Astronomia 1
Dove sono i corpi celesti?

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

Sfera celeste
Coordinate equatoriali o
assolute
Valgono per qualsiasi
osservatore (sistema assoluto)
Polo nord, polo sud ed equatore
celesti
Meridiano celeste fondamentale

passante per i punti
equinoziali (21.3 γ, 23.9
ω)

γ e ω: intersezione fra
equatore celeste ed
eclittica
Posizione assoluta di un corpo
celeste

Declinazione: distanza
angolare dall’equatore
celeste (latitudine)

Ascensione retta distanza
angolare dal meridiano
celeste fondamentale in
senso antiorario(longitudine)
Coordinate relative

Per l’osservatore:
Zenit
orizzonte astronomico (piano dell’orizzonte
apparente passante per il centro della Terra)
Posizione di un corpo celeste:
coordinate altazimutali
Meridiano locale: passa
per zenit e polo nord
celeste
 Altezza: distanza angolare

dall’orizzonte (latitudine)

Azimut: distanza
angolare dal sud in
senso orario (!)
longitudine
Lo spazio è affollato?

Distanze
– Unità astronomica: 150 milioni km
– anno luce: circa 104 miliardi di km (v. l. 3 105
km / s)
– parsec
parallasse

Parallasse annua: metà dello
spostamento angolare apparente di
una stella nell’arco di 6 mesi rispetto
alle stelle più lontane
Il Parsec
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

se l’angolo di parallasse vale 1 secondo (1")
la distanza dell'oggetto vale 1 parsec (pc)
= 3.26 a.l.
D(parsec) = 1/ p(parallasse in secondi)


più un oggetto è lontano minore è l’angolo di parallasse
metodo preciso fino a 100 parsec (1/100 di secondo di grado)
Quali strumenti si usano?
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

I corpi celesti inviano tutti i tipi di radiazione
l’atmosfera le scherma tutte tranne; luce (UV
vicino), IR, OR
luce e IR (300-800 nm): telescopi (Keck sul
Mauna Kea, very large telescope VLT, Cile)
OR: radiotelescopi, antenne paraboliche. In
serie: radiointerferometri (Socorro, New
Mexico, Medicina IT), corpi celesti privi di
luce o troppo lontani
telescopi
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
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
Sistema per concentrare la luce
in un punto: fuoco
Uno specchio concavo
concentra le radiazioni
Potere di risoluzione: distanza
minima fra due punti visti
come distinti, aumenta
all’aumentare delle dimensioni
dello specchio, diminuisce
all’aumentare di λ
Ingrandimento: aumenta
all’aumentare della distanza
focale (fuoco-specchio)

Telescopi orbitanti: Hubble NASA 1990 specchio 2,4 m
prestazioni 4 volte migliori vs telescopi terrestri
costellazioni,



stelle raggruppate alle quali sono stati attribuiti nomi
di animali, di oggetti e di figure mitologiche
è un raggruppamento di stelle vicine le une alle altre
solo per ragioni prospettiche e non prodotto da una
reale prossimità fisica.
oggi individuano in maniera univoca un settore ben
determinato della sfera celeste.
Che cosa troviamo nello spazio?
Galassie
 Nebulose
 Mezzo interstellare

Il Mezzo interstellare 99% gas
idrogeno (73% in massa), elio (25% in massa) e da minime
percentuali di altri elementi (ammoniaca, formaldeide,ossido di
carbonio, altre sostanze organiche!)
 bassa densità e pressione
 in forma atomica (neutra o ionizzata) o molecolare.
 l’idrogeno
- atomico (più frequente)
- ionizzato
- molecolare (difficile da osservare)

Come si distinguono i diversi tipi
di idrogeno?
SPETTRI DI EMISSIONE
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
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
un corpo solido scaldato diventa prima
rosso e poi sempre più chiaro fino a
divenire bianco
un corpo nero emette uno spettro continuo
di emissione
la luce che proviene da un gas rarefatto ad
alta temperatura dà uno spettro di emissione
a righe
il tipo di righe emesse è specifico e
caratteristico per ciascun elemento o
composto.
analizzando le righe spettrali è possibile
eseguire una vera e propria analisi chimica
a distanza
spettri di emissione



atomico (idrogeno neutro o Regioni H I) emette una riga
di 21 cm (onde radio) più frequente
ionizzato (Regioni H II) riga H nel rosso (immagine)
molecolare difficile da osservare
Il Mezzo interstellare:
polveri



La polvere è formata da particelle solide di
minuscole dimensioni (0,1 - 1 ),( ghiacci).
L’effetto principale della polvere è quello di
assorbire e di diffondere (scattering) la luce.
diminuzione della luminosità delle stelle.
nebulose




50% del mezzo interstellare si concentra in nubi
gravitazionalmente legate
luoghi ideali per la formazione di nuove stelle.
la materia nebulare può interagire in modo
diverso con la radiazione proveniente dalle stelle
le nebulose ci appaiono come macchie di luce
diffusa, tre tipi fondamentali di nebulose
– Oscure
– In emissione
– In riflessione
Nebulose oscure
si manifestano come macchie scure sul fondo
stellato. Presentano dimensioni di pochi
parsec (5-10 pc)
 Testa di cavallo

Nebulose in emissione
Sono regioni
contenenti stelle
giovani e massicce
 Emissione di luce
rossastra (Neb. Di
Orione) derivante
dall’idrogeno
ionizzato (regioni H
II)

nebulose in riflessione
Se le stelle nella nebulosa sono più fredde
 il gas e le polveri diffondono e riflettono la
radiazione emessa (colori bluastri)
 No idrogeno ionizzato

Altre nebulose



Nebulosa planetaria: fase terminale della vita di
una stella simile al Sole
Una stella nana bianca al centro
guscio di gas e polveri (espulse dalla stella) a
circa 1 anno luce dal centro..
Nebulosa da supernova



La fase terminale della vita di una stella massiccia è una
esplosione (supernova)
Il residuo forma una nebulosa
Particolarmente studiata la nebulosa del Granchio (Crab Nebula),
prodotta da una supernova osservata nel 1054 ed ancor oggi
perfettamente visibile
Galassie

stelle e nebulose sono raggruppati dalla forza di
gravità in una galassia

In base alla loro forma: spirali, ellittiche ed irregolari.
se le spire non partono dal nucleo galattico sono dette
spirali barrate.

La via Lattea
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

galassia a spirale (barrata?)
il sole si trova a circa 3/5 del raggio sul braccio di Orione
forma di un disco del diametro di circa 100.000 anni luce.
spessore del disco 1500 anni luce, in prossimità del centro un
rigonfiamento detto nucleo galattico (spessore circa 15.000 anni luce).
Le spire ruotano sul piano galattico
circa 100 miliardi di stelle,
intorno alla galassia un enorme alone di materia oscura (non luminosa)
che manifesta i suoi effetti gravitazionali modificando il comportamento
della rotazione galattica.

galassia ellittica: contengono
prevalentemente stelle di
popolazione II antiche, oltre 10
miliardi di anni , solo idrogeno ed elio


galassie a spirale: contengono
prevalentemente stelle di
popolazione I (come il sole) , più
recenti, contengono quantità più o
meno apprezzabili di tutti gli altri
elementi chimici
galassie irregolari: prive di simmetria
(nubi di Magellano)
Perché le galassie hanno forme diverse?

Ipotesi:
le galassie si sarebbero formate dalla
condensazione di gas in rotazione e in contrazione
gravitazionale, la struttura della galassia dipende
dalle condizioni in cui si sono formate
– contrazione lenta: galassia ellittica.
– contrazione piu’ rapida, materiale arricchito dalle
esplosioni di supernovae: galassie a spirale.
Distribuzione delle galassie




Alcune galassie hanno un legame gravitazionale
ammassi di galassie (anni Trenta Chioma di
Berenice).
Gli ammassi formati solo da qualche decina di
galassie sono detti gruppi.
Via Lattea + una ventina di piccole galassie che
che ruotano intorno ad un baricentro comune.
– Gruppo Locale. (es Andromeda, 2 Nubi di Magellano)

Gli ammassi
superammassi.
si
possono
aggregare
in