietà del mezzo interstellare dobbiamo capire come materia e radiazione interagiscono
Faremo quindi una breve panoramica sul modello atomico e
parleremo per sommi capi di Assorbimento, Emissione Eccitazione e Ionizzazione
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La Radiazione è conosciuta come …
Onde Elettromagnetiche
Fotoni: particelle di luce
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Schematizzazione del Modello
atomico
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La rampa è un esempio di situazione continua
Come nel caso di una scala l’energia di un atomo è quantizzata
Modello atomico: quantizzazione dell’energia
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Ma i livelli di energia (gradini) non sono equispaziati
Stato Fondamentale
Livello 1
Livello 2
Livello di Ionizzazione
Modello atomico: quantizzazione dell’energia
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Stato Fondamentale
Livello 1
Livello 2
Livello di Ionizzazione
Modello atomico: eccitazione
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Stato Fondamentale
Livello 1
Livello 2
Livello di Ionizzazione
Modello atomico: diseccitazione
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Modello atomico: eccitazione -
diseccitazione
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eccitazione per collisione edemissione di radiazione
eccitazione per assorbimento di radiazione e conseguente emissione La radiazione emessa in funzione della
lunghezza d’onda determina lo spettro di emissione.
Modello atomico: eccitazione - diseccitazione
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Stato Fondamentale
Livello 1
Livello 2
Livello di Ionizzazione
Modello atomico: ionizzazione
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Stato Fondamentale
Stato Eccitato Stato Ionizzato
Modello atomico
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Radiazione emessa da una stella
Una stella emette radiazione su tutte le possibili lunghezze d’onda. Quest’ultimo tipo di spettro è detto continuo o anche radiazione di corpo nero.
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Interazione radiazione materia
Spettro di assorbimento
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Spettro di emissione
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Assorbimento ed Estinzione
Interstellare
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Lunga lunghezza d’ondaLuce rossa
Corta lunghezza d’ondaLuce blu
Minore intensità
Minore intensità
La maggior parte delle corte lunghezze d’onda è diffusa lontano rispetto
alla direzione iniziale
La luce rossa attraversa più facilmente le polveri
Pol
vere
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Assorbimento ed Estinzione
Interstellare
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Ciclo di Vita di un Granello di Polvere
InterstellareI grani di polvere cosmica hanno un loro ciclo vitale: nascono, si evolvono e infine muoiono.
La maggior parte della polvere presente nella Galassia è prodotta nelle atmosfere di stelle fredde in cui si determinano le condizioni di temperatura, densità e pressione necessarie per la formazione di particelle solide.
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Stadi Evolutivi di una Stella
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Stadi Evolutivi di una Stella
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I grani sono espulsi dalla stella con una velocità di 1000 km/s ma il loro viaggio fra le stelle dura ben poco:
ben presto entreranno a far parte di una nube!
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Ciclo di Vita di un Granello di Polvere Interstellare
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Importanza della Polvere
InterstellareI grani di polvere:• agiscono come catalizzatori per la
formazione delle molecole di idrogeno
• preservano le molecole all’interno delle nubi interstellari• determinano la temperatura delle nubi
• permettono la formazione di nuove stelle
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La Polvere Interstellare
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La Polvere Interstellare
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MEZZO INTERSTELLARE
MEZZO INTERNUBE Tg 103-104 K
nH 0.1 cm- 3
NUBI INTERSTELLARI d 10 pc
NUBI OSCURE
Td 100 K
Td 50 K
nH=10-100 cm-3
M 103 Ms
NUBI MOLECOLARI Tg < 100 K
Td 10 K
nH = 104-107 cm-3
d 100 pc
Classificazione del mezzo interstellare
NUBITg < 100 K
nH 20-30 cm-
3
NUBI CIRCUMSTELLARId 1 pc
NEBULOSEPLANETARIETg 104 K
Td = 102 -103 K
M < 0.1Ms
d 0.1pc
DISCHICIRCUMSTELLARITd = 102-103 K
M 0.1 Ms
d < 0.05 pc
INVILUPPI CIRCUMSTELLARITg 3 103 K
Td = 102 -103 K
M < 0.1Ms
d < 0.1pc
NEBULOSE LUMINOSE(NEBULOSE DIFFUSE)Tg 104K
Td = 10-103 K
nH=10-100 cm-3
M 103
NEBULOSE IN EMISSIONE(REGIONI HII)
NEBULOSEIN RIFLESSIONE
GLOBULI Tg 100 K
Td 10 K
nH = 104-107 cm-3
d 1pc
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Ed ora, dopo tante parole,lasciamoci affascinare
dai meravigliosi spettacoliche ci offre il cosmo!
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Costellazione di Orione
Nebulosa di Orione
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Nebulosa di Orione
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Nebulosa di Orione
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Nebulosa di Orione
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Trifida
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CB 107
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Globuli
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M57 Nebulosa ad anello
nella costellazione della Lira
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Nebulosa del Granchio
nella costellazione del Toro
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Barnard 68
Viaggio all’interno di una nube oscura
Loretta Campeggio - Università degli Studi di Lecce Lecce 20 Gennaio 2005
Polvere di Stelle: l’affascinante viaggio di un granello di polvere
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Conclusioni
Studiando i processi fisici osservati nelle nubi interstellari, gli astronomi sperano di chiarire i meccanismi di base che determinano comportamento, composizione ed evoluzione del mezzo interstellare e, in un'ottica ancora più ampia, sperano di comprendere più profondamente la successione di eventi che portano alla formazione delle stelle e quindi anche dei pianeti. Lo studio del mezzo interstellare in laboratorio è particolarmente difficile perché la chimica di laboratorio è caratterizzata da temperature di 300 K o più e da densità di 1019 particelle/cm3, mentre la chimica interstellare è caratterizzata da temperature assai più basse, dell’ordine di 10 K e da densità enormemente inferiori, da 10 a 107 particelle/cm3.Loretta Campeggio - Università degli Studi di Lecce
Lecce 20 Gennaio 2005
Polvere di Stelle: l’affascinante viaggio di un granello di polvere