Polvere di Stelle. L affascinante viaggio di un granello di polvere. Università degli Studi di Lecce

(1)

Polvere di Stelle

L’affascinante viaggio di un granello di polvere

Loretta Campeggio Dipartimento di Fisica

Università degli Studi di Lecce

(2)

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 cm

³

(per confronto, l'aria che respiriamo contiene circa 3•10

¹⁹

molecole in 1 cm

³

).

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

Polvere di Stelle: l’affascinante viaggio di un granello di polvere

(3)

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.

Loretta Campeggio - Università degli Studi di Lecce Lecce 20 Gennaio 2005 Polvere di Stelle: l’affascinante viaggio di un granello di polvere

(4)

Distribuzione della polvere nella nostra Galassia

(5)

(6)

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

(7)

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

(8)

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

(9)

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

(10)

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.

(11)

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.

(12)

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.

(13)

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.

(14)

La Polvere Interstellare

La struttura dei grani è ritenuta essere amorfa (o policristallina) piuttosto che cristallina.

(15)

Grani di Polvere Interstellare

Dimensione: 10

^-9

÷ 10

^-7

m Massa : 10

^-20

÷ 10

^-14

g

(16)

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

(17)

La Radiazione è conosciuta come …

ü Onde Elettromagnetiche

ü Fotoni:

particelle di luce

(18)

(19)

Schematizzazione del Modello atomico

(20)

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

(21)

Ma i livelli di energia (gradini) non sono equispaziati

Stato Fondamentale Livello 1 Livello 2 Livello di Ionizzazione

Modello atomico: quantizzazione dell’energia

(22)

Modello atomico: eccitazione

(23)

Modello atomico: diseccitazione

(24)

Modello atomico: eccitazione - diseccitazione

(25)

eccitazione per collisione ed

emissione 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

(26)

Modello atomico: ionizzazione

(27)

Stato Fondamentale Stato Eccitato Stato Ionizzato

Modello atomico

(28)

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.

(29)

Interazione radiazione materia

Spettro di assorbimento

Spettro di emissione

(30)

Assorbimento ed Estinzione Interstellare

Lunga lunghezza d’onda Luce rossa

Corta lunghezza d’onda Luce blu

Minore intensità

Minore

intensit à

La maggior parte delle corte lunghezze d’onda è diffusa lontano rispetto

alla direzione iniziale

La luce rossa attraversa più facilmente le polveri

o l P

r e v e

(31)

Assorbimento ed Estinzione Interstellare

(32)

Ciclo di Vita di un Granello di Polvere Interstellare

I 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.

(33)

Stadi Evolutivi di una Stella

(34)

Stadi Evolutivi di una Stella

(35)

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!

Ciclo di Vita di un Granello di Polvere Interstellare

(36)

Importanza della Polvere Interstellare

I 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

(37)

La Polvere Interstellare

(38)

La Polvere Interstellare

(39)

MEZZO INTERSTELLARE

MEZZO INTERNUBE T_g≈10³-10⁴K

n_H≈0.1 cm^{- 3}

NUBI INTERSTELLARI d≈10 pc

NUBI OSCURE T_d ≈100 K

T_d≤50 K n_H=10-100 cm^-3 M≈10³ M_s

NUBI MOLECOLARI T_g< 100 K

T_d≈10 K

n_H= 10⁴-10⁷cm^-3 d≤100 pc

Classificazione del mezzo interstellare

NUBIT_g< 100 K n_H≈20-30 cm^-3

NUBI CIRCUMSTELLARI d<<1 pc

NEBULOSE PLANETARIE T_g≤10⁴K

T_d= 10²-10³K M < 0.1M_s d≈0.1pc DISCHI

CIRCUMSTELLARI T_d= 10²-10³K

M≤0.1 M_s d < 0.05 pc INVILUPPI

CIRCUMSTELLARI T_g≤3×10³K

T_d= 10²-10³K M < 0.1M_s d < 0.1pc NEBULOSE LUMINOSE

(NEBULOSE DIFFUSE) T_g≤10⁴K

T_d= 10-10³K n_H=10-100 cm^-3 M≤10³

NEBULOSE IN EMISSIONE (REGIONI HII) NEBULOSE

IN RIFLESSIONE GLOBULI

T_g≈100 K T_d≈10 K

n_H= 10⁴-10⁷cm^-3 d≤1pc

(40)

Ed ora, dopo tante parole, lasciamoci affascinare dai meravigliosi spettacoli

che ci offre il cosmo!

(41)

Costellazione di Orione

Nebulosa di Orione

(42)

Nebulosa di Orione

(43)

Nebulosa di Orione

(44)

Nebulosa di Orione

(45)

Trifida

(46)

CB 107

(47)

Globuli

(48)

M57 Nebulosa ad anello

nella costellazione della Lira

(49)

Nebulosa del Granchio

nella costellazione del Toro

(50)

(51)

Barnard 68

Viaggio all’interno di una nube oscura

(52)

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 10

¹⁹

particelle/cm

³

, mentre la chimica interstellare è caratterizzata da temperature assai più basse, dell’ordine di 10 K e da densità enormemente inferiori, da 10 a 10

⁷

particelle/cm

³