Astronomia [Scienze] [5ª]

L'astronomia è la scienza che si occupa di studiare la posizione e prevedere i movimenti dei corpi celesti.

La Terra è un pianeta del Sistema Solare e dista (mediamente) 150.000.000 Km dal Sole. Il suo diametro è di circa 12.750 Km (molto piccolo rispetto alla media degli altri pianeti) ed attorno ad essa si muove un satellite: la Luna.

Il Sistema Solare è un insieme dei 9 pianeti che risentono in modo significativo dell'attrazione gravitazionale di una stella: il Sole.

Per via della loro massa considerevole, le stelle (e gli eventuali sistemi annessi), pur essendo separate tra loro da distanze immense, risentono comunque l'una dell'attrazione gravitazionela delle altre; per questo motivo le stelle tendono ad aggregarsi in galassie. Il Sole (e quindi il Sistema Solare) appartiene ad una galassia detta Via Lattea. L'universo visibile contiene miliardi di galassie; le più vicine alla nostra (percepibili come deboli chiazze luminose) sono la galassia di Andromeda e le nubi di Magellano. In molti casi le galassie sono raccolte a formare ammassi.

Osservare il cielo

L'osservazione del cielo avviene immaginando di proiettare le stelle sulla cosiddetta sfera celeste, un immaginario "involucro" sferico posto attorno alla Terra sul quale è raffigurato il cielo visibile. Naturalmente si tratta solo di un modello utile per individuare in modo univoco la posizione delle stelle.

Sistemi di riferimento

Per osservare il cielo si usa definire sulla sfera celeste un sistema di riferimento composto dai seguenti elementi:

  • l'asse del mondo: la linea risultante dal prolungamento dell'asse di rotazione terrestre. Le sue intersezioni con la sfera celeste danno luogo a
    • polo nord celeste, a nord
    • polo sud celeste, a sud
    I semicerchi che uniscono il polo nord ed il polo sud celesti (corrispondenti ai meridiani terrestri) prendono il nome di meridiani celesti. Il meridiano fondamentale è quello passante per un punto particolare, detto punto γ, segnato dalla posizione del sole durante l'equinozio di primavera.
  • L'equatore celeste: è il luogo dei punti, appartenenti alla sfera celeste, equidistanti dai due poli celesti; in altre parole è la proiezione dell'equatore terrestre sulla sfera celeste. Esso divide la sfera in due emisferi:
    • l'emisfero settentrionale (boreale)
    • l'emisfero meridionale (australe)
    I cerchi paralleli all'equatore celeste (corrispondenti ai paralleli terrestri) prendono il nome di paralleli celesti. Il parallelo fondamentale è l'equatore celeste.

Per individuare la posizione di un astro s'un sistema di questo tipo si utilizzano le cosiddette coordinate equatoriali, che sono definite dalla misura di due angoli:

  • la declinazione, distanza angolare dell'astro dall'equatore celeste (quindi in verticale)
  • l'ascensione retta, distanza angolare dell'astro dal meridiano fondamentale (quindi in orizzontale)

Il sistema appena descritto è per sua natura indipendente dalla posizione dell'osservatore. In alcuni casi può tuttavia essere utile individuare la posizione di una stella in funzione del punto in cui si trova l'osservatore (P). In tal caso è necessario definire nuovi punti di riferimento:

  • la verticale di P: corrispondente all'asse del mondo, è il prolungamento della retta che congiunge P al centro della Terra. Le sue intersezioni con la sfera celeste sono:
    • lo zenit, sopra la testa dell'osservatore
    • il nadir, sotto i piedi dell'osservatore
  • l'orizzonte celeste del luogo: corrispondente all'equatore celeste, è il luogo dei punti, sulla sfera celeste, equidistanti dallo zenit e dal nadir.

Per individuare la posizione di un astro s'un sistema di questo tipo si utilizzano le cosiddette coordinate altazimutali, che sono definite dalla misura di due angoli:

  • l'altezza, distanza angolare dell'astro dall'orizzonte celeste (quindi in verticale)
  • l'azimut, distanza angolare dell'astro dal meridiano locale (quindi in orizzontale)

I moti apparenti degli astri e le costellazioni

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Luce e corpi neri

La maggior parte di ciò che noi conosciamo sul cielo deriva dall'osservazione visiva, e quindi relativa alla radiazione luminosa.

La luce è la porzione di radiazioni elettromagnetiche di lungheza d'onda approssimativamente compresa tra 400 e 700 nanometri, ovvero tra 750 (rosso) e 428 (violetto) THz di frequenza. A frequenze più basse (onde più lunghe) si trovano nell'ordine, i campi dell'infrarosso, delle micro onde e delle onde radio; oltre il violetto (frequenze alte, onde corte), si trovano, in ordine, radiazioni ultraviolette, raggi x e raggi γ.

I telescopi utilizzati per l'osservazione del cielo sono evoluti dal cannocchiale di Galileo; il loro funzionamento consta nel visualizzare le radiazioni raccolte in un punto detto fuoco. I telescopi in grado di percepire la luce visibile sono detti telescopi ottici. Moderni tipi di telescopi sono in grado di raccogliere le radiazioni infrarosse (telescopi infrarossi) e le onde radio (radiotelescopi). I risultati migliori si ottengono riducendo il più possibile l'influenza del materiale presente nell'atmosfera, e questo spesso significa mandare il telescopio in orbita: è il caso di Hubble.

L'insieme delle radiazioni luminose raccolte costituisce lo spettro dell'oggetto osservato. Esistono differenti tipi di spettri:

  • spettri di emissione: sono gli spettri che si registrano misurando la quantità di radiazioni prodotte da una sorgente luminosa

    • continui: uno spettro continuo comprende tutte le frequenze visibili. È il caso, ad esempio, del corpo nero.
    • a righe: gli spettri a righe sono prodotti da sorgenti luminose in grado di emettere solo alcune frequenze luminose. è il caso di molti gas che, portati ad alte temperature, si "illuminano" ma non emettono luce bianca.
  • spettri di assorbimento: lo spettro di assorbimento di un corpo sono le frequenze luminose che esso riesce ad assorbire se attraversato da un fascio di luce pura.

Un corpo nero è un modello ideale di corpo celeste in grado di assorbire ed emettere tutte le radiazioni elettromagnetiche. Le stelle si comportano approssimativamente come corpi neri.

Le stelle

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Distanza e moto delle stelle

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Classificazione delle stelle

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Il ciclo vitale di una stella

Le stelle si formano per condensazione di polveri e gas interstellari che, attratti da una forza sempre crescente (con l'aumentare della massa aumenta anche l'attrazione gravitazionale), in qualche decina di migliaia di anni (un arco di tempo relativamente breve) formano quella che viene definita una protostella.

Da qui in poi la storia della stella sarà legata al gioco di forze attrattive e repulsive presenti al suo interno. Sia le forze attrattive che quelle repulsive dipendono dalla quantità di massa coinvolta: con l'aumentare della massa infatti aumenta sia la pressione gravitazionale che la forza generata delle reazioni chimiche che, innescate dalla pressione stessa, si oppone alla pressione gravitazionale.

Se la massa della protostella è troppo piccola (meno di 1/10 della massa solare) per generare una pressione in grado di avviare reazioni di fuzione nucleare, la fase prestellare si conclude con lo spegnimento del corpo caldo, altrimenti la stella passa nella sequenza principale. Il tempo necessario perchè avvenga questa "maturazione" della protostella è tanto più rapido quanto maggiore è la massa presente. Quella sella sequenza princiaple è la fase più lunga della vita di una stella ed è caratterizzata dalla fusione di idrogeno in elio secondo la reazione 4H -> He + 2e + raggi γ +2v. Le reazioni proseguono fino a quando la stella non esaurisce l'idrogeno presente nel nòcciolo.

A questo punto se la massa è troppo piccola (meno di 0,5 masse solari) la stella si spegne e muore, altrimenti la pressione innesca nuove reazioni di fusione che questa volta coinvolgono l'Elio: 3He -> C + raggi γ. La stella aumenta di dimensioni e diventa una gigante rossa. Le reazioni continuano fino a che tutto l'elio è stato trasformato in carbonio (si noti che gli elementi diventano sempre più pesanti da fase a fase).

Se la gigante rossa ha una massa piccola (< 2 masse solari) la stella si spegne e muore, altrimenti il nòcciolo si contrae fino a raggiungere valori di pressione e temperatura necessari a fondere il carbonio in elementi ancora più pesanti (ossigeno, magnesio e neo). Questo riscalda gli strati esterni, che si espandono. La stella diventa una supergigante rossa entro la quale, se c'è massa sufficiente, gli elementi continuano a fondere fino a giungere alla formazione di nuclei di ferro.

Quando non possono più aver luogo reazioni nucleari all'interno del nòccolo la stella entra nella sua fase finale. Possono presentarsi tre casi:

  • m < .5ms: la stella si trasforma direttamente in una nana bianca. Una nana bianca è una piccola stella di densità elevatissima; al suo interno la materia si trova in uno stato degenere (gli elettroni, separati dai nuclei, tendono ad avvicinarsi ad essi finchè non sono respinti dalla repulsione statica). La stella è destinata a raffreddarsi progressivamente fino a diventare una nana nera (non sono documentati casi di nane nere in quanto il tempo necessario a raffreddare una nana bianca supera l'età stimata dell'Universo).
  • .5ms < m < 8ms: la stella diventa una nana bianca passando per uno stadio di instabilità in cui vengono respinti gli strati più esterni i quali, allargandosi, formano delle nebulose sferiche dette nebulose planetarie.
  • m > 8ms: la stella esplode violentemente, la sua luminosità aumenta anche di un miliardo di volte e diventa una supernova (pl. supernovae). L'evoluzione può procedere in due modi:
    • 1,44ms < m < 3ms: si crea una stella a neutroni.
    • m > 3ms: si crea un buco nero.

Le galassie e l'universo

n.d.

Il Sole

n.d.

Riferimenti e bibliografia

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