QUESITI A RISPOSTA APERTA

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1 QUESITI A RISPOSTA APERTA 1.Che cosa sono gli spettri stellari e quali informazioni si possono trarre dal loro studio? Lo spettro di un qualsiasi corpo celeste altro non è che l insieme di tutte le frequenze contenute nella luce emessa da quello stesso corpo celeste: gli spettri stellari hanno uno sfondo continuo solcato da una serie di righe nere (rughe di assorbimento) la cui posizione dipende dalla intima costituzione della materia e dallo stato fisico in cui essa si trova (temperatura, densità, pressione e presenza di campi magnetici più o meno intensi). Dalla analisi degli spettri stellari si possono avere informazioni in merito alla composizione chimica ed alla temperatura superficiale della stella: inoltre la comparsa di righe di assorbimento nello spettro è indice della presenza di una atmosfera stellare con temperature inferiori rispetto a quelle delle regioni interne. Lo studio degli spettri può essere utile anche nella determinazione della velocità radiale di una stella: lo spostamento a lunghezze d onda maggiori o inferiori è infatti indice di un allontanamento oppure di un avvicinamento della sorgente all osservatore. 2. Spiega quali forze sono in gioco nella formazione di una stella a partire da un ammasso di gas. La formazione delle stelle a partire da un ammasso di gas è regolata dalla forza di attrazione gravitazionale che può innescare dei processi di contrazione gravitazionale al termine dei quali si ottengono degli aggregati indicati anche con il termine di globuli di Bok, dal nome dell astronomo che nel 1947 li osservò per primo. Per effetto di questi processi di contrazione gravitazionale, questi aggregati si riscaldano: inizialmente il calore viene dissipato nello spazio circostante, successivamente però il collasso gravitazionale porta alla formazione di una protostella. La contrazione prosegue ed il nucleo della protostella si riscalda: se la massa della nebulosa è sufficientemente elevata, la protostella continua a riscaldarsi fino a raggiungere i dieci milioni di gradi; in queste condizioni, si innescano le reazioni di fusione termonucleare e la protostella si trasforma così in una stella. 3. Descrivi le caratteristiche delle nane bianche e illustra le principali tappe che portano alla loro origine. Le nane bianche sono stelle estremamente piccole e poco luminose: sebbene le loro dimensioni non superino quelle della Terra, la loro massa può essere anche superiore a quella del Sole: per questo motivo la loro densità può esser anche un milione di volte superiore a quella dell acqua. All interno di una nana bianca non si verificano più delle reazioni di fusione nucleare: questi oggetti celesti sono pertanto destinati a raffreddarsi, perdere progressivamente luminosità sino a trasformarsi in una nana nera. Le nane bianche rappresentano la stadio finale del ciclo evolutivo di stelle con una massa simile a quella del Sole: queste stelle, dopo l esaurimento dell idrogeno nel nucleo, danno inizio ad una nuova reazione di fusione nucleare, nella quale l elio si trasforma in carbonio. L energia liberata da queste nuove reazioni di fusione nucleare porta alla formazione di una gigante rossa: inizialmente gran parte del gas che circonda la porzione interna della gigante rossa comincia a distribuirsi nello spazio interplanetario, formando una nebulosa planetaria; quando tutta la massa gassosa si è dispersa nello spazio interplanetario si forma una nana bianca in cui non sono più presenti fonti di energia. 4. Come si formano le stelle a neutroni. Le stelle a neutroni si formano a partire da stelle con una massa almeno dieci volte superiore rispetto a quella del Sole: in queste stelle, dopo l esaurimento dell idrogeno nel nucleo, si forma una supergigante rossa nella quale si verificano tutta una serie di nuove reazioni di fusione termonucleare in cui si ottengono elementi sempre più pesanti. In breve, si arriva ad una situazione in cui il nocciolo della stella è costituito essenzialmente da nuclei di ferro, la temperatura è nell ordine dei 10 miliardi di gradi e la densità è circa un miliardo di volte maggiore rispetto a quella dell acqua; in queste condizioni i nuclei di ferro si disintegrano in particelle alfa, ovvero in nuclei di elio: 1

2 56 Fe 13 4 He + 4 n Questa reazione nucleare tuttavia non produce energia ma assorbe energia, portando quindi ad una notevole diminuzione della temperatura: l agitazione termica delle particelle di gas non è quindi più in grado di bilanciare la forza gravitazionale, e tutta la massa collassa verso la regione centrale; le parti più esterne della stella, compresse durante la caduta libera verso il centro, si riscaldano a molti milioni di gradi, ma poiché in quelle parti più esterne abbondano ancora nuclei in grado di dar luogo a reazioni nucleari, queste si scatenano nel giro di poche decine di minuti. La stella produce ora molta più energia di quanta non sia in grado di dissiparne e quindi esplode lanciando nello spazio circostante tutti i prodotti delle reazioni nucleari: si è formata una supernova. Al centro della supernova rimane un corpo celeste con un raggio di pochi chilometri e con una densità che è circa un miliardo di volte superiore a quella dell acqua: in queste condizioni, protoni ed elettroni vengono, per così dire, uniti tra loro a formare dei neutroni ed il nucleo centrale della supernova si trasforma in una stella di neutroni. 5. Quali eventi causano la trasformazione di una stelle sequenza principale in una gigante rossa? Dapprima si arrestano le reazioni di fusione nucleare, perché è stato consumato quasi tutto l'idrogeno del nocciolo: in tali condizioni riprende quindi la contrazione gravitazionale e la stella si scalda; quando nello strato esterno al nucleo la temperatura è sufficientemente elevata, inizia la fusione dell'idrogeno e la stella si espande, mentre nel nocciolo si innescano le reazioni di fusione dell'elio con produzione di carbonio. 6. Descrivi quali sono le differenze e le somiglianze tra: a. una gigante rossa e una gigante azzurra della sequenza principale; b. una nana rossa della sequenza principale e una bianca; c. una nana rossa e una gigante rossa; d. una stella azzurra e una stella rossa della sequenza principale. Una gigante rossa ha una temperatura superficiale inferiore rispetto ad una gigante azzurra, e dimensioni superiori o simili; analogamente una nana rossa ha una temperatura superficiale inferiore rispetto a una nana bianca e dimensioni maggiori. Una nana rossa ed una gigante rossa hanno dimensioni diverse ma temperature superficiali uguali; poiché infine le stelle della sequenza principale sono nella stessa fase evolutiva, la stella azzurra ha una temperatura superficiale e quindi una massa maggiore rispetto ad una stella rossa. 7. Che cos'è il nocciolo di una stella? La sua composizione chimica si modifica nel tempo? Perché? Il nocciolo di una stella ne rappresenta la zona in cui si verificano le reazioni di fusione nucleare: la sua composizione e le sue dimensioni si modificano a mano a mano che si innescano nuove reazioni di fusione nucleare. 8. In quali fasi dell'evoluzione stellare e in quali condizioni vengono prodotti gli elementi pesanti? Gli elementi più pesanti vengono prodotti nella fase di gigante o supergigante rossa o nella fase di supernova, in condizioni di temperatura decisamente superiori rispetto a quelle associate alla fusione dell idrogeno. 9. Qual è la sorgente dell'energia stellare? Quali sono le caratteristiche delle reazioni che avvengono nelle stelle? La fonte dell energia stellare è costituita dalle reazioni di fusione nucleare, nel corso delle quali si ha la trasformazione di massa in energia: queste reazioni di fusione di nuclei atomici richiedono temperature e pressioni elevatissime (in queste condizioni la materia è allo stato di plasma) e in genere hanno un difetto di massa, in quanto la soma delle masse dei reagenti è superiore alla soma delle masse dei prodotti. Questa differenza di massa viene convertita in energia in base alla relazione di Einstein: 2

3 E=mc 2 dove m è il difetto di massa e c è la velocità della luce; quando tuttavia i nuclei di ferro si disintegrano in particelle alfa: 56 Fe 13 4 He + 4 n si ha un incremento della massa e la reazione risulta assorbire energia, portando quindi ad una brusca diminuzione della temperatura. 10. All'interno delle stelle la materia può assumere caratteristiche diverse da quelle degli stati fisici che osserviamo sulla Terra; spiega come si organizza la materia: nel nocciolo di una stella della sequenza principale; in una nana bianca; in una stella a neutroni. In una stella della sequenza principale il nocciolo contiene materia allo stato di plasma; una nana bianca è formata da materia allo stato degenere: gli elettroni sono separati dai nuclei, ma si dispongono intorno ad essi avvicinandosi il più possibile gli uni agli altri fino a quando la repulsione elettrostatica non impedisce un ulteriore collasso. Nella stelle a neutroni, invece, si verifica la fusione di protoni ed elettroni. I diversi stati di aggregazione dipendono sia dai valori di temperatura esistenti nei diversi corpi, sia dalla diversa pressione generata dalla contrazione gravitazionale, sia dalla presenza o assenza di pressione radiativa che contrasta la pressione gravitazionale. 11. La forza gravitazionale esercita un ruolo decisivo nella vita di una stella, in particolare nelle fasi iniziali e terminali: spiegane i motivi. Nelle fasi iniziali, la forza di attrazione gravitazionale determina un aumento locale della densità, provocando il collasso della nube di gas dalla quale avrà origine la protostella: durante la contrazione, l'energia gravitazionale viene convertita in calore che in parte riscalda l'interno della protostella. Raggiunte temperature intorno al migliaio di kelvin, la protostella inizia a emettere radiazioni infrarosse. Nelle fasi finali della vita di una stella, quando cessano le reazioni nucleari, la forza gravitazionale determina il collasso della stella: l evoluzione successiva, poiché la forza gravitazionale dipende dalla massa, è condizionata dalla massa della stella. 12. Spiega perché nell Universo si ritrovano gli stessi elementi chimici presenti sulla Terra. Tutti gli elementi chimici presenti nell Universo, e quindi anche sulla Terra, si sono formati attraverso le reazioni nucleari che avvengono all interno delle stelle durante il ciclo evolutivo di queste ultime; in particolare sono le stelle di massa maggiore che, attraverso successive reazioni di fusione nucleare, possono portare alla formazione anche degli elementi chimici con masse atomiche maggiori. Queste stelle, nella fase finale del loro ciclo evolutivo, esplodono lanciando nello spazio circostante tutti i prodotti delle reazioni nucleari, formando così una supernova; a partire da questi detriti si sono formati anche i pianeti del Sistema Solare, tra cui ovviamente anche la Terra. 13. Perché le stelle invecchiano con velocità diversa? Le stelle invecchiano con una diversa velocità in quanto al variare della loro massa varia la velocità con cui si verificano le reazioni di fusione termonucleare all interno del loro nucleo; le osservazioni indicano che quanto maggiore è la massa di una stella, tanto maggiore è la sua luminosità: le stelle di massa più piccola che si conoscano hanno massa pari a qualche centesimo della massa solare e sono quasi un milione di volte meno luminose; le stelle con masse di circa cento volte quella del Sole sono un milione di volte più luminose. Questo significa che le stelle di piccola massa dispongono di un combustibile nucleare cento volte più piccolo del Sole, ma lo consumano anche un milione di volte più lentamente: sono stelle povere di capitale energetico, ma dispongono delle loro fonti con molta parsimonia. Al contrario, le stelle di grande 3

4 massa, pur avendo una quantità di combustibile nucleare superiore rispetto al Sole, lo sperperano rapidamente e lo consumeranno in un tempo minore. 14. Quali sono le fasi finali della vita di una stella di grande massa? Nelle stelle con massa superiore a quella del Sole, una volta esaurito l idrogeno nel nucleo si forma una gigante rossa, all interno della quale si verificano tutta una serie di nuove reazioni di fusione termonucleare in cui si ottengono elementi sempre più pesanti. Si arriva così ad una situazione in cui il nocciolo della stella è costituito essenzialmente da nuclei di ferro: in queste condizioni i nuclei di ferro si disintegrano in particelle alfa attraverso reazioni nucleari che assorbono energia. La temperatura quindi diminuisce bruscamente e l agitazione termica delle particelle di gas non è quindi più in grado di bilanciare la forza gravitazionale: il processo di contrazione gravitazionale determina un nuovo incremento della temperatura. Le parti più esterne della stella si riscaldano a molti milioni di gradi, ma siccome in quelle regioni abbondano ancora nuclei in grado di dar luogo a reazioni nucleari, queste si scatenano nel giro di poche decine di minuti: la stella quindi esplode formando una supernova. Al centro della supernova la densità è circa un miliardo di volte superiore a quella dell acqua: in queste condizioni, protoni ed elettroni vengono, per così dire, uniti tra loro a formare dei neutroni ed il nucleo centrale della supernova si trasforma in una stella di neutroni; se la massa iniziale della stella è molto grande, anche il gas di neutroni non è in grado di arrestare il collasso gravitazionale e si forma un buco nero, ovvero una regione contenente una massa così elevata in un volume così piccolo che anche la luce non può uscirne. 15. Come si stabilisce la composizione chimica delle stelle? La composizione chimica delle stelle può essere definita attraverso gli esami spettroscopici, che analizzano la luce proveniente dai corpi celesti dando origine ad uno spettro, ovvero alla sequenza delle frequenze (o delle lunghezze d onda) emesse dalla regione superficiale di una stella. Poiché le frequenze (o le lunghezze d onda) dipendono dalla natura chimica delle sostanze gassose presenti nelle regioni superficiali delle stelle, l esame degli spettri ci può dare delle informazioni in merito alla composizione chimica delle stelle. 16. Descrivi quali informazioni si possono ricavare dallo studio degli spettri stellari. Analizzando l'intensità delle radiazioni presenti nello spettro e determinando la posizione delle righe di assorbimento è possibile stabilire la composizione chimica della parte superficiale di una stella e la corrispondente temperatura superficiale. Ogni elemento chimico assorbe sempre le medesime radiazioni: confrontando le righe presenti nello spettro di una stella con gli spettri di assorbimento ottenuti in laboratorio utilizzando atomi, molecole o ioni di composizione nota, si può risalire alla composizione della parte più superficiale dell'astro. L'analisi degli spettri ha permesso di scoprire che nell'involucro esterno delle stelle ci sono sostanzialmente idrogeno e elio. La temperatura superficiale di una stella può essere determinata considerandone il colore e la classe spettrale: le stelle hanno un infatti un colore diverso a seconda della loro temperatura. 17. Una stella di colore rosso ha una temperatura superficiale superiore o inferiore rispetto a una stella gialla? Perché? Una stella di colore rosso ha una temperatura superficiale inferiore: essa emette in prevalenza radiazioni rosse, che hanno una lunghezza d'onda maggiore e un'energia minore rispetto alle radiazioni gialle; lo studio dell'emissione di radiazioni da parte dei corpi dimostra che la frequenza della radiazione è inversamente proporzionale alla temperatura assoluta superficiale del corpo emittente. 18. Spiega perché il metodo della parallasse, usato per calcolare la distanza delle stelle, può essere utilizzato solo per le stelle che si trovano in un raggio di 100pc. In quale modo può essere determinate la distanza per le stelle più lontane? 4

5 Il metodo della parallasse può essere utilizzato solo per calcolare la distanza di stelle relativamente vicine in quanto, per le stelle oltre i 100 pc, non è possibile misurare in maniera accurata il valore dell angolo di parallasse: è chiaro infatti che il valore di quest angolo è tanto più piccolo quanto maggiore è la distanza dell astro dalla Terra. Per le stelle la cui distanza dalla Terra è maggiore di 100 pc, è possibile utilizzare la seguente relazione tra magnitudine apparente e magnitudine assoluta: M = m + 2,5 log(102/d2) In base ai dati spettroscopici, infatti, le diverse stelle possono essere classificate in una serie di classi spettrali: in particolare conoscendo la classe spettrale è possibile risalire alla luminosità assoluta e quindi la stessa magnitudine assoluta; conoscendo la magnitudine assoluta è possibile risalire alla distanza di una stella mediante applicazione della relazione sopra riportata. Nel caso in cui infine la stella di cui si vuole calcolare la distanza sia una cefeide, è possibile utilizzare il metodo delle cefeidi in cui a partire dal periodo di pulsazione si ricava prima la magnitudine assoluta e poi la distanza. 19. Le stelle, nel corso della loro esistenza, occupano sempre la medesima posizione sul diagramma H-R? Spiega perché. La posizione sul diagramma dipende dalle dimensioni della stella e dalla sua temperatura superficiale: questi due parametri si modificano nel corso dell evoluzione di una stella in relazione al variare della pressione gravitazionale e della pressione radiativa; per questo motivo la posizione di una stella nel diagramma HR varia nel corso della sua evoluzione. 20. Spiega la differenza del livello evolutivo tra una stella della sequenza principale ed una gigante rossa. Le stelle che appartengono alla sequenza principale si trovano in una condizione di stabilità e all interno del loro nocciolo convertono l idrogeno in elio; nel ciclo evolutivo di una stella, lo stadio di gigante rossa è lo stadio successivo a quello delle stelle della sequenza principale, e si viene a creare nel momento in cui nel nucleo si è esaurito l idrogeno. 21. Dopo aver spiegato la costruzione del diagramma HR e il suo significato, chiarire in cosa consistono le eccezioni alla sequenza principale. Il diagramma HR è stato costruito utilizzando i parametri relativi alle stelle di cui si conosce la distanza: questo diagramma può essere ottenuto riportando in ascissa la classe spettrale (e quindi la temperatura) e in ordinata la magnitudine assoluta (e quindi la luminosità). Esaminando il diagramma è possibile osservare come la maggior parte delle stelle si disponga lungo una fascia che si sviluppa diago-nalmente dalla sinistra in alto alla destra in basso: questa porzione del diagramma HR è chiamata sequenza principale ed è formata da stelle di piccole dimensioni, in cui l idrogeno presente nel nucleo viene trasformato in elio attraverso delle reazioni di fusione nucleare. Le altre stelle del diagramma si addensano in differenti zone: - lungo una fascia orizzontale alla quale è stato dato il nome di zona delle giganti rosse; - in una zona in alto a destra che comprendente tutti i tipi spettrali alla quale è stato dato il nome di zona delle supergiganti rosse; - in una zona, detta delle nane bianche, collocata in basso a sinistra. 22. Secondo il modello evolutivo delle stelle, quali caratteristiche hanno in comune le stelle della sequenza principale? Tutte le stelle che appartengono alla sequenza principale trasformano, nel nocciolo, idrogeno in elio: queste stelle sono inoltre stabili e mantengono pressoché costanti le loro dimensioni. 23. Descrivi i vari tipi di stelle e la loro collocazione sul diagramma HR. Sugli assi orizzontali del diagramma HR sono rappresentati i diversi tipi spettrali e le temperature decrescenti da sinistra verso destra; sugli assi verticali sono invece indicate la luminosità e la magnitudine 5

6 assoluta, crescenti dal basso verso l alto. La maggioranza delle stelle è collocata lungo una fascia chiamata sequenza principale, che raccoglie tutte le stelle in condizioni di equilibrio nel cui nucleo l idrogeno viene convertito in elio attraverso processi di fusione termonucleare. Nel tratto superiore della sequenza principale vi sono le supergiganti blu, nella parte mediana vi è il Sole e nel tratto inferiore le nane rosse. Al di fuori della sequenza principale vi sono le giganti e le supergiganti rosse, molto luminose perché di grandi dimensioni ma con bassa temperatura; in basso a sinistra le nane bianche, poco luminose ma con temperatura elevata. 24. Per quale motivo il diagramma HR può essere definito un istantanea dell Universo? Il diagramma HR può essere definito come un istantanea dell Universo perché in esso compaiono contemporaneamente stelle di età diversa caratterizzate da un differente stadio di evoluzione: è come se noi cercassimo di ricostruire le fasi di sviluppo degli esseri umani partendo da una fotografia di gruppo in cui compaiono persone di tutte le età. 25. L ipotesi del big-bang è suffragata da diverse evidenze sperimentali: il candidato descriva queste evidenze e le connessioni con la grande esplosione. Le tre principali evidenze sperimentali che confermano l ipotesi del big-bang sono costituite dal moto di recessione delle galassie, dalle percentuali di idrogeno ed elio presenti nell Universo attuale e dalla presenza della radiazione cosmica di fondo. Nel 1929 Edwin Hubble osservò che lo spostamento per effetto Doppler delle galassie è tanto maggiore quanto maggiore è la loro distanza: egli dedusse quindi che le galassie si allontanano da noi tanto più velocemente quanto maggiore è la loro distanza. Questa prima osservazione sperimentale ha portato alla formulazione dell ipotesi del big-bang, secondo la quale l Universo, all inizio, era caratterizzato da densità e temperature straordinariamente elevate: in seguito ad una grande esplosione, nel giro di frazioni di secondo, si verificò un aumento del volume dell Universo di miliardi e miliardi di volte, con una rapida diminuzione della temperatura. La seconda evidenza sperimentale è costituita dalle percentuali di idrogeno ed elio presenti nell Universo: se non si fosse verificato il big-bang tutto l elio deriverebbe dalle reazioni di fusione nucleare delle stelle; la quantità di elio rilevata è però troppo grande (specialmente nelle regioni in cui non ci sono stelle) ed uniforme ovunque. Ciò è in accordo con l ipotesi che parte dell elio si sia formato nell Universo primordiale, prima della nascita delle stelle e delle galassie. La terza e più convincente prova è costituita dall esistenza della radiazione cosmica di fondo: se l Universo è il risultato di un esplosione verificatasi circa 15 miliardi di anni fa, questo stesso Universo dovrebbe essere oggi pervaso da una radiazione costituita dai fotoni prodotti in seguito al big-bang che, per effetto Doppler, dovrebbero dar luogo a delle onde radio. Nel 1965 Arno Penzias e Robert Wilson rilevarono queste radiazioni che possono essere quindi considerate come l eco del big-bang. 26. La legge di Hubble ed il red-shift. Con il termine red-shift si intende indicare lo spostamento (per effetto Doppler) verso il rosso delle righe di emissione di una sorgente luminosa che si allontana rispetto all osservatore: nel 1929 Edwin Hubble scoprì che per le galassie questo spostamento verso il rosso è tanto maggiore quanto maggiore è la loro distanza. Hubble dedusse quindi che esse si allontanano da noi tanto più velocemente quanto maggiore è la loro distanza e formulò tale concetto nella legge qui riportata: v = H d in cui v è la velocità di recessione, H è la costante di Hubble e d è la distanza. La legge di Hubble fu di fondamentale importanza in quanto, evidenziando l espansione dell Universo, portò poi alla formulazione della teoria del big-bang. 6

7 27. Dopo aver spiegato che cosa sono gli ammassi aperti e precisato dove si trovano, illustratene le più importanti caratte-ristiche. Gli ammassi aperti sono costituiti da gruppi di stelle di recente formazione che si trovano sul piano galattico e che sono immerse all interno della materia interstellare: a differenza degli ammassi globulari, che sono dispersi nell alone galattico, essi sono meno fittamente popolati. Le stelle presenti in un ammasso aperto sono cioè numericamente molto inferiori a quelle presenti in un ammassi globulare: inoltre le stelle sono meno vicine le une alle altre (e proprio per questo sono chiamati ammassi aperti). 7

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