V LICEO
Prof. Barberis
“La mia idea è che all’origine e nella storia
dell’Universo si manifesti un grande disegno. Noi
non siamo semplici creature del caso e della
necessità, ma partecipiamo in un ruolo centrale
al grande dramma cosmico”.
Sir John Eccles
Da “Il mistero uomo”
FINE
Non si può stare di fronte ad un cielo stellato
senza provare stupore, meraviglia ed
interesse
Anche per questa ragione da sempre gli uomini di
scienza hanno cercato di sondare e studiare il cielo,
uno scenario che ogni notte ritorna senza apparenti
modifiche con una ciclicità regolare e prevedibile
C’è anche un aspetto pratico
• orientamento
• andamento stagioni – tempi di
lavoro agricoli
• misura del tempo
Per questa ragione l’astronomia, la scienza che studia i corpi
celesti ha origini antiche (India III millennio a.C., Cina e
Mesopotamia I millennio a.C.)
( posizione e previsione movimenti degli astri )
• mondo antico ( NO strumenti ; NO idea di ricercare cause
fisiche )
XVI SECOLO Keplero, Galileo e Newton
ASTROFISICA
( applica le leggi fisiche allo
studio dei corpi celesti )
COSMOLOGIA
COSMOGONIA
( origine ed evoluzione ( origine ed evoluzione di
dell’Universo )
galassie, sistemi planetari …
dell’attuale Universo )
Terra al centro dell’Universo
•
natura diversa dagli altri corpi celesti ( eterni e
immutabili )
• origine ed evoluzione dell’Universo ( nella composizione e
nelle dimensioni )
• stelle ( fatte di materia, nascono, evolvono e si spengono )
• Terra ( le sue particolari caratteristiche dipendono dal
luogo, dal modo e dal tempo in cui si è formata )
F = G m1* m2
r2
Insieme dei corpi in movimento che risentono in modo
apprezzabile dell’attrazione gravitazionale
Stella che produce autonomamente luce e altre
radiazioni elettromagnetiche
INTORNO si muovono 9 pianeti : corpi opachi, freddi,
traiettorie ellittiche intorno al sole e ruotano su loro
stessi ( rotazione e rivoluzione )
Distanza media 150.000.000 km
 corpo solido – rigido
 approssimativamente
sferico e piccolo se
confrontato con il sole
 diametro 12.750 km
Satellite della Terra
Corpi opachi di dimensioni
variabili legati per attraz.
gravitaz. ad un pianeta attorno a
cui rivoluzionano
Le STELLE, pur essendo distanti tra loro, risentono
dell’attrazione gravitazionale delle stelle circostanti;
per questo non sono isolate ma aggrappate in sistemi
detti GALASSIE.
Nelle galassie, le stelle si muovono compiendo una lenta
rivoluzione intorno al centro della galassia
IL SOLE APPARTIENE ALLA VIA LATTEA
La Via Lattea contiene centinaia di miliardi di stelle
Ha una forma a spirale con un diametro di 1 miliardo di miliardo di miliardi di km
( diametro di 100.000 anni luce )
IL SISTEMA SOLARE SI TROVA IN UNA POSIZIONE ABBASTANZA
PERIFERICA E SI MUOVE INTORNO AL CENTRO DELLA GALASSIA
COMPIENDO UNA RIVOLUZIONE IN 225 MILIONI DI ANNI
( galassie satelliti
della Via Lattea )
Appaiono come deboli chiazze luminose
Gruppi di galassie trattenuti da una
forza di attrazione gravitazionale
AMMASSO DELLA VERGINE
• 60 milioni di anni luce da noi ;
• Circa 2000 galassie
In tre dimensioni
risulta essere
distribuito in un
raggio di oltre 30
milioni di anni luce
Particolare delle galassie più
lontane che finora sono state
osservate
Materia interstellare : lo spazio tra gli astri
appare vuoto, anche se è costituito da un gas di
particelle molto rarefatte o da polveri
Nebulose : zone più opache e dense rispetto allo
spazio circostante in cui si stanno formando
nuove stelle
Nebulosa di Orione
Se noi pensassimo di considerare tutte le stelle che possono essere racchiuse
entro una sfera, avente il centro nel nostro Sole e un raggio di circa 10 anni
luce, ci accorgeremmo solamente della presenza di una decina di altre
stelle, la più vicina delle quali è Alfa Proxima Centauri, distante dal Sole
circa 4,5 anni luce (la sua luce, quindi, impiega 4,5 anni prima di arrivare
fino a noi).
Se noi aumentassimo il raggio della nostra ipotetica sfera a 100 anni luce,
potremmo racchiudere qualche migliaio di Stelle. Se il raggio aumentasse
ulteriormente, fino ad arrivare a 1000 anni luce, avremmo qualche milione
di stelle: queste, però, sarebbero una minima parte delle stelle presenti
nella nostra galassia, che ha un diametro di circa 100 000 anni luce e uno
spessore, al centro, di 15 000 anni luce. Il Sole, infatti, fa parte di una
galassia contenente circa 100 miliardi di Stelle: la via Lattea, ben visibile in
estate, come una striscia luminosa che percorre il cielo. Le stelle sono
talmente numerose che non possiamo distinguerle separatamente e, ai
nostri occhi appaiono come una scia luminosa. La Via Lattea è una galassia
a spirale; il Sole si trova su uno dei bracci laterali, molto distante dal
centro.
INDICE
Fino al 1609 l'unico mezzo di osservazione per l'uomo è stato l'occhio: in
quell'anno Galileo Galilei ha puntato verso il cielo il primo cannocchiale e nello
stesso secolo ,nel 1688, Newton prima di formulare la teoria della gravitazione
universale , ha costruito un moderno telescopio a riflessione, che gli valse la
nomina a membro della Royal Society. Poi sono stati costruiti cannocchiali e
telescopi via via migliori come lavorazione, più grandi come diametro e perciò
capaci di vedere meglio e più lontano nell'universo. Spettroscopi, lastre
fotografiche e altri strumenti ausiliari, nel secolo scorso hanno reso più efficaci
i cannocchiali e i telescopi per l'indagine del cielo. Dalla metà del nostro secolo
il radiotelescopio è venuto a portare il suo contributo all'analisi degli astri e
poco dopo satelliti artificiali e sonde lanciati dall'uomo hanno cominciato a
vagare nello spazio. Tuttavia, nessuno strumento è capace di fornire
immediatamente all'uomo una misura, o anche una semplice stima, della
distanza a cui si trova l'oggetto celeste verso il quale è diretto. Proprio per
questo, le stelle ci sembrano tutte a un'eguale distanza da noi e le giudichiamo
appartenenti a una superficie sferica che rivolge a noi la sua concavità. A
occhio nudo, soltanto la Luna e il Sole presentano un disco chiaramente
riconoscibile. Un modesto telescopio permette di osservare abbastanza
facilmente il disco (molto più piccolo) di Venere, Marte, Giove e Saturno e
intuitivamente ci si rende conto che questi astri devono essere più vicini. Ma le
stelle restano dei punti anche quando le guardiamo o le fotografiamo con i più
potenti telescopi e sembrano tutte alla stessa distanza
Stando fermi in un punto della Terra e osservando il cielo per una notte
intera, lo vediamo ruotare: molte stelle scompaiono verso occidente, altre
stelle sorgono da oriente; il Sole, che era tramontato sotto l'orizzonte verso
ovest, ricompare a est il mattino successivo. Viaggiando di notte verso sud,
lungo un meridiano terrestre, possiamo veder comparire sopra l'orizzonte
(e proprio verso sud) stelle prima invisibili; contemporaneamente altre
stelle scompaiono sotto l'orizzonte, in direzione nord. Quanto più rapido
sarà il viaggio, tanto più evidente sarà il fenomeno; ma già gli antichi lo
avevano notato, e noi possiamo vederlo bene stando comodamente seduti
nella sala di un planetario. Le osservazioni precedenti portano alla
conclusione che il cielo è una sfera e non una semisfera; ma questo l'uomo
lo ha capito abbastanza presto, mentre per molti secoli si è discusso il valore
da attribuire al raggio della sfera celeste. Soltanto in tempi relativamente
recenti (la prima misura di una distanza stellare è del 1838) è stato possibile
dimostrare che il problema non aveva senso e che la superficie sferica sulla
quale le stelle sembrano infisse è una pura apparenza. Il cielo non è
assimilabile all'involucro di un pallone: quello che vediamo è l'intero
volume del pallone, occupato da stelle che si trovano a distanze molto
diverse da noi, anche se i nostri sensi non ci consentono di cogliere
intuitivamente tale realtà. I sensi ci ingannano poi anche in un altro modo,
dandoci l'impressione di occupare proprio il punto centrale del pallone, o
dell'universo.
SFERA CELESTE ( è un modello matematico )
Non percependo le diverse distanze che ci separano dai corpi celesti, questi appaiono tutti
proiettati su di una superficie sferica, di raggio infinitamente grande, al cui centro si trova
la Terra, il nostro punto d'osservazione. Per muoverci agevolmente lungo la sfera celeste è
necessario individuare allora delle guide e dei punti di riferimento che coincideranno con i
corrispondenti del nostro pianeta, essendone praticamente dei suoi prolungamenti proiettati
all'infinito. Così abbiamo:
•l'asse celeste - detto anche asse del mondo o polare, è il perno della rotazione
apparente del cielo;
•i poli celesti - le intersezioni di esso con la sfera celeste;
•l'equatore celeste - ossia quel cerchio massimo che si ricava dall'intersezione della
sfera con il piano perpendicolare all'asse celeste e passante per il centro della Terra, e
che la divide perciò in due emisferi uguali, quello settentrionale (boreale) e quello
meridionale (australe).
Il parallelo celeste fondamentale è l’equatore, mentre il meridiano celeste
fondamentale è quello passante per un punto particolare detto PUNTO GAMMA
che rappresenta il punto della sfera celeste in cui si trova il Sole nell’equinozio di
primavera, mentre il punto diametralmente opposto è detto PUNTO OMEGA
Asse del mondo, equatore, meridiani e
paralleli celesti sono elementi di riferimento
indipendenti dalla posizione dell’osservatore
sulla Terra e vengono utilizzati per la
costruzione delle mappe del cielo
Dalla posizione dell’osservatore dipende,
invece, la prospettiva con cui si osserva la
sfera celeste; ad esempio se siamo al Polo
Nord vedremo la Stella Polare sopra di noi
sulla verticale, mentre all’equatore, la Stella
Polare si trova sul limite basso dell’orizzonte
Per questo, per tener conto della posizione dell’osservatore ( punto
P ) si è costruito sulla sfera celeste un sistema di riferimento più
immediato
ORIZZONTE VISIVO : porzione di superficie terrestre che si può osservare
guardando dal punto in cui si trova l’osservatore
PIANO DELL’ORIZZONTE APPARENTE : piano tangente alla superficie
terrestre nel punto in cui si trova l’osservatore P
PIANO DELL’ORIZZONTE ASTRONOMICO : piano passante per il centro della
Terra, parallelo al piano dell’orizzonte visivo ( quando si osservano gli astri, la Terra
si può considerare puntiforme )
La retta immaginaria che passa per P parallela al filo a piombo in quel punto, prende il
nome di VERTICALE; questa interseca la sfera celeste in due punti: ZENIT e NADIR.
Sulla superficie della sfera, i circoli massimi passanti per lo zenit ed il nadir sono detti
circoli verticali. Di questi il più importante è quello che passa anche per i poli celesti: il
MERIDIANO LOCALE
Sull’orizzonte è possibile identificare 4 punti cardinali
EST
OVEST
Coincide con il punto
dell’orizzonte in cui
sorge il Sole nei giorni
di equinozio ( 21
marzo, 23 settembre )
NORD e SUD
Sono i due punti in cui il
circolo meridiano locale
interseca l’orizzonte, ognuno
nella direzione del
corrispondente polo
Punto dell’orizzonte in cui
tramonta il Sole nei giorni di
equinozio
Rappresentano due angoli che servono per
definire la posizione di un corpo celeste sulla
sfera celeste
COORDINATE
ALTAZIMUTALI
Sistema di coordinate che
prende come riferimento
l’orizzonte e la verticale del
luogo
COORDINATE EQUATORIALI
Sistema che prende come
riferimento l’equatore celeste e
l’asse del mondo
COORDINATE ALTAZIMUTALI
COORDINATE EQUATORIALI
LE COORDINATE ALTAZIMUTALI
Comprendono le coordinate dette azimut ed altezza.
L'altezza si definisce come la distanza angolare di un astro dal piano
dell'orizzonte astronomico. Se l'astro si trova alla massima altezza sopra
il nostro capo, la sua altezza è di 90 gradi .
Questo punto è detto zenit, il punto opposto allo zenit è il nadir.
L'azimut è la distanza angolare tra il piano del circolo verticale passante
per l'astro e il piano passante per il meridiano locale .
Si misura sull’orizzonte astronomico dell’osservatore, partendo dal
punto cardinale sud e procedendo in senso orario .
Il valore dell'azimut può variare da 0 gradi fino a 360 per un astro a
nord, un astro ad est ha un azimut pari a 90 gradi, a sud il valore è di
180 gradi ad ed infine ovest è di 270 gradi.
Le coordinate altazimutali hanno il difetto di variare continuamente col
moto apparente della volta celeste.
Per ovviare a questo, si usano le coordinate equatoriali che sono
indipendenti da questo difetto.
LE COORDINATE EQUATORIALI
Comprendono le coordinate dette ascensione retta e declinazione.
L'ascensione retta è l’angolo compreso tra il meridiano celeste passante per
l’astro e il meridiano fondamentale misurato a partire dal punto gamma in
senso antiorario, lungo l'equatore celeste. Tutti i punti di ascensione retta sono
misurati normalmente in ore, minuti e secondi.
Tenendo presente che ogni 4 minuti la volta celeste si sposta di circa 1°, se ad
esempio una stella ha un’ascensione retta di 40 min, significa che si trova su
un meridiano distante 10° dal meridiano passante per il punto gamma.
La declinazione viene, invece, misurata in gradi divisi in primi e secondi
d'arco, variando dal valore di 0° per un astro posto all'equatore celeste fino al
valore di 90° per un astro posto al Polo.
Gli astri visti proiettati nell'emisfero nord celeste vengono definiti con valori
positivi mentre, gli astri proiettati nell'emisfero sud celeste, con valori
negativi. Normalmente negli atlanti, nelle carte stellari e quando si vuole
indicare la posizione di un astro si usa il sistema di coordinate equatoriali che
sono quelle più in uso in ambito astronomico.
La rotazione della volta stellata, e quindi della sfera celeste,
è soltanto apparente, essendo provocata dalla rotazione
effettiva della Terra intorno al proprio asse, che si compie in
circa 24 ore. Causa questo moto, le stelle descrivono sulla
sfera celeste delle traiettorie circolari (paralleli celesti)
parallele al piano dell'equatore celeste e con il centro
apparentemente nel polo celeste nord o nel polo celeste sud
a secondo dell'emisfero in cui si trova l'osservatore; ogni
stella percorre il suo parallelo celeste tornando ad occupare
la medesima posizione dopo 23 h 56 min 4 s
IL MOTO DIURNO DELLA SFERA CELESTE E’ UN MOTO APPARENTE
E' facile rendersi conto di tale realtà
effettuando una foto con l'obiettivo di una
macchina fotografica rivolta verso il polo
celeste e lasciandolo aperto qualche decina
di minuti. Ogni stella lascia sulla pellicola
una traccia luminosa coincidente con un
arco di circonferenza, il cui centro si trova
nel polo e la cui lunghezza dipende sia dal
tempo di esposizione sia dalla distanza
sferica dell'astro dal polo (Fig. 4b)
Nel loro moto apparente alcuni astri, come S1 in Fig. 5, sorgono verso Est, giungono alla
loro culminazione quando passano in meridiano e tramontano infine verso Ovest.
Tali astri sono detti sorgenti e tramontanti o non circumpolari.
Alcuni astri, come S2, descrivono una traiettoria interamente al di sopra del piano
orizzontale cosicché, se non ci fosse il Sole ad impedirne la visione durante il giorno, essi
sarebbero sempre visibili. Tali astri, tutti situati in una ben determinata zona attorno al
polo celeste elevato (il punto Pcn nell'esempio di Fig. 5) sono detti circumpolari visibili. Al
contrario, astri come S3 sono sempre invisibili e quindi vengono definiti circumpolari
invisibili
Spostandoci verso l'Equatore, le stesse stelle sarebbero "non
circumpolari"; infatti, che una stella sia circumpolare o no, visibile o
invisibile, dipende dalla latitudine del luogo d'osservazione. Un caso
particolare è la stella a noi più vicina, e cioè il Sole. Alle nostre
latitudini esso è un astro che sorge e tramonta; al di là del circolo
polare artico o antartico esso può diventare circumpolare visibile o
invisibile secondo le varie stagioni dell'anno.
E' facile constatare che all'Equatore tutti gli astri sono sorgenti e
tramontanti, mentre ai poli sono o circumpolari visibili o
circumpolari invisibili.
Quindi, come le stelle, anche i corpi del Sistema
Solare, cioè il Sole, la Luna e i Pianeti presentano
un moto diurno apparente che si svolge da EST
verso OVEST, ma cambiano nel corso dell’anno
la loro declinazione e la posizione relativa allo
sfondo stellato
PARTICOLARITA’ DEL SOLE
PRIMA PARTICOLARITA’
Il moto diurno del Sole non è
sincronizzato con quello delle stelle :
il Sole è più “lento” poiché completa
il suo giro apparente intorno alla
Terra in 24 ore. Il Sole è quindi
l’unica stella che non si colloca in
una COSTELLAZIONE definita:
ogni mese accumula un ritardo di
30° (pari a circa 120 min), “esce” da
una costellazione ed “entra” in
un’altra
SECONDA PARTICOLARITA’
Come si è già visto, in una sfera celeste il centro è occupato da un osservatore situato sulla Terra
(o nel suo centro), cosicché, mantenendo fissa la Terra, il Sole descrive apparentemente attorno
ad essa un'orbita ellittica con uno dei due fuochi coincidente con la Terra stessa. Il piano di tale
orbita apparente coincide ovviamente con quello dell'orbita reale, prolungandolo fino ad
intersecare la sfera celeste si ottiene su di essa un cerchio chiamato Eclittica (Fig. 11).
L'Eclittica interseca l'Equatore celeste in due punti opposti, detti equinozio di primavera ed
equinozio d'autunno. Quando il Sole si trova in tali punti la sua declinazione è zero; muovendosi
sull'Eclittica la sua declinazione raggiunge i massimi valori di 23º27' N e 23º27' S,
rispettivamente al solstizio estivo ed al solstizio invernale.
GIORNO DOPO
GIORNO IL SOLE
MODIFICA LA
SUA
DECLINAZIONE
L'Equinozio di Primavera è quello in cui il Sole passa dall'emisfero sud a quello nord ed è anche chiamato punto
gamma o primo punto dell'Ariete e, pur essendo un punto immaginario, ha una notevole importanza in diverse
questioni astronomiche, fra le quali quella di essere utilizzato come origine nel sistema di coordinate equatoriali
Così il Sole percorre un’orbita inclinata rispetto alle
traiettorie delle stelle e ritorna nella stessa posizione sulla
sfera celeste dopo un anno
Come dicevamo prima, nel corso dell'anno la declinazione cambia da un valore massimo di 23º 27'
Nord, al Solstizio estivo, al valore minimo di 23º 27' Sud, al Solstizio invernale. Tale variazione è
responsabile sia della diversa durata del giorno e della notte, sia dell'alternarsi delle stagioni a causa
della diversa intensità con cui la radiazione solare colpisce le varie località terrestri.
In Fig. 14 è rappresentato l'emisfero visibile della sfera celeste, per una latitudine di 44º Nord, che
corrisponde a quella media della nostra provincia. In essa sono riportati i paralleli celesti descritti dal
Sole durante i due Solstizi, nonché l'Equatore celeste che è descritto dal Sole durante i due Equinozi.
Fin dall'antichità, osservando il cielo,
l'uomo si rese conto che le mutue
posizioni delle stelle sono praticamente
invariabili e che molte di tali stelle sono
apparentemente raggruppate a formare
particolari disegni. Nella sua fantasia, a
ognuno di questi raggruppamenti fece
corrispondere un particolare
personaggio, oggetto o animale tratti dai
suoi miti o leggende. In tal modo sono
nate le costellazioni, che rappresentano
praticamente il primo sistema di
orientamento in cielo. E' un sistema di
per sé molto approssimativo, ma utile
ancora oggi per una rapida
individuazione di una certa area del cielo.
E' superfluo ricordare che esse uniscono
fra loro stelle che in realtà non hanno
alcun legame fisico, ma appaiono vicine
soltanto per un effetto prospettico
Ogni popolo ha costruito le proprie costellazioni, spesso diverse tra loro, ma a volte
coincidenti come nel caso delle sette stelle che formano l'Orsa Maggiore, nota anche come il
Grande Carro, la Casseruola, il Ramaiolo, il Calesse, l'Aratro o la Bara. I nomi di molte
costellazioni, soprattutto quelle dell'emisfero settentrionale, ci provengono dai Greci e sono
legati alle loro leggende mitologiche: Cassiopea, Orione, Andromeda, Pegaso, Lira, ecc.
Altri nomi sono legati ad oggetti della vita quotidiana o a strumenti di lavoro; in particolare
i nomi delle costellazioni visibili dall'emisfero australe, attribuiti ad esse dai primi
esploratori che navigarono in tali oceani, seguono tale regola, ad esempio: il Compasso,
l'Orologio, il Microscopio, l'Ottante, la Bussola, ecc.
Attualmente, in seguito ad un accordo internazionale, il cielo di entrambi gli emisferi è
stato suddiviso in 88 costellazioni conservando, ove possibile, i nomi tramandatici dagli
antichi Greci.
Alle nostre latitudini, alcune delle più importanti costellazioni sono formate da stelle
circumpolari, cosicché esse risultano visibili in tutti i periodo dell'anno. Le più note sono:
ORSA MAGGIORE
E' la più facilmente osservabile essendo formata da stelle particolarmente luminose. Congiungendo idealmente Merak con Dubhe e prolungando
cinque - sei volte la distanza fra le due stelle si può individuare la Polare che è vicinissima al polo celeste nord.
CASSIOPEA
Le sue stelle principali disegnano una "M" o una “W” a seconda da quale parte del polo celeste nord venga osservata. Essa si trova sempre dal
lato opposto dell'Orsa Maggiore rispetto alla stella polare.
ORSA MINORE
Anch'essa è formata da sette stelle non tutte però particolarmente luminose, cosicché soltanto lontano dalle città e con buone condizioni
meteorologiche è possibile osservarle tutte. La più importante è Polare che consente una rapida individuazione della direzione del punto cardinale
Nord.
DODICI COSTELLAZIONI
DELLO ZODIACO
Fanno da sfondo al Sole nel suo moto annuo
apparente sulla sfera celeste. Ogni mese il Sole
si sposta in una diversa costellazione dello
zodiaco. Delle dodici costellazioni sei vengono a
trovarsi al di sopra dell’equatore celeste, sei al
di sotto, nell’emisfero australe
Cannocchiale : ideato agli inizi del XVII secolo da Galilei
Telescopi : raccolgono le radiazioni
elettromagnetiche e le convogliano e
concentrano in un punto detto fuoco,
dove si forma l’immagine che viene poi
analizzata; i telescopi ottici sono quelli
che raccolgono le radiazioni
elettromagnetiche nel campo del visibile
Radiotelescopi : raccolgono
buona parte delle onde radio
provenienti dallo spazio
I radiotelescopi sono grandi strumenti che servono per osservare quelle parti
dell'universo che non emettono luce visibile, ma solo onde radio.
Per questo sono spesso conformati come delle grandi parabole. Le loro dimensioni
sono dovute essenzialmente al fatto che le onde radio hanno una grande lunghezza
d'onda, e quindi hanno bisogno di "specchi" più grandi che non per la luce
visibile.
I radiotelescopi più grandi non sono formati da una singola antenna, ma spesso da
un'intera schiera di paraboloidi, ottenendo così una risoluzione maggiore, oltre
ovviamente ad una maggiore sensibilità.
Tra i maggiori strumenti del mondo ricordiamo l'osservatorio di Arecibo presso
Portorico, che è un enorme piatto di 305 metri di diametro ricavato scavando sulle
colline. Poi vi è il radiotelescopio interferometrico VLA (Very Large Array) di
Socorro nel New Messico, e il radiotelescopio di Effelsberg.
Telescopio orbitante costruito
dalla NASA in collaborazione con
l’Agenzia Spaziale Europea
(ESA). E’ stato lanciato nello
spazio nel 1990.
HTS : Hubble Space Telescope
Capta radiazioni non solo
nel campo del visibile ma
anche nell’ultravioletto e
nell’infrarosso
Hubble ha uno specchio riflettore
con una apertura di 2,4 metri di
diametro e può fornire immagini
cinque volte più dettagliate delle
stesse immagini prese sulla Terra
E’ evidente che noi dei corpi celesti
studiamo le RADIAZIONI
ELETTROMAGNETICHE ( raggi γ,
raggi x, luce visibile, radiazioni
infrarosse e onde radio ) che essi
irradiano, assorbono o riflettono
LUNGHEZZA D’ONDA MINIMA – MASSIMA FREQUENZA
In particolare si sono rivelati
preziosi lo studio degli
SPETTRI di emissione e di
assorbimento e lo studio delle
leggi che regolano l’emissione
di un corpo nero
Lo spettro è la figura che si ottiene raccogliendo, su
uno schermo nero o su una lastra fotografica, le
radiazioni elettromagnetiche provenienti da una
sorgente, dopo che hanno subito una rifrazione
Nel campo del visibile si va dal ROSSO ( radiazioni che subiscono una deviazione
minore ) al VIOLETTO ( radiazioni che subiscono la massima deviazione )
Siamo nel campo della SPETTROSCOPIA e colui che iniziò
questi studi fu Isaac Newton nel 1666 quando tentò di scindere
la luce solare nei suoi colori componenti
IN NATURA ABBIAMO DEGLI ESEMPI …
• Gli spettri di emissione si ottengono facendo passare attraverso una
fenditura e scomponendo con un prisma il fascio di luce visibile o di
altre radiazioni elettromagnetiche, provenienti da una sorgente. Gli
spettri di emissione emessi da un corpo nero ( un corpo che assorbe
tutte le radiazioni ) portato all’incandescenza sono continui, mentre gli
spettri emessi da un gas rarefatto a elevata temperatura sono
discontinui ( righe o bande colorate su un campo nero ). Lo spettro di
emissione di un elemento è formato da un insieme di righe
caratteristiche e sempre uguali
• Gli spettri di assorbimento si ottengono facendo passare la luce
bianca proveniente da una sorgente attraverso un gas rarefatto ( che
assorbe una parte delle radiazioni ) e scomponendola successivamente
mediante un prisma. Presentano righe scure su uno spettro colorato
continuo. Le righe scure dello spettro di assorbimento dipendono
dalla natura chimica del gas interposto tra sorgente e prisma e dalle
condizioni fisiche in cui si trova il gas
INDICE
• nascita di una stella
• evoluzione di una stella
• morte di una stella
INDICE
GRAVITA' E NEBULOSE
La nascita di una stella, evento che si verifica
continuamente nell'universo, avviene in circostanze
particolari coinvolgendo una grande quantità di
materia, ( soprattutto gas ) che, per effetto
dell'attrazione gravitazionale all'interno di una
nebulosa, si concentra in uno spazio sempre più
piccolo. Un'onda d'urto prodotta dall'esplosione di
una stella (ciclo stellare) o un altro disturbo
gravitazionale che investe il gas provoca la
formazione di nuclei di materia che aumentano di
consistenza grazie all'azione della forza di gravità
Esempio di nebulosa ( M20 - Nebulosa Trifida )
L'attrazione gravitazionale è la forza
(scoperta da Isaac Newton ) che fa cadere
una mela dall'albero ed è quella forza che
spinge tutto verso un punto comune: il
centro della Terra, nel nostro caso. Nel
caso della nebulosa sopra citata questa
forza spinge tutto il gas verso il suo centro.
Un tempo con la parola nebulosa veniva designata una qualsiasi
chiazza di luce nel cielo.
Oggi sappiamo che molte di "quelle" nebulose sono in realtà
galassie, esterne alla nostra, che a volte vengono ancora designate
con il vecchio nome di nebulose.
Ad ogni modo non sono quelle a cui ci riferiamo in questo contesto.
Di altre nebulose sappiamo invece, che sono nubi di gas caldissimo e
che sono spesso regioni di formazione di stelle. Più in generale una
nebulosa è una nube di gas e polvere interstellare. Le nebulose si
osservano prevalentemente lungo il piano galattico e si differenziano
in luminose ed oscure. Le nebulose luminose possono riflettere o
diffondere la luce delle stelle mentre le oscure possono essere
osservate solo se oscurano altre sorgenti luminose.
CLASSIFICAZIONE
Esistono tre tipi di nebulose:
1 ) NEBULOSE AD EMISSIONE
Queste sono nubi di gas e polvere nello spazio che emettono luce. Nella
maggior parte dei casi ciò avviene perché la nebulosa è riscaldata
dall'irraggiamento di una o più giovani stelle vicine molto calde. Esse
appaiono rosse in quanto l'idrogeno irraggia energia nella parte rossa
dello spettro elettromagnetico. Tra le nebulose ad emissione rientrano
anche le Nebulose planetarie ed i residui di supernove. Le nebulose
planetarie sono un tipico esempio di fase finale della vita di una stella di
medie dimensioni
2) NEBULOSE A RIFLESSIONE
In questo caso la luce di stelle vicine colpisce queste nebulose
che ne riflettono la luce. Esse ci appaiono azzurre a causa del
modo in cui la luce viene dispersa dalle particelle di polvere
nella nebulosa (è lo stesso fenomeno che fa apparire azzurro il
cielo). Un notevole esempio di questo tipo di nebulosa è
l'ammasso aperto M45 o Pleiadi
3) NEBULOSE OSCURE
Sono nubi fredde di gas e polvere che sono visibili solo
perché assorbono la luce di stelle lontane, che si
nascondono in tal modo alla vista. Le nebulose oscure
possono essere osservate anche in modo indiretto grazie
alla emissione di onde radio e radiazione infrarossa. La
massa di una nebulosa oscura può superare anche di
1000 volte quella del Sole e, se è sufficientemente grande
può condensarsi e dare origine a nuove stelle che, con la
loro luce, la trasformeranno in una nebulosa luminosa ad
emissione. Il gas all'interno di queste nubi non ha una
temperatura altissima e questo consente la creazione di
molecole. Talvolta, infatti, queste nubi sono chiamate
anche nubi molecolari
COMPOSIZIONE DELLE NEBULOSE
L'addensarsi del gas in uno spazio più piccolo ne causa la
diminuzione del volume e l'aumento della temperatura ( per la
legge dei gas perfetti ). Nel caso in questione il gas è il più
semplice e abbondante dell'intero universo, ovvero l'Idrogeno
( H ).
L'idrogeno, però, non e' l'unico gas presente in queste nubi.
Infatti, oltre ad esso vi e' dell'elio ( il gas presente nei palloni
che volano appena li si lascia ) e altri elementi ancora meno
numerosi, comprese particelle di polvere cosmica, che altro
non sono che molecole (o insiemi di atomi). E' inoltre
dimostrato, secondo recenti scoperte, che all'interno delle
nebulose che ospitano la formazione delle stelle è presente
una cospicua quantità di molecole di acqua
La composizione di queste nubi proto-stellari è la seguente:
•idrogeno (il più abbondante)
•elio
•ossigeno
•azoto
•carbonio
•polvere interstellare (molecole quali CO..)
L'estensione di una nebulosa ( la "fabbrica" nella quale si producono le stelle )
si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce. In pratica, se la si
volesse percorrere alla velocità della luce (300.000 Km/sec) si impiegherebbero
cento anni.
Come detto, il gas della nebulosa inizia a concentrarsi verso il centro per effetto
della forza gravitazionale che spinge gli atomi di idrogeno l'uno contro l'altro.
Ad un certo punto, quando gli atomi di H sono concentrati enormemente nel
centro, inizia un processo di fusione nucleare. Il processo che è in grado di
fornire il massimo dell'energia dalla materia.
REAZIONI TERMONUCLEARI
GENESI STELLARE - DA 0 A 10 MILIONI DI GRADI..
Inizialmente queste nubi di gas e polvere interstellare si trovano ad una temperatura di
circa 100°K (circa -170°C) ed inoltre la loro densità è di qualche centinaio di atomi per
metro cubo, centinaia di volte lo spazio circostante la cui densità é di appena qualche
atomo per metro cubo.
La densità di qualsiasi oggetto sulla terra è di miliardi di atomi per metro cubo. Il vuoto
di cui stiamo parlando, quindi, è milioni di volte più "spinto" del più grande vuoto
spinto creato sulla terra con apparecchiature ad alta tecnologia.
In questo stato in cui la materia sta addensandosi e stanno inziando le reazioni di
fusione la stella è nella cosiddetta fase T TAURI dal nome di una stella della
costellazione del Toro in una simile condizione.
Di solito, poichè le nubi di gas sono molto estese e ricche di massa, non si
forma una sola stella ma molte di più. Da una singola nube avviene quindi la nascita
simultanea di più stelle e queste, poichè sono a distanze relativamente vicine, formano
quello che viene chiamato un "Ammasso aperto", che risulta unito dalla forza di gravità.
Gli ammassi aperti sono indice di recente formazione stellare ed infatti le stelle che li
compongono sono relativamente giovani ed azzurre. (Per la grande quantità di materia
che hanno a disposizione si formano stelle massive e quindi azzurre). Con il passare
del tempo gli ammassi aperti tendono ad aprirsi e a disgregarsi, in seguito alla
diminuzione dell'effetto della forza di gravità che non riesce più a tenere unite le stelle.
Discorso totalmente separato meritano gli ammassi globulari, che nulla hanno in
comune con gli ammassi aperti se non la forza di gravità che mantiene legate le stelle.
Gli ammassi aperti possono contenere da diverse centinaia a parecchie
migliaia di stelle, distribuite in una regione vasta pochi anni luce. Sono
relativamente giovani e contengono stelle molto calde e luminose. Sono
situati all'interno del disco della galassia, dove c'è più materia per la
formazione di stelle. Nel piano della Via Lattea sono noti circa 1200
ammassi aperti. Per definizione le stelle al loro interno sono legate da un
vincolo gravitazionale che, non essendo molto potente, non trattiene le
stelle compatte tra di loro. Ne consegue che l'età di un ammasso si può
stabilire anche dalla concentrazione delle stelle al suo interno: se le
stelle sono ancora molto raggruppate si avrà un ammasso giovane
mentre se sono molto lontane tra loro si avrà un ammasso vecchio
Classico esempio di Ammasso aperto: M45 - Le Pleiadi nella costellazione del Toro. Si può notare che è presente
ancora la nebulosità da cui le stelle hanno avuto origine, chiaro sintomo della giovinezza delle stesse
Un ammasso globulare è un insieme molto compatto di stelle "vecchie". A
differenza degli ammassi aperti che sono costituiti da stelle giovani ed azzurre,
gli ammassi globulari sono costituiti da stelle rosse e vecchie.
Può essere formato da decine o centinaia di migliaia di stelle. Un'altra
differenza che esiste fra i due tipi di ammassi stellari è la loro ubicazione.
Mentre gli ammassi aperti si trovano all'interno dei bracci delle galassie a
spirale, i globulari si trovano nell'alone che circonda il nucleo della galassia.
Essi si formarono quando la galassia era ancora di forma sferica e rimasero
nella loro posizione originaria anche quando questa si appiattì. Infatti gli
ammassi della nostra galassia contengono alcune tra le stelle più vecchie
Le stelle negli ammassi globulari contengono bassa abbondanza di elementi
più pesanti dell'elio perché la loro formazione risale ai tempi in cui il mezzo
interstellare non si era ancora arricchito di elementi pesanti prodotti solo
all'interno delle stelle
Lo sbalzo termico che subisce il gas è enorme: infatti la
temperatura che la nube deve raggiungere nel suo nucleo
per innescare le reazioni nucleari é di circa 12 milioni di
gradi. Se la nube di gas in contrazione (detta anche
protostella) non riesce a raggiungere tale temperatura
perché la sua massa iniziale non è sufficiente, allora nel
centro della nebulosa non si innescano i processi nucleari a
pieno regime e si formerà un oggetto detto "Nana Bruna",
cioè una piccola stella con una temperatura superficiale
piuttosto bassa (inferiore ai 3000°C), poco luminosa e di
colore rossastro (da cui il nome nana bruna).
Quantità di materia ancora più piccole e condizioni chimicofisiche diverse possono invece formare oggetti simili a
Giove o Saturno che, in quanto tali, possono essere
considerati lontani parenti di stelle mancate. Se Giove
avesse avuto una massa mille volte maggiore sarebbe
diventato forse una piccola stella. La composizione della
sua atmosfera, infatti, è molto simile a quella delle stelle
I DUE CASI ESTREMI
Riepilogando...i due casi estremi..
CASO 1)
Quantità di materia iniziale ridotta ma comunque sufficiente a generare
temperature idonee all'innescarsi della fusione nucleare --------->>> si
forma una stella molto piccola e rossastra che, però, avrà una lunga vita e
splenderà per moltissimo tempo per motivi che poi analizzeremo.
CASO 2)
Massa iniziale della nube di gas abbondante --------->>> si formerà una
stella ben più grossa di colore che tenderà al bianco o, addirittura
all'azzurro. La stella in tal caso sarà detta una Gigante azzurra.
Come si può immaginare questi sono i due estremi: da un lato la stella
piccola e rossastra che sarà destinata a vivere miliardi di anni. Dall'altro
una stella gigante azzurra che, al contrario, vivrà poco più di 100 milioni di
anni circa.
Naturalmente una via di mezzo a questi due "estremi" esiste ed è
rappresentata da stelle come il Sole di colore giallo-arancio che vivono in
media una decina di miliardi di anni.
IL COLORE DELLE STELLE
Il colore di una stella è direttamente relazionato quindi con la temperatura
superficiale della stella e ne indica anche la sua massa. Lo spettro
elettromagnetico aiuta a capire i motivi di questa relazione. In alto è
mostrata la temperatura ed in basso la lunghezza d'onda della luce
Il diagramma di Hertsprung-Russell mostra questa relazione tra massa, colore e
luminosità. La sequenza principale è lo stato in cui si vengono a trovare le stelle
di medie dimensioni come il Sole. La classe spettrale non è altro che una
classificazione delle stelle in base alla temperatura e quindi al colore. Va
dall'azzurro al rosso e segue l'ordine O-B-A-F-G-K-M-N-R. Esiste poi una
suddivisione ulteriore, per ampliare la precisione degli intervalli considerati,
all'interno di ciascuna classe spettrale. L'ulteriore suddivisione va da 0 a 9 (ad
esempio B2, G5) in ordine decrescente di luminosità.
La magnitudine assoluta, presente sul grafico, è definita come la luminosità
della stella acquisita da una distanza standard e fissata per convenzione a 32,6
anni luce
Diagramma di Hertsprung-Russell
CREAZIONE DI UN SISTEMA SOLARE
Il processo di fusione genera energia e la temperatura inizia a salire enormemente.
Una cosa molto importante da notare è la caratteristica dell'ambiente che si viene a creare nei dintorni
della stella nascente. Infatti, tutto il materiale coinvolto nel processo di creazione della stella ruota attorno
al centro per il semplice motivo che tutto nell'universo subisce un movimento rotatorio.
Durante la rotazione gli elementi più pesanti si tengono lontani dal centro e si accrescono urtandosi a
vicenda grazie ad un processo che porterà alla formazione di pianeti e satelliti. Il processo appena
descritto è la nascita di un sistema solare.
La formazione di sistemi planetari come il nostro dovrebbe quindi essere la norma nell'universo, per
quanto riguarda i processi di formazione di stelle singole.
Nel processo sopra descritto gli elementi pesanti si tengono relativamente vicini al centro del sistema
creando pianeti rocciosi. Gli elementi leggeri come l'idrogeno e l'elio si tengono invece lontani dalla stella
centrale andando a formare pianeti gassosi come Giove e Saturno. Ad una distanza notevole infine si
posizionano quei piccoli agglomerati di materia rocciosa che verranno chiamati comete, asteroidi e
meteoriti. Uno scontro tra i pianeti interni non esclude che una fascia asteroidale possa formarsi anche
nella parte interna del sistema solare. La disposizione appena vista degli elementi nel disco stellare è
dovuta al calore emanato dalla stella e dalla forza di gravità
IL MOTORE DELLE STELLE
Quando la temperatura all'interno del nucleo ha raggiunto i 12 milioni di gradi la
stella si accende e inizia la fase evolutiva. Il processo di combustione nucleare,
che genera dell'elio, è un processo molto efficiente per produrre energia perché
da un chilogrammo di idrogeno si ricavano, nella combustione di una stella,
energie prodotte da 200 tonnellate di petrolio. Ed e' questa energia che ci fa vivere
e fa splendere il nostro sole già da 5 miliardi di anni.
Ed è anche questa energia che sulla Terra si spera di governare, creando la
cosiddetta "Fusione controllata". Per ora gli sforzi in questa direzione portano
solo alla creazione di ordigni di fatale mostruosità. Evidentemente quindi non si
riescono ancora a sfruttare le potenzialità delle fornaci stellari, solo per scopi
civili e comunque controllabili.
Dopo questa piccola parentesi torniamo a noi..
Attenzione però, perché se l'idrogeno genera un'energia così efficiente, l'elio non
si comporta allo stesso modo. Infatti la sua fusione dura molto di meno, come
vedremo, stabilendo così un cambiamento nell'evoluzione della vita stellare.
Ma perché ora si parla della fusione dell'elio?
Il processo di fusione nucleare coinvolge l'idrogeno in
primis nella creazione dell'elio. L'idrogeno viene trasformato
in elio e l'elio resta nella stella come cenere del processo
nucleare. Quando la quantità di idrogeno tende a finire, le
ceneri dell'elio sono coinvolte nel processo di fusione.
Fondere l'elio, però, non è così "facile" come l'idrogeno
perchè la sua struttura atomica è diversa e richiede
temperature maggiori. Come si raggiungono queste
temperature?
Lo vedremo nel processo evolutivo della stella.
Il processo di fusione, del resto, e' sempre meno efficiente
man mano che si passa ad elementi più pesanti fino ad
arrivare al ferro, la cui fusione non e' per niente efficiente
come l'idrogeno, cosa che causa eventi catastrofici.
EVOLUZIONE delle STELLE
EQUILIBRIO - IL SEGRETO DELLE STELLE
Quando inizia il processo di fusione nucleare, la
stella entra nella fase evolutiva.
Questa fase dura, nel caso di una stella come il
Sole, una decina di miliardi di anni . Il Sole è
giunto alla mezza età perché ha circa 5 miliardi di
anni e gliene restano poco meno di 5, dopo di che a
meno che la razza umana (sempre che esista
ancora ) non abbia sviluppato tecnologie in grado
di trasferirsi su un'altro "Sistema solare", sarà
veramente la fine.
Equilibrio delle stelle
In questa fase la stella è stabile e presenta delle caratteristiche comuni nella maggior
parte dei casi: la sua stabilità è dovuta al contrasto tra due forze enormemente potenti:
la stella rimane tale perchè è in una fase di "Equilibrio".
Mentre da un lato c'è la forza di gravità, che tende a contrarre la stella, dall'altro c'è
n'è un'altra che spinge verso l'esterno come vedremo.
La gravità è una forza unicamente attrattiva che spinge verso il centro ed ha bisogno di
essere contrastata per non schiacciare la stella sotto la propria massa. La forza che
spinge dal centro verso l'esterno della stella e che contrasta dal forza di gravità è
generata dalla fusione nucleare e si chiama pressione di radiazione nucleare. La stella
mantiene questo equilibrio "delicato" perché si comporta come se avesse un termostato
che ne regola la temperatura.
Analizziamo i due casi in cui la stella potrebbe perdere l'equilibrio e quindi
vediamo il funzionamento di questo termostato naturale:
CASO 1) Aumento della forza di gravità (la stella tende a schiacciarsi):
Se la forza di gravità dovesse prendere il sopravvento per una diminuzione
della temperatura interna ( e quindi della pressione nucleare ), la stella
reagirebbe con una contrazione che, diminuendo il volume ne
aumenterebbe la temperatura e quindi anche la pressione nucleare,
ristabilendo il vecchio equilibrio.
CASO 2) Aumento della pressione nucleare verso l'esterno (la stella tende a
scoppiare):
Viceversa, se dovesse aumentare la pressione nucleare nei confronti della
forza di gravità per una eccessiva combustione, questo provocherebbe un
aumento della massa della stella. E poiché la forza di gravità è
proporzionale alla massa si verificherebbe anche un aumento dell'intensità
della forza di gravità, che così facendo, ristabilisce il vecchio equilibrio.
Questo "termostato naturale" funziona finchè c'è dell'idrogeno da bruciare.
Dopo, la situazione si complica e la stella va incontro ad una serie di
complicazioni che, come vedremo, ne segneranno l'esistenza.
Le due forze ( la pressione di radiazione nucleare e la
forza di gravità ) si bilanciano e la stella "brilla" per
tanto tempo.
La situazione stabilizzata, raggiunta con l'equilibrio
citato, non cambierà quindi per un bel po' di tempo
fino a quando non verrà anche per lei il momento di
tirare i remi in barca e dire addio alla sua esistenza
in un processo alquanto semplice da descrivere ma
molto complesso.
Una volta esaurito il combustibile nucleare primario
(l'idrogeno), che per stelle di massa più grande
avviene prima, inizia una nuova fase della vita di una
stella.
LE STELLE GIGANTI VIVONO POCO
Una stella di massa maggiore vive di meno perché essendo più massiccia tende
a bruciare una quantità maggiore di idrogeno in meno tempo trovandosi a
contrastare una forza di gravità maggiore dovuta alla massa maggiore.
Viceversa, una stella di piccola massa ( 1/10 di quella del Sole ), ritrovandosi
una massa contenuta, si ritrova anche una forza di gravità contenuta.
Il raggiungimento dell'equilibrio fra le due forze si ottiene quindi anche se la
stella brucia un quantitativo di idrogeno limitato con la conseguenza che la
sua vita si può allungare a decine di miliardi di anni.
Il tutto sempre allo scopo di raggiungere quel famoso equilibrio.
Tra l'altro questo potrebbe significare che, poiché l'universo ha circa una
quindicina di miliardi di anni, si potrebbe trovare ancora qualche stella che si
è "accesa" nei primi istanti dell'universo ed ora si trova ancora lì, senza
variazioni di sorta a continuare il suo lavoro.
Essa quindi starebbe bruciando ancora l'idrogeno che si è creato nei primi
istanti di vita dell'universo, rappresentando una stella di 1ª anzi primissima
generazione
COMPOSIZIONE DELLE STELLE
Ma veniamo alla composizione della stella. Una stella è costituita da strati concentrici
aventi dimensioni differenti.
Il nucleo è chiamato "Core". Esso raggiunge i milioni di gradi centigradi ed è il luogo in
cui si verifica la fusione dell'idrogeno in elio.
Vi sono poi varie zone che le radiazioni devono attraversare prima di giungere alla
superficie della stella. Gli strati intermedi sono la zona convettiva e la zona radioattiva
in cui i fotoni luminosi trovano difficoltà ad attraversare perché questa è una zona
molto "opaca" alle radiazioni.
Per superare questa zona la luce può impiegare migliaia di anni, e dopo di che si ritrova
sulla fotosfera, lo strato più esterno, assieme alla cromosfera, di una stella. La luce che
noi vediamo viene da questi strati esterni. Quindi la luce, anzi la radiazione (perché la
luce è radiazione!), parte dal centro della stella, generata dalla fusione nucleare, e dopo
varie migliaia di anni giunge in superficie, negli strati più esterni e da lì intraprende un
altro lungo viaggio verso i nostri occhi che può durare dagli 8 minuti ( la stella più
vicina a noi ) ai miliardi di anni per le stelle più lontane mai osservate.
Tra l'altro assieme alla luce visibile, una stella emana nello spazio grandi quantità di
raggi X, raggi gamma, raggi ultravioletti e raggi infrarossi fino a riempire tutto lo
spettro delle onde elettromagnetiche comprese le onde radio.
Inoltre le stelle sono luoghi ove si verificano tempeste magnetiche, e il Sole ogni tanto ce
ne da una dimostrazione facendo danni al nostro sistema satellitare e delle
telecomunicazioni.
Dal nucleo della stella si dipartono, tra l'altro, i "Neutrini" che sono particelle con
massa e dimensioni quasi nulle che vengono prodotte nel core dalle reazioni
IL CAMBIO DI ABITUDINI
La fine di una stella non è sempre la stessa per tutte le stelle.
Tutte però seguono un percorso comune fino ad un certo punto.
Come detto, tutte le stelle consumano l'idrogeno contenuto in esse fino al suo esaurimento. A tal punto,
nel momento in cui l'idrogeno finisce, resta il prodotto della combustione: l'elio. Questo, però, richiede
una maggiore energia per essere bruciato, e ciò comporta per la stella un cambiamento di aspetto e di
"abitudini".
Se, infatti fino ad ora la stella era abituata ad usare il suo termostato nel caso in cui le cose andavano
storte, ora questo viene a mancare perché di idrogeno non c'è n'è più nel nucleo.
L'assenza dell'idrogeno è accompagnata da un'altra assenza di rilievo: quella della pressione della
radiazione nucleare. Ora la gravità la fa da padrona e comprime la stella nelle sue mani.
Questa, comprimendosi, si inizia a riscaldare enormemente fino a raggiungere nel nucleo i 100 milioni
di gradi. In tutto questo trambusto la stella si contrae e spasima fino al momento in cui avviene la sua
nuova "Accensione" momentanea. Le contrazioni generano una stella variabile pulsante.
Nel nucleo vengono raggiunte temperature necessarie alla fusione dell'elio in carbonio ed ossigeno in
un'altra reazione nucleare che stavolta richiede energia maggiore e genera energia minore. Questo
rappresenta un nuovo ma breve equilibrio per la stella.
Già il suo aspetto è cambiato però, perché bruciando elio la temperatura e salita enormemente e la
stella si è espansa. Lontano dal nucleo, ove l'idrogeno incombusto se ne era stato tranquillo, si
innescano nuove reazioni nucleari.
Questo procura due cose:
1) la stella si espande grazie alla combustione dell'idrogeno che si allarga nello spazio e
2) diventa rossa per il rapido raffreddamento delle sue parti esterne a contatto col vuoto cosmico.
La stella è diventata una Gigante rossa
I DESTINI SI DIVIDONO
Il nuovo periodo di stabilità non dura però 10 miliardi di anni ( sempre
prendendo come esempio una stella simile al sole ) ma "solo" cento
milioni di anni.
Questo perché, come detto, la fusione dell'elio non e' così efficiente
come quella dell'idrogeno. Il paragone più adatto a descrivere la
morfologia della stella in questo momento è quello della cipolla. Si
creano infatti dei gusci concentrici ognuno dei quali brucia un
carburante nucleare diverso. Nella fase di "Gigante rossa", si
raggiungono luminosità molte volte più grandi del Sole e dimensioni
ragguardevoli. In cielo si possono ammirare tante stelle giunte a questa
fase e molte di loro si trovano proprio nelle costellazioni più famose e
visibili ad occhio nudo.
A questo punto entra in gioco una variabile che decide come finirà di
evolversi la stella nelle sue fasi finali: la massa. Infatti per stelle con una
massa simili a quella del sole la stella procede verso una fine tranquilla.
STELLE CON MASSA MEDIO-PICCOLA
Essendo la massa della stella non eccessiva, la stella continuerà a bruciare elio
ancora per qualche centinaio di milioni di anni. Tengo a precisare che i tempi
sono relativi ad una stella di dimensioni e massa simili a quelle del Sole. I tempi
cambiano notevolmente per stelle di massa diversa.
Finito anche l'elio resta il suo prodotto e cioè il carbonio.
Ma, poiché la massa è relativamente ridotta, la forza di gravità non riesce a
comprimere la stella in modo tale da aumentare la temperatura nel nucleo a
livelli ancora più elevati e non si innescano nuove reazioni nucleari.
La forza di gravità diventa di nuovo padrona della situazione e comprime la
stella fino a farle raggiungere densità elevatissime e facendo salire gravemente la
temperatura. In questo modo, però, la stella diventa molto piccola ed assume
una colorazione bianco acceso.
La densità di queste stelle raggiunge valori 40.000 volte maggiori di qualunque
metallo sulla Terra.
La piccola stella che si trova al centro è una nana bianca
Si è appena formata una "Nana bianca". La nana bianca sopravvive nelle sue
ultime fasi sotto un altro equilibrio che la spegnerà lentamente con il passare del
tempo.
Ai livelli di densità raggiunti, il gas non è formato più da molecole "normali" e
in quanto tale non si comporta più da gas normale.
Nonostante ciò è ancora in grado di opporre una resistenza alla forza di gravità,
ristabilendo ancora una volta quel famoso equilibrio con la forza di gravità.
Questa volta ad opporsi alla gravità non è più la pressione nucleare (ormai
assente) ma la pressione del gas degenere, raffreddandosi lentamente e
inesorabilmente la nana bianca diventa una nana nera.
In pratica un faro spento. Le nane bianche, nonostante la loro altissima
temperatura e pressione, non sono visibili ad occhio nudo perchè hanno una
luminosità bassissima dovuta solamente alle dimensioni, tanto ridotte.
La nana bianca è circondata da una quantità notevole di materia espulsa nella
fase di gigante rossa. La materia in questione è chiamata nebulosa planetaria ed
è costituita dalle polveri e dai gas lanciati nello spazio dalla stella ex gigante
rossa
STELLE CON MASSA GRANDE
Le cose vanno molto diversamente però se la stella in questione
ha una massa molto più grande del sole ( diciamo più di 10
volte).
Infatti, in tal caso, la gravità prende il sopravvento sulle altre
forze e nel nucleo si formano nuclei di ferro grazie alla fusione
nucleare a catena che, stavolta non si ferma al carbonio (come
succedeva alla gigante rossa) ma prosegue fino al ferro, grazie
alle temperature superiori raggiunte. Quindi la stella si viene a
trovare in uno stato molto inquieto e inizia ad espandersi in
modo incontrollabile divenendo una Supergigante rossa che
viene ad avere un diametro grande quanto tutto il sistema
solare. Ancora una volta il paragone con la sfoglia di una
cipolla è fedele. Gli strati interni bruciano gli elementi più
pesanti della tavola periodica mentre gli strati più esterni
bruciano elementi più leggeri
Arrivati a questo punto però i nuclei di ferro non possono essere più
fusi, seguendo il processo di fusione visto fino ad ora, perché la loro
fusione non genera energia ma la assorbe. La catena di reazioni
nucleari si interrompe.
Le supergiganti rosse sono stelle aventi un core ferroso e le cui
temperature interne possono raggiungere 1 miliardo di gradi.
Il problema è che, nonostante questa grande temperatura, non vi è
emissione di energia (infatti manca la pressione di radiazione
nucleare) e quindi la stabilità è sempre più compromessa perchè
manca un contrasto alla gravità.
In una stella di questo tipo la densità raggiunge un miliardo di
grammi per cm3 .
Un cucchiaino di materia peserebbe un miliardo di tonnellate sulla
Terra.
Quando il nucleo diviene stracolmo di atomi di ferro la stella non
regge più alla pressione della gravità ed esplode in un modo
terrificante gettando nello spazio tutto quello che aveva creato
compresi gli atomi più pesanti, diventando una supernova.
Come se non bastasse la sua capacità di "creare" elementi non si arresta perchè,
se nel suo core non ha avuto le possibilità di produrre elementi più pesanti del
ferro come l'oro, l'argento, l'uranio, ecc., l'esplosione e l'immane temperatura
generata da essa, unitamente alla quantità inimmaginabile di radiazioni che
emana, è in grado di creare in un processo chimico complesso anche atomi di oro
e i restanti elementi della tavola periodica.
La tavola periodica, con tutti i suoi elementi compresi quelli del nostro corpo
come l'ossigeno, l'acqua e il carbonio solo per citarne alcuni non sono altro che il
prodotto di quelle combustioni nucleari che poi le supernove hanno "distribuito"
nello spazio.
Espulsi i materiali che circondavano la stella si crea quella che viene detta
residuo di supernova o nebulosa.
Residuo di Supernova
Nelle stelle di grande massa avviene un ulteriore collasso
gravitazionale che porta la temperatura fino a un miliardo di gradi e
la densità a 1000 Kg/cm³. In tali condizioni possono avvenire le altre
reazioni (fusione, fotodisintegrazione, cattura neutronica) che
portano alla formazione di nuclei più pesanti.
Queste stelle hanno una vita media di poche centinaia di milioni di
anni e terminano la loro esistenza con violente esplosioni
(supernova). È in questo modo che i nuclei atomici più pesanti
necessari alla vita (tra cui per esempio il carbonio, ossigeno, calcio,
ferro) sfuggono al confinamento gravitazionale del nucleo della stella
e sono rilasciati nello spazio.
Il Sole, la Terra e gli altri pianeti del sistema solare hanno avuto origine a partire
dai resti di uno di questi eventi catastrofici.
IL RESIDUO DELL'ESPLOSIONE
Quello che rimane del nucleo stellare può essere diverso a seconda della
massa.
Se la massa e' compresa tra 1,4 e 3,4 masse solari si forma quella che
viene detta stella a neutroni o pulsar.
Questa non e' altro che il residuo dell'esplosione ed e' in uno stato
particolare per la enorme forza di gravità.
Gli atomi non esistono piu' in quanto tali ma si spezzano e i protoni e gli
elettroni si scontrano con grande energia formando i neutroni. I neutroni,
riescono a respingere la forza di gravità. Le stelle di neutroni ruotano
velocemente su se stesse emettendo due potenti fasci di onde radio in
direzioni opposte. Il campo magnetico di questi oggetti è così forte che le
onde radio riescono solo a sfuggire dai punti in cui la forza del campo
magnetico è minore (ovvero i due poli della stella). Se uno dei due fasci è
orientato verso la Terra, si possono osservare gli impulsi emessi dalla
stella di neutroni sotto forma di onde elettromagnetiche. Le pulsar
ruotano velocissime tanto da compiere anche 30 giri in un secondo e
hanno dimensioni estremamente ridotte dell'ordine di poche decine di
chilometri
Se però la massa del residuo rimanente e' maggiore di 3,4 masse
solari si può creare un oggetto la cui forza di gravità e' talmente forte
da non far uscire nemmeno la luce: un buco nero.
Per chiarire questo basti pensare a questo esempio:
se noi volessimo uscire dall'orbita della terra e sfuggire al suo campo
gravitazionale in modo tale da poter andare nello spazio senza
ricadere sulla terra ( quello che fanno i razzi che accompagnano i
satelliti in orbita ), dovremmo superare una velocità critica, chiamata
velocità di fuga.
Questa velocità, sulla terra, e' di 11 chilometri al secondo.
Su un pianeta come Giove e' superiore perche', avendo una massa
maggiore, la forza di gravità e' maggiore e quindi anche la velocità di
fuga.
Ora noi sappiamo che la velocità della luce non e' infinita ma e' di
300.000 chilometri al secondo. Un valore molto grande ma comunque
finito.
Ora, se la forza di gravità è così grande da imporre una velocità di
fuga maggiore di 300.000 chilometri al secondo, la luce non può
andare nello spazio circostante ma ricade sull'oggetto
IL MISTERO DEI BUCHI NERI
Questa faccenda causa conseguenze che la fisica non e' ancora bene in grado di spiegare, e situazioni
tali da far rabbrividire. Naturalmente visto che, anche se non si vedono, questi oggetti generano
comunque un campo gravitazionale perché hanno massa e quindi fanno sentire la loro presenza su
qualunque cosa gli passi vicino.
Un ipotetico pianeta che si trovasse vicino ad un buco nero di massa simile a quella del Sole, ad una
distanza di sicurezza, gli orbiterebbe intorno proprio come fa la Terra con il Sole.
Se però la distanza di sicurezza dovesse diminuire fino ad un punto detto " Orizzonte degli eventi "
allora il pianeta sarebbe "risucchiato" dal buco nero e per definizione noi non potremmo sapere più
che fine a fatto, perchè non potremmo più osservarlo.
Difficilmente potremo sapere se una stella, tanto benevola nel creare materia, possa essere in grado
di creare oggetti simili od opporsi a ciò diminuendo quella massa oltre la quale la velocità della luce
e la forza di gravità si contendono il primato di restare.
E mai potremmo sapere nel caso in cui esistano mostri del genere, che fine fa quello che ci va a finire
dentro e se le leggi della fisica valide in tutto l'universo valgano anche lì.
E' comunque molto probabile che un buco nero, viste le premesse e vista la teoria della relatività,
non le conosca nemmeno le leggi della fisica con tanto di conseguenze che non possiamo immaginare
INDIVIDUAZIONE
Un buco nero è per definizione invisibile. Proprio per questo è molto difficile
identificarli se non fosse per il fatto che, in alcuni casi, emettono una grande
quantità di raggi X. Questo fenomeno avviene quando nei pressi del buco nero si
trova un'altra stella (meglio se una gigante rossa). La grande forza di gravità del
buco nero attrae tutta la materia della stella che si surriscalda enormemente
emettendo raggi X.
I buchi neri dovrebbero essere anche la spiegazione delle forti emissioni energetiche
provenienti da alcuni tipi di galassie denominate Nuclei Galattici Attivi (AGN). Al
centro di ogni galassia dovrebbe trovarsi un buco nero per la grande quantità di
massa presente. Nei casi particolari di galassie più grandi, i buchi neri al centro
emettono quantità di energia consistenti che possono essere spiegate considerando
tutta la materia che cade nel buco nero.
Uno dei candidati buchi neri è la sorgente di raggi X denominata Cignus X-1 al cui
interno ci sarebbe una stella doppia in cui una delle due componenti è un buco nero.
Per ogni buco nero esiste un punto dello spazio-tempo definito come Raggio di
Schwarzchild. Questo è il raggio in corrispondenza del quale lo spazio tempo che
circonda una sfera diventa così curvo da rinchiudere il tempo. Il raggio di S. per un
oggetto della massa del Sole è di soli 3 chilometri mentre per un oggetto della massa
terrestre è di soli 1 centimetro.
PREMESSE
•La Terra è imperfetta, è fatta con i quattro elementi terra, acqua, aria e fuoco e deve
stare ferma al centro dell'universo
•Tutto ciò che sta nei cieli è perfetto, fatto di una sostanza perfetta che si chiama etere ( o
quinto elemento) quindi la forma di tutto quello che sta nei cieli è quella sferica e tutti i
movimenti avvengono spontaneamente per mezzo di sfere
•Tutto quello che sta nei cieli è in funzione dell'uomo che è l'essere centrale dell'universo
MODELLO DI ARISTOTELE
Aristotele, continuando l'opera di Platone, costruisce un modello basato sulle
premesse enunciate sopra, con 55 sfere
Dopo la Terra troviamo in successione:
1. La Luna
2. Mercurio
3. Venere
4. Sole
5. Marte
6. Giove
7. Saturno
8. La sfera delle stelle fisse
Il moto del sole in direzione nord-sud che si
verifica durante l'anno al cambiare delle stagioni
fu spiegato pensando che il sole fosse appeso ad
una sfera con r asse di rotazione inclinato di 23.5°
rispetto all'asse della sfera portante le stelle.
Aristotele non spiegava con la sua teoria alcuni fenomeni
particolarmente complicati come il moto retrogrado dei pianeti e le loro
variazioni di velocità durante il moto lento contro lo sfondo delle stelle
UN PRIMO MODELLO ELIOCENTRICO
o
Aristarco di Samo nel terzo secolo A.C. costruisce un modello
eliocentrico che gli permetteva di spiegare facilmente il moto
retrogrado dei pianeti e molti altri fenomeni.
Sole
Il moto retrogrado dei pianeti esterni
veniva spiegato con il sorpasso della
Terra che girava intorno al Sole con
una velocità maggiore rispetto a quella
del pianeta.
n moto diurno di tutti gli oggetti celesti
da est a ovest era dovuto al moto di
rotazione della Terra intorno al suo
asse.
La sfera delle stelle fisse rimaneva
ferma nel cielo.
Lo spostamento annuo dell'arco
compiuto dal Sole nel cielo era dovuto
ali' inclinazione dell'asse terrestre.
CRITICHE ALLA TEORIA
La Terra in movimento non era accettabile per le teorie filosofiche
del tempo che
consideravano la Terra diversa da tutti gli altri corpi celesti.
Se la Terra si fosse mossa intorno al Sole il
suo movimento avrebbe dovuto evidenziarsi
sullo sfondo delle stelle, che da due punti diametralmente opposti
dell' orbita avrebbero dovuto essere in posizioni diverse nel cielo.
( questo movimento non poteva essere valutato solo se le stelle erano
enormemente lontane
rispetto alle dimensioni dell'orbita della Terra, ma ciò per quei tempi
era inconcepibile ). Aristarco non sviluppò sufficientemente il suo
sistema per poter fare delle previsioni sulla posizione dei corpi celesti.
Aristarco stesso non cercò nemmeno di controbattere le critiche che gli erano
state rivolte. Fortunatamente. i suoi argomenti furono annotati e tramandati ai
posteri e a distanza di diciotto secoli furono in grado di influenzare il pensiero
di Copernico. Ciò dimostra che le idee non restano mai confinate né nel tempo
né nello spazio.
Nel 150 D.C. Tolomeo di Alessandria perfeziona la teoria
geocentrica di Aristotele costruendo un modello che era in
grado di prevedere con sicurezza la posizione di un corpo
celeste. Per spiegare tutti i vari fenomeni osservabili,
introduce tre artifici matematici.
EPICICLO
Il pianeta gira su una piccola
sfera ( l'epiciclo )
velocità
il cui centro gira sulla sfera
più grande che si chiama
deferente.
Serve per spiegare il moto
retrogrado dei pianeti.
Spiega anche perché i pianeti,
quando entrano in moto
retrogrado, sono più luminosi
( perché sono più vicini alla
Terra)
ECCENTRICO
La Terra non era al centro
della sfera del pianeta ma in
posizione eccentrica. Dal
punto di vista della terra gli
archi AB, BD, DE e EA erano
uguali ma non dal punto di
vista del pianeta che
impiegava più tempo a
percorrere AB e BD.
Sembrava che il pianeta nel
tratto ABD andasse più
lentamente.
Spiegava i cambiamenti di
velocità
EQUANTE
E' un eccentrico modificato.
Il pianeta non si muove più di
moto circolare uniforme ma
percorre nello stesso tempo
gli archi AB, BD, DE, EA.
Serve a spiegare particolari
variazioni di velocità
COPERNICO
Nicola Copernico (14731543). 1/ suo vero nome. io
polacco. era Koppernigk,
ma, secondo il costume dei
Colti del tempo, egli lo
sostituì con la forma latina
Copernicus
Il polacco Nicola Copernico nei primi
anni del 1500, prendendo spunto dalle
teorie di Aristarco, ripropone la teoria
eliocentrica conservando le sfere e
artifici matematici come l'epiciclo e
l'eccentrico. Copernico,
spostando nel Sole il centro
dell'universo, riesce però ad eliminare
l'unico artificio di Tolomeo
incompatibile con l'idea dei greci della
perfezione dei cieli: l'equante.
La sua teoria si basava su alcune ipotesi:
•
Non esiste alcun centro preciso, geometrico, per tutte le orbite o sfere celesti.
•
Il centro della Terra non è il centro dell'universo, ma solo il centro della sfera della
Luna. Tutte le sfere ruotano intorno al Sole e perciò il Sole è in posizione centrale rispetto
all'intero universo.
•
La distanza della Terrà dal Sole è trascurabile se confrontata con la distanza della
Terra
dalle stelle fisse.
•
I moti diurni osservabili nel cielo non derivano dal moto del cielo ma dal moto della
Terra.
•
La Terra, con l'atmosfera e le acque, compie in un giorno una rotazione completa
attorno ai
suoi poli, mentre il cielo rimane immobile.
•
Ciò che ci appare come moto del Sole, deriva, non dal suo moto, ma dal moto della
Terra
che ruota attorno al Sole come tutti gli altri pianeti. La Terra possiede quindi più un
moto.
•
Il moto retrogrado dei pianeti non deriva solo dal loro movimento, ma anche da quello
della Terra.
Copernico con il suo modello ottenne risultati che Tolomeo con il suo non avrebbe mai
potuto ottenere: riuscì a calcolare il periodo del moto di ciascun pianeta intorno al Sole e le
dimensioni dell'orbita di ciascun pianeta in funzione delle dimensioni dell'orbita terrestre. I
valori da lui trovati sono molto simili a quelli di oggi.
PERIODO DI RIVOLUZIONE DEI
PIANETI INTORNO AL SOLE
PIANETA
MERCURIO
VENERE
TERRA
MARTE
GIOVE
SATURNO
VALORE DI COPERNICO
VALORE
MODERNO
0,241 anni (88 giorni)
87,97 giorni
0,614 anni (224 giorni)
224,70 giorni
1 anno (365 giorni)
1 anno (365 giorni)
1,88 anni (687 giorni)
686,98 giorni
11,8 anni
11,86 anni
29,5 anni
29.46 anni
RAGGIO DELLE ORBITE PLANETARIE
PIANETA
VALORE DI COPERNICO
VALORE MODERNO
MERCURIO
0,38
0,39 U.A.
VENERE
0,72
0,72 U.A.
TERRA
1
1,00 U.A.
MARTE
1,52
1,52 U.A.
GIOVE
5,2
5,20 U.A.
SATURNO
9,2
9,54 U.A.
U.A.= unità astronomiche ( 1 U.A.= distanza fra la Terra e il Sole)
Le stelle non
sono più
rappresenta
bili perché
troppo
distanti
rispetto a
tutti gli altri
oggetti
celesti
Galileo riteneva che il modello eliocentrico fosse il modello più semplice e più
logico e sostiene tutto questo nel suo trattato, scritto in forma di dialogo, dal
titolo Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo. Sarà costretto a ritrattare
queste sue idee per non essere accusato di eresia e finire in mano all'Inquisizione.
Il merito più grande di Galileo nello studio del moto dei cieli sta però nelle
osservazioni da lui fatte con il cannocchiale. Tutte le sue osservazioni
smantellavano in un certo senso le premesse su cui si fondavano le teorie
geocentriche.
•Sulla Luna ci sono delle montagne e dei crateri
•Saturno non è perfettamente sferico ( non poteva
ancora distinguere gli anelli )
•Ci sono delle macchie scure sul Sole
•Venere ha le fasi come la Luna
•Vede comparire una nuova stella all'improvviso nel
cielo ( ora sappiamo che era l'esplosione di una stella
giunta alla fine della sua vita)
=> Tutto ciò che sta nei cieli non è perfetto
• Giove ha 4 satelliti che Galileo chiama lo, Europa, Callisto e
Ganimede
=> Ci sono altri centri di rotazione oltre alla Terra
. La Via Lattea, che appare nel cielo estivo come una fascia
luminosa; è in realtà costituita da numerosissime stelle, non
visibili ad occhio nudo
=> Le stelle non esistono in funzione dell'uomo
Tycho era un danese che aveva incominciato ad interessarsi di astronomia 1Ì'a i tredici e
i quattordici anni. Per poter avere dei dati più precisi riuscì a far costruire su di un'isola
della
Danimarca un enorme osservatorio astronomico chiamato
Uraniborg ( Il castello dei cieli ).
.
In questo osservatorio usava strumenti che permettevano di ottenere con molta più
precisione la posizione dei vari oggetti celesti, anche se non si utilizzava il cannocchiale.
Tycho nel 1577 osservando una cometa si accorse che non era un fenomeno atmosferico,
come pensavano gli antichi, ma era
un oggetto celeste che sicuramente si muoveva nel cielo al di là dell'orbita della Luna.
Tycho costruì anche un modello per il moto dei cieli che cercava un
compromesso fra i due modelli
geocentrico ed eliocentrico, II suo sistema, che vedeva la Terra ferma con la Luna e il Sole che le
giravano attorno e tutti i pianeti che giravano intorno al Sole, fu accettato da pochissimi
Keplero dedicò tutta la sua vita a perfezionare la teoria eliocentrica in cui
credeva fermamente. Nella sua prima opera importante costruì un modello
eliocentrico dove le posizioni dei vari pianeti, compresa la Terra erano
individuate da una successione di figure solide che erano i cinque solidi regolari
( tetraedro, cubo, ottaedro, dodecaedro e icosaedro ) alternati in modo
opportuno da sfere che comprendevano nel loro spessore l'epiciclo dei pianeti
stessi.
Nel 1600 Tycho offre a Keplero un posto di assistente nel suo nuovo
osservatorio a Praga dove si era trasferito portando con se molti degli
strumenti dell'osservatorio di Uraniborg.
Keplero incomincia ad osservare Marte e con i nuovi dati molto più precisi
cerca di spiegarne il moto con i soliti epicicli ed eccentrici. Non ci riesce! Allora
riprende l‘ equante ma anche con questo artificio non riesce a giustificare le
varie posizioni del pianeta. Scoraggiato abbandona ogni .. tentativo di
spiegazione e si mette semplicemente a descrivere l'orbita, facendo poi la stessa
cosa per gli altri pianeti. Trova così tre leggi sperimentali.
Prima legge Le orbite dei pianeti sono delle ellissi e il
sole occupa uno dei due fuochi
Seconda legge Le aree spazzate dalla congiungente il
pianeta con il Sole in tempi uguali sono
uguali
Terza legge Il rapporto tra il quadrato del
periodo di rivoluzione e il cubo del semiasse
maggiore dell' orbita è costante per tutti i pianeti
CA = semiasse maggiore dell' orbita = a
T = periodo di rivoluzione cioè il tempo che impiega il pianeta a fare un giro completo
LEGGE
T2 / a3 = k
Per capire completamente il grande lavoro di Newton, che nacque proprio l'anno in
cui morì Galileo e cioè nel 1642, bisogna ricordare la struttura della dinamica di
Aristotele.
Per Aristotele esistevano tre tipi di moto:
. Moto naturale dei cieli
. Moto naturale sulla Terra dovuto allo spostamento spontaneo di ciascun oggetto
verso la
posizione naturale dell' elemento di cui era maggiormente costituito ( terra, acqua,
aria, fuoco). Fra questi moti c'erano tutti i moti di caduta
. Moto violento sulla Terra provocato da una forza che era direttamente
proporzionale alla
velocità, perché per lui lo stato naturale dei corpi era la quiete.
Newton, servendosi del lavoro
dei suoi predecessori fra cui
anche Galileo, parte dal
presupposto che esista un unico
tipo di moto governato da tre
principi:
l-La tendenza naturale dei corpi
è quella di mantenere costante la
velocità intesa da un punto di
vista vettoriale
2-Se in un corpo si osserva un
cambiamento di velocità e quindi
un'accelerazione, su quel corpo
deve agire una forza direttamente
proporzionale all'accelerazione
INDICE
3-Se un corpo agisce su di un altro con
una forza quest'ultimo corpo deve agire
sul primo con una forza uguale in
modulo e direzione alla prima ma con
verso contrario
Nell’Universo le stelle non sono isolate ma
organizzate in sistemi chiamati GALASSIE.
Una galassia contiene centinaia di miliardi di
stelle, polveri e gas. In base alla forma le galassie
possono essere ELLITTICHE, a SPIRALE e
IRREGOLARI.
Spesso nelle galassie le stelle sono raggruppate in
AMMASSI ( insieme di corpi che si sono formati
dalla stessa nube ) molto complessi distribuiti in
modo non uniforme nello spazio
La galassia a cui appartiene il Sistema solare è una galassia a spirale, visibile in
cielo come VIA LATTEA, e fa parte di un ammasso denominato GRUPPO
LOCALE. Diametro di circa 100.000 al e spessore di circa 5000 al; è formata da un
disco con un nucleo centrale più denso, da cui partono diversi bracci a spirale. Il
Sole si trova su uno dei bracci
Lo studio delle galassie lontane è molto complesso a causa
dell’enorme distanza e della difficoltà di ottenere immagini
nitide.
Gli spettri delle galassie presentano un RED SHIFT cioè uno
spostamento delle linee spettrali verso le lunghezze d’onda
maggiori. Questo dimostra che le galassie si stanno
allontanando le une dalle altre ad una velocità che può essere
misurata mediante la legge di Hubble ( v = H d ). Il moto di
allontanamento è detto MOTO DI RECESSIONE. La
scoperta di questo moto induce a ritenere che l’ Universo sia
in espansione
Se immaginiamo di
tornare indietro
nel tempo, allora,
ci sarà un istante in
cui tutta la materia
presente nell’Universo
doveva essere
concentrata in un
“atomo primordiale”,
dalle dimensioni piccolissime,
(paragonabili a quelle di una pallina con cui gioca un
bambino piccolo), con un’enorme quantità di energia
Circa 15 miliardi di anni fa iniziò l’Universo: la sua origine
è descritta dalla teoria “HOT BIG BANG”. Ebbe inizio un
lungo processo di espansione che continua ancora oggi, con
l’effetto di raffreddare progressivamente l’Universo.
Un secondo dopo l’inizio dell’espansione l’Universo è
costituito da una miscela di particelle elementari, tra cui
protoni, neutroni, elettroni, fotoni, neutrini che
costituiscono il suo contenuto di materia e di energia. La
sua densità raggiunge i 10 kg/cm³ (come se centomila
uomini si stringessero in un cubo di un metro di lato).
La scala delle dimensioni dell’Universo è circa quella del
nostro Sole.
In queste condizioni e in accordo con la legge
di equivalenza tra energia e massa (E = m c²)
succede che le coppie di fotoni (raggi gamma)
si scontrano e si trasformano in una coppia
elettrone – positrone: la radiazione dà origine
a materia ed antimateria. Esiste quindi un
equilibrio tra produzione di coppie e di
radiazione
γ
γ
e-
e-
γ
γ
e+
Produzione di coppie
e+
Annichilazione
Dopo circa tre minuti, la temperatura dell’Universo è
scesa a un miliardo di gradi, la densità è pari a quella
dell’acqua (1g/cm³). La scala delle sue dimensioni è
aumentata fino a diventare circa cento volte più grande
del nostro Sole.
In queste condizioni possono avvenire i processi che
portano alla formazione dei nuclei degli atomi più leggeri.
La formazione di questi nuclei avviene in seguito alle
reazioni schematizzate nel grafico della diapositiva
successiva.
Un protone e un neutrone collidono e si uniscono a formare un
nucleo di deuterio. Un nucleo di deuterio può unirsi a un protone
per formare He3, oppure può unirsi a un neutrone per formare un
nucleo di trizio. In questo modo, combinando le specie che vengono
via via formate, si ottengono i nuclei atomici degli elementi più
leggeri nel processo noto come “nucleo sintesi cosmologica”.
Passati i primi tre minuti, l’Universo è troppo freddo
perché possano continuare a formarsi nuovi nuclei.
Circa il 30% dell’elio presente oggi nell’Universo è stato
creato in questi primi tre minuti ( questo fattore è una
prova a sostegno del BIG BANG perché senza questo
elio prodotto inizialmente, l’elio presente attualmente
nell’Universo deriverebbe dalle reazioni termonucleari
delle stelle e questa quantità sarebbe troppo elevata
rispetto alle previsioni, e non sarebbe distribuita in
maniera così uniforme ovunque. Questo è in accordo
con l’ipotesi che si sia formato nell’Universo
primordiale, prima della nascita delle stelle e delle
galassie )
Passati 300.000 anni dal Big Bang, l’energia si è
sufficientemente ridotta da consentire ai nuclei
atomici di catturare gli elettroni formando così gli
atomi neutri. L’Universo è ora trasparente alla
radiazione.
Avviene cioè il disaccoppiamento
radiazione – materia
La radiazione emessa dalla sfera di fuoco ad alta
temperatura si irraggiava in ogni direzione: pur diluita ed
indebolita (raffreddata) dall’espansione, quella radiazione
dovrebbe impregnare tutto l’Universo.
Nel 1965, per caso, due ricercatori del Bell
Telephone Laboratory nel New Yersey ( Penzias e
Wilson ) osservarono l’esistenza di una radiazione
di fondo, rilevabile con i radiotelescopi e in ogni
direzione dello spazio, corrispondente ad una
temperatura di circa 3°K (- 270 °C). Tale
radiazione residua è come l’ “eco” del Big Bang
Il satellite Cobe, messo in orbita intorno alla Terra nel 1989, ha tracciato una mappa che
mette in evidenza minuscole variazioni della radiazione di fondo. Le differenze di colore
rappresentano lievissime variazioni di temperatura (meno di un decimillesimo di grado
Kelvin).
Attraverso l’osservazione della radiazione è possibile studiare
direttamente le condizioni fisiche dell’Universo primordiale
Dopo la formazione degli elementi leggeri, la distribuzione
della materia dell’Universo in espansione porta alla
formazione di grandi strutture: galassie e ammassi di
galassie.
Se il parametro che regola la velocità di espansione
dell’Universo nei suoi primi istanti fosse stato di una
parte su dieci milioni più piccolo, l’Universo sarebbe
rapidamente
collassato su se stesso e non ci sarebbe stato il tempo per
la formazione di nessun oggetto stellare.
Se fosse stato più grande di una stessa quantità,
non si sarebbero potute condensare le galassie.
La dinamica del processo ha portato alla formazione di
galassie di vario tipo, tra cui quelle a spirale di cui un
esempio è la Via Lattea
INDICE
BIG BANG disaccoppiamento
radiazione materia
Comparsa delle prime
galassie
L’UNIVERSO IN UN ANNO
L’età dell’Universo è stimata essere di circa 15 miliardi di anni. Se lo
comprimiamo in un anno, il big bang coincide con la mezzanotte del 1°
gennaio e oggi è la mezzanotte del 31 dicembre
h. 22 Compaiono i primi ominidi
h. 23.10:costruiamo i primi utensili
h. 23.54: apprendiamo l’uso del fuoco
Formazione del sistema solare
DNA
h. 23.59.56: nascita di Gesù
h. 23.59.59: viene scoperta l’America
4 centesimi di secondo prima
di mezzanotte: l’uomo mette
piede sulla Luna
h. 24.00 QUI e ORA
INDICE
Il Sistema Solare è l’insieme dei corpi che risentono
dell’attrazione gravitazionale esercitata dal Sole.
Comprende il SOLE, una stella nana gialla, i
PIANETI, corpi opachi dotati di un movimento di
rotazione intorno al proprio asse e di un moto di
rivoluzione intorno al Sole, i SATELLITI che si
muovono intorno ad alcuni pianeti, e una serie di corpi
minori ( comete, asteroidi, meteoriti )
Il Sole ed il Sistema Solare si sono formati contemporaneamente
circa 5 miliardi di anni fa.
Il Sole si trova a una distanza media di circa 150 milioni di km dalla
Terra. Ha una temperatura superficiale di circa 6000 K e irradia una
quantità di energia pari a 3,9 * 1026 W.
E’ costituito prevalentemente da idrogeno ed elio, ma contiene anche
elementi pesanti come calcio, carbonio, ossigeno, azoto, ecc…
NUCLEO: materiale allo stato di plasma ( elettroni
liberi e nuclei ); reazioni nucleari con trasformazione di
idrogeno in elio e perdita di massa. La massa perduta
viene trasformata in fotoni ad alta energia, in
prevalenza raggi x e raggi γ
ZONA RADIATIVA: trasmette il calore che riceve dal
nucleo mediante irraggiamento
ZONA CONVETTIVA: è costituita da gas ionizzato nel
quale si verificano moti turbolenti di convezione che
trasportano il calore e l’energia provenienti dalla zona
radiativa verso la fotosfera
FOTOSFERA: superficie visibile del Sole.
Struttura a granuli ( zone più calde e luminose )
dovuta ai moti convettivi. La manifestazione
più importante dell’attività della fotosfera sono
le macchie solari che si formano e scompaiono
con una certa regolarità e periodicità
Cromosfera e corona solare costituiscono
l’atmosfera solare
La cromosfera può estendersi fino a 10.000 km
sopra la fotosfera ed ha una colorazione
rossastra
Nella corona solare origina il vento solare,
flusso di particelle ionizzate che si disperde nel
Sistema Solare
Il Sole è una stella normale
La sua massa (2x1030 kg) non è né troppo grande, nel qual caso il
Sole avrebbe vita troppo breve per accompagnare un’evoluzione
biologica)
né troppo piccola (la Terra finirebbe con il sincronizzare il proprio
moto di rotazione con quello di rivoluzione, distruggendo il clima
temperato e l’avvicendarsi delle stagioni)
La radiazione solare è relativamente stabile.Inoltre la maggior parte
della radiazione emessa dal Sole è alle lunghezze d’onda della luce
visibile (e questo dipende dalla temperatura della fotosfera)
Se il Sole fosse più freddo, emetterebbe la maggior parte della
radiazione all’infrarosso;
se fosse più caldo emetterebbe di più nell’ultravioletto
SE IL SOLE AVESSE UNA DIFFERENTE SUPERFICIE,
POTREBBE QUINDI ESSERCI UN FENOMENO IMPORTANTE
COME LA FOTOSINTESI CLOROFILLIANA?
Intorno al Sole si muovono i PIANETI, corpi
celesti relativamente freddi che riflettono la luce
che ricevono dal Sole. Il moto di un Pianeta su se
stesso si chiama ROTAZIONE mentre il moto
intorno al Sole è detto RIVOLUZIONE. Il tempo
di rotazione è detto GIORNO, il tempo di
rivoluzione è detto ANNO.
IL MOTO DI RIVOLUZIONE DEI PIANETI INTORNO
AL SOLE E’ DESCRITTO DALLE TRE LEGGI DI
KEPLERO
Terza legge Il rapporto tra il quadrato del
periodo di rivoluzione e il cubo del semiasse
maggiore dell' orbita è costante per tutti i pianeti
CA = semiasse maggiore dell' orbita = a
T = periodo di rivoluzione cioè il tempo che impiega il pianeta a fare un giro completo
LEGGE
T2 / a3 = k
Le tre leggi di Keplero descrivono ma non
spiegano i movimenti dei pianeti. La
spiegazione di questi movimenti è da cercare
nella legge di gravitazione universale secondo la
quale due corpi dotati rispettivamente di massa
m1 ed m2 si attirano con una forza
direttamente proporzionale al quadrato della
distanza (d):
F=G ( m1* m2 )/ d2
Dove G è la costante di gravitazione universale
In base alla posizione rispetto al Sole e alla diversa costituzione
chimica e fisica si distinguono:
pianeti di tipo terrestre o interni, Mercurio, Venere, Terra, Marte;
hanno piccola massa, bassa velocità di rotazione, nessuno o pochi
satelliti; sono rocciosi e costituiti da elementi pesanti ed hanno perciò
una densità elevata
pianeti di tipo esterno o gioviano, Giove, Saturno, Urano e Nettuno;
grande massa, alta velocità di rotazione; sono costituiti da ghiaccio e
gas leggeri, mancano di una superficie solida e hanno bassa densità;
hanno un numero elevato di satelliti
L’ultimo pianeta, Plutone, sembra avere caratteristiche in parte simili
ai pianeti interni ed in parte a quelli esterni.
Oltre ai pianeti e ai loro satelliti, nel Sistema Solare troviamo anche
corpi minori: asteroidi, comete, meteore e meteoriti.
Privo di satelliti, è il più piccolo dei pianeti e il più vicino al
Sole. Data la difficoltà di osservazione, dato che è visibile solo
quando è basso sull'orizzonte, cioè all'alba e al tramonto, è
stato possibile conoscere le sue caratteristiche fisiche solo in
seguito all'esplorazione fotografica di parte della superficie
fatta dalla sonda statunitense Mariner 10 (1974/75). Come la
Luna, Mercurio presenta zone pianeggianti e fortemente
craterizzate; queste sono dovute al fatto che il pianeta,
essendo privo di atmosfera a causa della sua bassa forza di
gravità, è soggetto ad urti violenti con rocce e polveri
cosmiche che si trovano sulla sua traiettoria.
Inoltre per l'assenza di atmosfera si hanno sbalzi di
temperatura impressionanti: circa 600 gradi fra la parte in
ombra e quella illuminata dal Sole.
La formazione più rilevante della superficie di Mercurio è il
Bacino del calore, che probabilmente ha avuto origine
dall'urto, avvenuto circa 3,5 miliardi di anni fa, con una
grossa meteorite; esso ha un diametro di 1300 km e una
profondità di 9 km rispetto al livello medio della superficie.
Riguardo alla struttura interna si ipotizza l'esistenza di un
nucleo di ferro avente un diametro di circa 3600 km (circa
l'80% del diametro del pianeta) e responsabile del debole
campo magnetico misurato dalla strumentazione del Mariner
10.
Avvolto da una densa coltre di nubi con alto potere riflettente, che rendono il pianeta particolarmente
luminoso,Venere è stato a lungo ritenuto simile alla Terra perchè molte delle sue caratteristiche fisiche
(diametro, massa,densità, gravità) sono all'incirca uguali a quelle del nostro pianeta. Si credeva
addirittura che su Venere potesse essere diffusa la vita.Tali supposizioni sono poi crollate in seguito alle
ricerche effettuate sia dalla Terra (mediante indagini radar e spettroscopiche) che dallo spazio, con le
sonde sovietiche Venera, statunitensi Mariner e dalla missione Pioneer-Venus.
Sono quindi venute alla luce le sostanziali differenze fra i due pianeti. L'atmosfera di Venere è
composta per il 97% di anidride carbonica e per il restante 3% di azoto, argon e da tracce di altri gas;
alla sommità delle nubi, cioè a 60 km dalla superficie, la pressione è 1/10 di quella terrestre e la
temperatura è di -30 °C. Segue che alla superficie la pressione è di 92-92 atmosfere e la temperatura di
circa 500 °C. Il valore così alto della temperatura può essere spiegato come risultato della vicinanza al
Sole e dell'effetto serra determinato dall'alta percentuale di anidride carbonica nell'atmosfera, che non
lascia sfuggire la radiazione infrarossa emessa dalla superficie del pianeta.
La rotazione di Venere avviene il senso retrogrado (su Venere vedremmo il sole sorgere ad ovest e
tramonta ad est) e presenta una periodicità diversa a seconda che ci si riferisca alla sommità delle nubi
o al livello della superficie. Osservando le nubi alla lunghezza d'onda dell'ultravioletto, si vede che il
periodo di rotazione di alcune strutture atmosferiche è di circa 4 giorni, mentre il pianeta sottostante
ha un periodo di rotazione che è stato calcolato studiando le emissioni di microonde riflesse dalla
superficie e si attesta su 243 giorni. Tale differenza nella velocità di rotazione ha portato ad ipotizzare
che la superficie del pianeta sia spazzata da venti che raggiungono la velocità media di 300-400 km/h.
Informazioni sulla superficie, nascosta dallo spesso strato di nubi, sono state ottenute con rilevamenti
radar fatti da terra e dallo spazio. Il suolo di Venere si presenta per lo più pianeggiante ma non
mancano vaste depressioni, come la Venus Rift Valley che è profonda 3-4 km e lunga 1400 km, e rilievi
che superano i 1000 m di altezza. Venere non ha satelliti e nemmeno campo magnetico.
La visione della Terra dallo spazio è molto
suggestiva; si vede un globo dalle prevalenti
tonalità bianche ed azzurre, ricoperto in gran
parte da nubi che lasciano intravedere le
strutture continentali.
Dalla Luna la Terra si vedrebbe circa 3,8 volte
più grande di quanto dalla Terra si vede la
Luna; inoltre, poiché la Luna in prima
approssimazione rivolge alla Terra sempre lo
stesso emisfero, un ipotetico osservatore lunare
vedrebbe la Terra sempre nella stessa posizione
rispetto ad un certo riferimento sull'orizzonte.
Infine se si osservassero la Terra e la Luna da
Venere, esse apparirebbero come componenti
di un sistema doppio.
Noto come il pianeta rosso per la sua colorazione visibile anche
ad occhio nudo, Marte, se osservato al telescopio, rivela due
bianche calotte polari, macchie di color rosso cupo e una serie
di sottili strutture scure, i canali individuati da Schiaparelli nel
1877, che per la loro disposizione regolare, fecero pensare
all'esistenza di civiltà extraterrestri. In seguito è stato
accertato che i canali non sono altro che illusioni ottiche
dovute a turbolenze atmosferiche.
Le calotte sono costituite da uno strato di ghiaccio d'acqua
ricoperto da un altro di ghiaccio secco (anidride carbonica
solida), il quale fonde durante l'estate marziana perché la
temperatura ambientale (-68 °C) è superiore a quella di
liquefazione dell'anidride carbonica (-125 °C), secondo la
pressione atmosferica di Marte.
L'atmosfera marziana è composta prevalentemente di anidride
carbonica con tracce di azoto e di vapore acqueo; è molto
rarefatta, dato che è circa 100 volte meno densa di quella
terrestre, e quindi risulta piuttosto agevole studiare la
superficie del pianeta.
La superficie di Marte è stata fotografata a partire dal dagli anni '60 dalle sonde della
serie Mariner e Viking e presenta caratteristiche fortemente diverse da una zona all'altra
del pianeta. Nell'emisfero settentrionale predominano infatti regioni pianeggianti e
desertiche coperte da rocce rossastre e da detriti ricchi di ferro e di idrossidi di ferro.
L'emisfero meridionale, invece, appare molto accidentato e ricoperto da numerosi
crateri, segno di antichi bombardamenti meteoritici; in tale emisfero, ad esempio, si trova
Hellas, uno dei più grandi bacini da impatto del sistema solare, che ha un diametro di
1800 km e una profondità di 3 km. Caratteristiche sono anche le due vaste regioni Tharis
ed Elysium, situate al di sopra dell'equatore di Marte: presentano una concentrazione di
vulcani di notevoli dimensioni, quale il Monte Olimpo, alto 26 km. La zona meridionale
della Tharis è, inoltre, solcata dalla Valles Marineris, un'enorme frattura che si estende
per più di 5000 km, pari ad 1/6 della circonferenza di Marte , ed è larga in alcuni tratti
anche 100 km.
Marte ha due satelliti, Phobos e Deimos, scoperti nel 1877 da A. Hall. Entrambi sono
molto piccoli e di forma irregolare - il diametro medio di Phobos è di 25 km, quello di
Deimos è di 13 km - ed hanno la superficie quasi completamente ricoperta di crateri di
varie dimensioni.
E' il più grande dei pianeti del sistema solare. Rispetto al Sole
ha un diametro 10 volte più piccolo, massa circa 1000 volte
inferiore e quindi ha densità media uguale.
Per un osservatore terrestre Giove, all'epoca dell'opposizione,
è il pianeta più brillante dopo Venere.
Il telescopio rivela un sensibile appiattimento e una serie di
fasce chiare e scure alternate, parallele all'equatore. Tale
aspetto è anche conseguenza del breve periodo di rotazione del
pianeta; ruota in 9h 50m e questo comporta una velocità
lineare all'equatore di 12,6 km/sec. Poiché la rotazione è più
rapida all'equatore che ai poli, si deduce che Giove non è un
corpo solido.
L'alta atmosfera, che è quanto di Giove si può direttamente
osservare, mostra un'avvicendarsi di forme molto mutevoli che
cambiano aspetto e posizione e scompaiono nel giro di poche
ore o di pochi giorni.à Fa eccezione la grande Macchia Rossa,
un'enorme formazione che fu scoperta 3 secoli fa (1664) da R.
Hooke nell'emisfero sud del pianeta.
I costituenti principali dell'atmosfera sono idrogeno ed elio,
con percentuali simili a quelle osservate sul Sole, e sono
presenti anche metano ed ammoniaca in quantità inferiori.
La temperatura dello strato esterno delle nubi è di -150 °C
circa e aumenta andando verso l'interno fino a circa 30 °C.
La spessa atmosfera che avvolge il pianeta impedisce di effettuare
osservazioni in profondità, ma, sulla base dei dati raccolti dalle sonde
spaziali Voyager e Pioneer, è stato possibile ipotizzare un modello interno di
Giove. Il modello prevede un nucleo roccioso di silicati di ferro, contenuto
in un involucro di idrogeno metallico liquido, che potrebbe essere causa
dell'intenso campo magnetico del pianeta.
Altra caratteristica di Giove è quella di essere soggetto ad una piccola
contrazione, circa un millimetro all'anno, sufficiente però a determinare
un'emissione di energia da parte del pianeta che è superiore a quella
ricevuta dal Sole.
Giove possiede un anello e attualmente sono conosciuti 15 satelliti. L'anello
fu rivelato nel 1979 dalle sonde Voyager; spesso solo 4 km, è situato a circa
60.000 km dalla sommità delle nubi dell'atmosfera di Giove. Dei 15 satelliti
i maggiori sono Amaltea, Io, Europa, Ganimede e Callisto, in ordine di
distanza crescente dal pianeta.
Amaltea è un piccolo masso roccioso di forma oblunga (250 km per 140
km); gli altri 4, noti anche come satelliti medicei, furono scoperti da Galileo
nel 1610. Rivolgono al pianeta sempre la stessa faccia, come Amaltea, e
sono diversi l'uno dall'altro per aspetto e per la caratteristiche intrinseche.
Io, ad esempio, è ricco di vulcani attivi e privo di crateri, mentre Europa è
quasi completamente ricoperto di ghiaccio.
E’ l’ultimo pianeta visibile ad occhio nudo. Tipico pianeta gioviano con massa grande ( 95
volte quella della Terra ) superficie estesa e densità bassissima. Composto
prevalentemente da idrogeno, ruota molto velocemente ma per compiere un giro intorno
al Sole impiega quasi 30 anni. Ha una temperatura superficiale bassissima. La sua
atmosfera contiene elio, metano, ammoniaca, etano e soprattutto idrogeno. La
caratteristica più spettacolare di Saturno è la sottile fascia di anelli che si estende intorno
al piano equatoriale ( fascia spessa poche centinaia di metri e larga quasi 200.000 km ).
Gli anelli sono costituiti da piccoli frammenti solidi ( 1/1000 di mm ), forse ammoniaca
allo stato solido, e altre sostanze. Forse si tratta di materiali che non sono riusciti ad
aggregarsi per formare un satellite a causa della ridotta distanza che li separa dal
pianeta.
Intorno a Saturno sono stati finora scoperti 31 satelliti; il maggiore è TITANO, un corpo
roccioso grande quanto Mercurio, molto freddo, dotato di una propria atmosfera.
… e GIOVE:
I GIGANTI
BUONI
Questi due pianeti
hanno una massa
molto più grande
di quella della
Terra.
Giove, in
particolare, ha un
diametro dieci
volte più grande
di quello terrestre
e una massa 320
volte maggiore
La sua rapida crescita ha
influenzato la formazione dei
pianeti più interni.
Inoltre, per la sua massa,
ripulisce il Sistema Solare
dagli asteroidi.
Si calcola che il flusso di asteroidi (con un diametro di 10 km) sulla Terra
sarebbe 10 mila volte maggiore se Giove non si fosse formato o avesse
tardato la sua formazione.
Le conseguenze sarebbero state disastrose: sulla Terra non ci
sarebbero state le condizioni relativamente stabili di clima e
temperatura, che hanno favorito la presenza della vita sul Pianeta e
la sua evoluzione fino a forme evolute.
Non era noto agli antichi a causa della sua piccola magnitudine (5,7), quasi al limite della
visibilità per l'occhio umano. La sua scoperta avvenne nel 1781, quando già era in uso il
telescopio, da parte di W. Herschel, il quale, nel corso delle sue abituali osservazioni del cielo,
notò un oggetto insolito che ben presto riconobbe essere un pianeta dal moto lento fra le stelle.
Osservato al telescopio, Urano appare come un minuscolo disco verdastro, del diametro
apparente di soli 4", troppo piccolo perché si possano individuare dettagli significativi della
superficie.
Urano ruota intorno al Sole in senso retrogrado e il suo asse è inclinato di 82° rispetto alla
perpendicolare del piano dell'orbita.
La sonda Voyager 2, che il 24 gennaio 1986 è arrivata a soli 73.000 km da Urano, ha permesso
di aggiornare le nostre conoscenze sul pianeta. Si è accertato che: il periodo di rotazione del
pianeta intorno al proprio asse è compreso fra le 15 e le 17 ore; la temperatura, ai livelli delle
nubi esterne, è di -210 °C; il campo magnetico ha una intensità di 0,25 gauss.
Urano presenta un sistema di 10 anelli; di questi, 5 furono scoperti nel 1977 mediante lo studio
dell'occultazione, da parte del pianeta, di una stella che, al passaggio di ogni anello, veniva
temporaneamente oscurata; altri 4 furono scoperti nel 1978 con lo stesso metodo; il decimo fu
rivelato nel 1986 dalla sonda Voyager 2.
Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon sono nell'ordine crescente di distanza dal pianeta, i
satelliti di Urano noti prima dei dati trasmessi dalla sonda Voyager 2.
Ruotano in senso retrogrado nel piano equatoriale del pianeta; il più piccolo di essi è Miranda
con un diametro di circa 500 km, mentre il maggiore è Oberon che ha un diametro di circa
1600 km. Il numero dei satelliti attualmente conosciuti di Urano è 15, ma è probabile che tale
numero aumenti.
E' stato osservato per la prima volta nel
1846, quando la sua esistenza era stata già
dedotta teoricamente dalle irregolarità del
moto di Urano, le cui posizioni effettive
non coincidevano con quelle calcolate
mediante le leggi della meccanica celeste.
La temperatura media alla sommità
dell'atmosfera è di -215 °C, superiore di
circa 10 °C a quella prevista, per cui è
stata fatta l'ipotesi di una sorgente di
calore interna.
Nettuno ha due satelliti, Tritone e Nereide.
Tritone è il più interno e si muove in senso
retrogrado; col suo diametro di 3800 km è
uno dei più grandi satelliti del sistema
solare. Nereide, scoperto da Kuiper nel
1949, ha dimensioni molto minori e
descrive un'orbita di elevata eccentricità.
E' attualmente il più lontano dei pianeti conosciuti; visto da Plutone, il sistema solare
apparirebbe come uno spazio vuoto e desolato.
Caratteristiche principali di questo remoto pianeta sono l'inclinazione dell'orbita sul piano
dell'eclittica (17,2°) e l'elevata eccentricità (0,25) per effetto della quale, quando è al
perielio, Plutone si avvicina al Sole più di Nettuno.
Scoperto nel 1930 da C. Tombaugh, Plutone è ancora poco conosciuto a causa del suo
piccolo diametro apparente. Alcuni astronomi avanzano l'ipotesi che sia stato un satellite di
Nettuno spinto su un'orbita insolita da un eccessivo avvicinamento a Tritone.
La bassa temperatura superficiale media, inferiore ai -220 °C, porta a pensare che la
maggior parte dei materiali si trovino in forma liquida o solida sulla superficie del pianeta.
Ulteriori informazioni su Plutone sono state ottenute recentemente, in seguito alla scoperta
(22 giugno 1978), da parte di J. Coristi, di un satellite, Caronte, che ha permesso una
determinazione più attendibile dei parametri fisici del pianeta.
Oggi si sa che Plutone ha un diametro che supera i 2300 km, una massa che è 1/400 di
quella terrestre e, quindi, bassa densità media (0,7 g/cm3).
Caronte ha un diametro di 1000 km circa; il suo periodo di rivoluzione è uguale a quello di
rotazione di Plutone, per cui nel cielo di Plutone, Caronte resta sempre fermo nella stessa
posizione. La distanza di Caronte dal pianeta è di appena 17.000 km e questo spiega perché
nelle fotografie Caronte appaia solo come una deformazione del bordo dell'immagine di
Plutone.
Nella regione fra Marte e Giove, dove, secondo la legge di
Titius-Bode, dovrebbe trovarsi a 2,8 u.a. dal Sole, un pianeta,
orbitano numerosi oggetti celesti chiamati pianetini o asteroidi.
Il primo asteroide conosciuto è Cerere, scoperto a Palermo da
G. Piazzi il 1° gennaio 1801; altri tre, Pallade, Giunone e Vesta,
furono individuati fra il 1802 e il 1807.
Il seguito è stata fatta, mediante la fotografia celeste, una
ricerca sistematica di tali oggetti. Oggi sono stati catalogati più
di 2000 asteroidi; la maggior parte sono compresi fra Marte e
Giove (fascia asteroidale); pochi si trovano entro l'orbita di
Marte e oltre quella di Giove; uno, Chirone, èè fra le orbite di
Saturno e Urano.
Gli asteroidi sono corpi relativamente piccoli: Il più grande è
Cerere ed ha un diametro di 1000 km, ma la maggior parte
degli asteroidi ha una dimensione di pochi chilometri.
La massa complessiva degli asteroidi dovrebbe essere 1/2500 di
quella terrestre. L'eccentricità media delle orbite è di 0,14
mentre l'inclinazione media è di 9,7°. Vi sono ovviamente delle
eccezioni, come Betulia che ha un piano orbitale inclinato di
52°, mentre Hidalgo ha un'orbita tanto eccentrica che all'afelio
raggiunge l'orbita di Saturno, mentre al perielio quella di
Marte.
Discordanti i pareri sull'origine degli asteroidi: alcuni li
attribuiscono alla disgregazione di un pianeta; altri ritengono, e
questa è l'ipotesi piú accettata, che si siano condensati nella
forma attuale dalla materia primordiale.
BLUE MOON
Il sistema Terra-Luna
è un caso anomalo,
nel quale le
dimensioni del
satellite sono
paragonabili a quelle
del pianeta
compagno.
Se la Luna non
esistesse, o fosse
molto più piccola,
l’obliquità della
Terra varierebbe
caoticamente da 0° a
85° rispetto al piano
dell’eclittica
Corpi celesti di massa piccola costituiti di ghiaccio e polveri, che diventano
visibili quando si avvicinano al Sole.
Le comete possono muoversi in modi diversi: molte restano intrappolate nel
Sistema Solare e percorrono orbite ellittiche intorno al Sole con una
periodicità variabile, altre invece percorrono orbite paraboliche o
iperboliche che le portano ad avvicinarsi al Sole per poi allontanarsi dal
Sistema Solare. Le comete sono costituite da un nucleo solido contenente
metalli, silicati, metano, ammoniaca, acqua e biossido di carbonio congelati.
Quando nel loro percorso si avvicinano al Sole, il nucleo lascia evaporare i
materiali volatili che lo costituiscono e si sviluppa una chioma di dimensioni
variabili. La chioma sotto la pressione del vento solare, forma come una
coda lunga anche milioni di km.
Tra le comete regolari a periodo corto, forse la più luminosa è la COMETA
DI HALLEY, il cui periodo orbitale è di circa 76 anni ( ultimo passaggio nel
1986 ).
Tra le comete a lungo periodo la COMETA HALEBOPP, avvistata per la
prima volta nel 1995, ha un periodo orbitale di 200 anni, ed è più grande e
meglio osservabile di Halley
Le meteore sono frammenti di comete ed
asteroidi che entrano nell’atmosfera terrestre e
si incendiano a causa dell’attrito; per questo la
denominazione di “stelle cadenti”.
Nell’arco dell’anno ci sono periodi in cui la
Terra attraversa zone dello spazio dove ci sono
maggiori concentrazioni di particelle solide (
per esempio appartenenti ad una cometa
estinta ) che entrano nell’atmosfera e si
infiammano in modo spettacolare.
ES: Notte di San Lorenzo il 10 agosto
Si definiscono meteoriti gli oggetti, prevalentemente provenienti da asteroidi, che
dopo aver attraversato l’atmosfera terrestre precipitano al suolo.
Ogni anno sulla Terra cadono migliaia di tonnellate di materiali, nella maggior
parte dei casi sono micrometeoriti.
Le meteoriti più grandi hanno scavato sulla Terra imponenti crateri e si presume
che alcune di esse abbiano causato anche gravi disastri ecologici ( es. estinzione dei
dinosauri ).
Una delle meteoriti più grandi di cui si abbia traccia è quella che 22.000 anni fa
scavò il Meteor Crater in Arizona, profondo 200 m e largo 1300 m.
L’età stimata delle meteoriti è di circa 4,5 miliardi di anni e probabilmente
derivano da corpi che si sono originati durante la formazione del Sistema Solare
INDICE
“Tutti i corpi, il
firmamento, le stelle, la
Terra e i suoi regni non
valgono la più piccola
intelligenza: questa
conosce tutto ciò e se
stessa; i corpi no. Da
tutti i corpi messi
insieme non si potrebbe
ricavare un piccolo
pensiero: questo è
impossibile, e
appartiene a un altro
ordine”
Blaise Pascal
Da “Pensieri”