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Polvere di StelleL’affascinante viaggio di un

granello di polvere

Loretta Campeggio Dipartimento di Fisica

Università degli Studi di Lecce

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

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

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.



Distribuzione della polvere nella

nostra Galassia



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



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.




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.




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.




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.



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.

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.




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.




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



Grani di Polvere Interstellare

Dimensione: 10-9 ÷ 10-7 mMassa : 10-20 ÷ 10-14 g



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



La Radiazione è conosciuta come …

Onde Elettromagnetiche

Fotoni: particelle di luce



Schematizzazione del Modello

atomico



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



Ma i livelli di energia (gradini) non sono equispaziati

Stato Fondamentale

Livello 1

Livello 2

Livello di Ionizzazione

Modello atomico: quantizzazione dell’energia



Stato Fondamentale

Livello 1

Livello 2


Modello atomico: eccitazione



Stato Fondamentale

Livello 1

Livello 2


Modello atomico: diseccitazione



Modello atomico: eccitazione -

diseccitazione



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



Stato Fondamentale

Livello 1

Livello 2


Modello atomico: ionizzazione



Stato Fondamentale

Stato Eccitato Stato Ionizzato

Modello atomico



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.



Interazione radiazione materia

Spettro di assorbimento



Spettro di emissione

Assorbimento ed Estinzione

Interstellare



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

Assorbimento ed Estinzione

Interstellare



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.



Stadi Evolutivi di una Stella



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

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



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

Ed ora, dopo tante parole,lasciamoci affascinare

dai meravigliosi spettacoliche ci offre il cosmo!



Costellazione di Orione

Nebulosa di Orione



Nebulosa di Orione

Trifida

CB 107

Globuli

M57 Nebulosa ad anello

nella costellazione della Lira

Nebulosa del Granchio

nella costellazione del Toro

Barnard 68

Viaggio all’interno di una nube oscura



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


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