ORIGINE E STRUTTURA DELL'UNIVERSO E DEL SISTEMA SOLARE

ORIGINE E STRUTTURA DELL'UNIVERSO E DEL SISTEMA SOLARE

ARISTOTELEÞ afferma che l'universo è GEOCENTRICO, ovvero la Terra è al centro dell'universo e i pianeti le

girano intorno.

ARISTARCOÞ misura la distanza tra Terra e Sole utilizzando un triangolo rettangolo

IPPARCOÞ costruisce un catalogo delle stelle e le classifica in base alla luminosità apparente dalla Terra.

Introduce la teoria eliocentrica.

ERATOSTENEÞ supponeva che la Terra fosse sferica. Calcola la circonferenza della Terra.

TOLOMEOÞ cerca di perfezionare il concetto di teoria geocentrica. Introduce gli EPICICLI (orbite su cui si

muove un pineta) e i DEFERENTI (orbita su cui si muove un epiciclo).

COPERNICOÞ concorda con la teoria eliocentrica dicendo che il sole è al centro dell'Universo.

BRAHEÞattraverso continue osservazioni, accumula un gran numero di dati che serviranno ai suoi successori

KEPLEROÞ descrive matematicamente il moto dei pianeti intorno al sole.

GALILEOÞ è il primo ad utilizzare uno strumento per osservare il cielo (telescopio). Egli riuscì a vedere:

I 4 satelliti di Giove

Le fasi di Venere

Osserva le macchie solari

La Via Lattea

La differenza tra pianeti e stelle

NEWTONÞ individua la causa del moto dei pianeti (forza di attrazione gravitazionale). Descrive i 3 principi

della dinamica:

principio di inerzia: un corpo detiene il suo stato di quiete o di moto rettilineo uniforme finché

non interviene una causa esterna a perturbarlo

F = m x a à Forza = massa x accellerazione

principio di azione e reazione à

Scopre le legge di gravitazione universale:   à permette di calcolare l'attrazione gravitazionale. F è direttamente proporzionale al prodotto delle masse e indirettamente proporzionale al quadrato delle loro distanze attraverso G (costante di gravitazione universale).

Le unità di misura nello spazio

L'unità astronomica (U.A.), equivale alla distanza media tra Terra e Sole. L'anno luce (A.L.), è la distanza percorsa in un anno dalla luce (9436x10Km). Il parsec (parallasse secondo - P.C.), è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell'orbita terrestre sotto un angolo di 1

secondo di grado. Tale distanza corrisponde a 30900 x 10Km.

La luce

La luce, è un insieme di radiazioni elettromagnetiche che da una fonte di calore, si disperdono nello spazio con una velocità costante e finita

(c), corrispondente, circa, a 300000 Km/s. La FREQUENZA D'ONDA, è il numero di volte in cui un'onda si ripete nell'unità di tempo; la LUNGHEZZA D'ONDA è la distanza tra due creste. Quanto più piccola è la lunghezza d'onda, tanto maggiore è la frequenza.

Þ lunghezza d'onda/ frequenza  E= h Þ maggiore è la frequenza, maggiore è

(h= costante di Plant) l'energia trasportata dalla radiazione

Lo spettro elettromagnetico

Lo spettro elettromagnetico, è il campo delle radiazioni elettromagnetiche; queste, non comprendono solo la luce visibile, ma anche i RAGGI g i RAGGI x, i RAGGI ULTRAVIOLETTI (U.V.), i RAGGI INFRAROSSI e le ONDE RADIO. Le onde elettromagnetiche, sono quelle con più lunghezza d'onda e vengono utilizzate nelle trasmissioni telefoniche e televisive; seguono le radiazioni infrarosse (quelle del calore), la luce visibile, i raggi ultravioletti, i raggi x, i raggi g e le radiazioni cosmiche (con altissima frequenza). Il nostro occhio, percepisce i cambiamenti di lunghezza d'onda sotto forma di cambiamenti di colore (variante da 400nm a 700nm - rosso (700nm), arancio, giallo, verde, azzurro, indaco, viola (400nm)). L'energia è trasportata dalle onde elettromagnetiche sotto forma di pacchetti detti fotoni; ogni fotone trasporta una quantità definita e discreta di energia, tanto che può essere considerata una particella di luce. L'energia dei fotoni, dipende dalla frequenza delle radiazioni: maggiore è la frequenza di una radiazione, maggiore è l'energia di un singolo fotone.

Gli spettri si dividono in tre categorie:

Spettro continuo comprende al suo interno tutte le lunghezze d'onda; è prodotto da corpi portati all'escandescenza

Spettro di emissione a bande o a righe un corpo (gas), a bassa pressione, viene portato a temperatura elevata e a seconda del tipo di gas ci sono diverse lunghezze d'onda (perché c'è la conurazione elettronica)

Spettro di assorbimento prodotto da una sorgente luminosa che produce uno spettro continuo, viene fatta passare attraverso una sostanza gassosa a bassa pressione (negativo dello spettro di emissione)

Lo spettro stellare è uno spettro di assorbimento, perché la luce prodotta dalla stella, deve passare attraverso dei gas rarefatti a bassa pressione.

Strumenti di astronomia

TELESCOPI OTTICIÞ telescopi, refrattori, riflessori

LASTRE FOTOGRAFICHEÞ permettono di osservare le stelle che non si vedono ad occhio nudo

ANALISI SPTTRALE ATTRAVERSO SPETTROSCOPI E SPETTROGRAFI

RADIOTELESCOPIÞ raccolgono le onde radio (i corpi celesti emettono le onde radio)

ASTRONOMIA NELL'INFRAROSSO

ASTRONOMIA NELL'ULTRAVIOLETTO

ASTRONOMIA A RAGGI X

ASTRONOMIA A RAGGI GAMMA

L'origine dell'Universo

Per quanto riguarda l'origine dell'Universo, esistono 2 teorie:

Teoria del BIG BANG

Teoria dello STATO STAZIONARIO

La teoria più accettata, è quella del Big Bang. Essa prevede l'origine dell'Universo con questa grande esplosione. Il tempo, è iniziato col Big Bang, non si può perciò parlare di "prima". La materia, era concentrata in uno spazio piccolissimo sotto forma di energia; la temperatura iniziale era elevatissima. La causa del Big Bang, era sconosciuta; a partire dall'energia si è formata la materia, a partire dall'equazione di Einstein. I primi atomi si formano con l'abbassarsi della temperatura: erano per la maggior parte atomi di idrogeno (H) e, poi, qualche atomo di elio (He).

Attualmente, si osserva l'espansione dell'Universo (si crede dovuta al Big Bang); per osservarla, basta osservare gli spettri elettromagnetici delle varie galassie. Quando una sorgente luminosa si muove, la luce si sposta di lunghezza d'onda, verso il rosso quando la sorgente è in allontanamento (REDSHIFT), verso il blu quando è in avvicinamento (BLUSHIFT). Si nota che tutte le galassie si trovano spostate verso il redshift, e questo è dovuto all'EFFETTO DOPPLER. L'effetto Doppler, consente di studiare i moti delle stelle e gli spostamenti della Terra rispetto ad esse; l'ampiezza dello spostamento delle righe spettrali è direttamente proporzionale alla velocità di spostamento. Lo spostamento delle galassie è espresso dalla LEGGE di HUBBLE: maggiore è la distanza tra due corpi, maggiore è la loro velocità di allontanamento.

LEGGE di HUBBLE: v= H x d

velocità = costante di Hubble x distanza

La teoria dello stato stazionario, prevede un Universo che mantiene le sue caratteristiche uguali nel tempo e nello spazio, che non ha un inizio preciso e che non cambia nel tempo. Per garantire un'unità uniforme, che contrasta con l'osservazione degli spettri delle galassie, la teoria dello stato stazionario, prevede la formazione di materia; nuove galassie prenderebbero, quindi, il posto di quelle che si sono allontanate. Ma un simile processo viola il principio di conservazione della materia e dell'energia, perciò non risulta valido.

Ci sono oggi tre prove a favore del Big Bang:

ESPANSIONE DELL'UNIVERSO à redshift à effetto Doppler à legge di Hubble

ABBONDANZA DI ELIO (He) NELL'UNIVERSO à le stelle producono He; nell'Universo è però presente

una quantità troppo grande di He perché derivi solo dalla fusione nucleare che si verifica nelle stelle. La teoria del Big Bang, dice che tutto questo He deriva da 2 cose:

Presenza di He subito dopo il Big Bang

Fusione nucleare che si verifica nelle stelle

RADIAZIONE COSMICA DI FONDO: radiazione prodotta nelle prime fasi dopo il Big Bang e permane

attualmente con un'energia più bassa (tra le microonde e le onde radio), a causa dell'espansione dell'Universo.

Anche la teoria del Big Bang, ha tuttavia dei quesiti ancora irrisolti, come ad esempio la formazione delle galassie e delle stelle.

L'evoluzione dell'Universo

Gli astrofisici, prevedono due tipi di espansione dell'Universo:

MORTE FREDDA= se l'espansione dell'Universo continuasse per sempre, le galassie si allontaneranno sempre di più e le stelle con il passare del tempo si esauriranno fino a spegnersi; questo porterà all'abbassamento della temperatura, fino alla morte di ogni forma di vita

MORTE CALDA= se l'Universo ha una quantità di materia che supera una determinata soglia, la forza di attrazione gravitazionale supera la forza che ha prodotto l'espansione dell'Universo; l'Universo, tende a collassare su se stesso (implosione), quindi diminuisce il suo volume e, di conseguenza, aumenta la temperatura.

Le caratteristiche delle stelle:

La luminosità delle stelle è data:

dalla stella stessa

dalla distanza dalla Terra

Come misurare la distanza dalla Terra

METODO DELLA PARALLASSE à a sei mesi di distanza si valuta l'angolo esistente tra la Terra e la stella. La

distanza aumenta al diminuire nell'angolo.

LEGGE DI HUBBLE à si osserva lo spostamento delle radiazioni spettrali

METODO DELLE CEFEIDI à le ce feldi, sono stelle particolari, che hanno luminosità variabile nel tempo ma

costante (ES. ogni 4 giorni hanno un MASSIMO di luminosità). Maggiore è l'intervallo di tempo tra due punti di massima luminosità e maggiore è la luminosità assoluta di quella cefeide.

La luminosità delle stelle

Le stelle, hanno luminosità differente; la luminosità apparente di una stella, cioè la luminosità misurabile dalla Terra, dipende dalla luminosità che emette la stella stessa e dalla distanza dalla Terra. La quantità di luce che percepiamo, diminuisce man mano che ci si allontana dalla sorgente con il quadrato della distanza:

L apparente

La luminosità apparente, deve essere distinta dalla luminosità assoluta di una stella, che è l'energia radiante totale emessa dalla stella nell'unità di tempo. La misura della luminosità di una stella è detta magnitudine. Le stelle sono state suddivise in classi; passando da una classe all'altra, la variazione di luminosità è di 2,5 volte. Le stelle più luminose, hanno magnitudine 0 o addirittura hanno valori negativi. Come per la luminosità bisogna distinguere:

MAGNITUDINE APPARENTE = luminosità di una stella che percepisce un osservatore dalla Terra

MAGNITUDINE ASSOLUTA = luminosità che avrebbero le stelle se si trovassero tutte ad uguale distanza

da noi (10 pc)

Stabilendo la magnitudine assoluta di una stella, possiamo calcolarne le dimensioni, cioè la superficie e il raggio. Le stelle emettono luce come i corpi neri (che assorbono tutti i colori); la luminosità dei corpi neri, dipende solo dalla superficie e dall'intensità della radiazione emessa, cioè della temperatura superficiale del corpo; questo accade anche per le stelle. La relazione tra queste grandezze è espressa dalla relazione:

L = 4

L è la luminosità assoluta, E è l'energia emessa in un secondo da una superficie di 1 cme 4 è la superficie radiante. Perciò le stelle con stessa temperatura superficiale emettono la stessa quantità di energia per unità di superficie. Poiché la temperatura di una stella può essere calcolata analizzandone lo spettro elettromagnetico e il colore, è possibile calcolare il raggio di stelle la cui luminosità assoluta sia nota.

luminosità INTRINSECA = energia effettivamente emessa dalla stella

La misura delle temperature stellari

Il colore che assume una stella dipende dalla sua temperatura superficiale. Le stelle più calde sono blu, quelle più calde sono rosse. Tra questi due estremi sono possibili tutte le gradazioni dello spettro elettromagnetico. Per ricavare la temperatura di una stella dal colore, si usa l'indice di colore, cioè la differenza tra magnitudine blu e magnitudine gialla (magnitudine visuale) di una stella. In base alla presenza o assenza di righe particolari corrispondenti a determinati elementi, le stelle possono essere suddivise in TIPI o CLASSI: O, B, A, F, G, K, M.

La massa delle stelle

Non è sempre possibile misurare la massa di una stelle, ma nei casi in cui è stato possibile, si è potuto osservare che c'è un'evidente dipendenza della luminosità della stella dalla massa: le stelle di massa maggiore sono anche le stelle più luminose. La maggior parte delle stelle osservate ha massa compresa tra 1/10 e 60 volte la massa solare.

Il diagramma di Hertzsprung- Russel

Questo diagramma individua ogni stella con un punto a cui corrispondono 2 coordinate: sull'assa delle ascisse (x) la CLASSE SPETTRALE di appartenenza, sull'asse delle ordinate (y) la luminosità ASSOLUTA.. le classi spettrali indicano la temperatura superficiale della stella e vengono disposte in ordine di temperatura

decrescente da sinistra a destra: le stelle più calde si trovano a sinistra. La luminosità è calcolata in modo da assegnare valore 1 alla luminosità del Sole; le stelle in alto nel diagramma, sono le più luminose e le più grandi, in basso ci sono le meno luminose e le più piccole. La maggior parte delle stelle si trova in una fascia detta sequenza principale, che attraversa il diagramma obliquamente dall'alto a sinistra fino in basso a destra. Le stelle appaiono disposte in ordine decrescente di dimensioni e temperatura, dalle giganti blu, calde e di grandi dimensioni, alle nane rosse, fredde e di piccole dimensioni. La luminosità di una stella della sequenza principale dipende dalla sua massa secondo la relazione:

L= m

Ciò significa che le giganti blu sono le stelle più grandi, ma anche di massa maggiore, mentre le più fredde e meno luminose sono quelle con massa minore. Le stelle rimaste, si dispongono in altre due aree del diagramma:

le GIGANTI e SUPERGIGANTI ROSSEÞ al di sopra della sequenza principale a destra; sono molto luminose, ma relativamente fredde.

le NANE BIANCHE e le NANE AZZURREÞ a sinistra della sequenza principale in basso; sono piccole, ma decisamente calde.

Le giganti rosse sono le stelle di maggiori dimensioni, le nane bianche sono le più piccole. L'interpretazione del diagramma di H- R, si basa su tre ipotesi:

Ø  le stelle rappresentate si trovano in momenti diversi della loro evoluzione, ci sono dunque stelle giovani e stelle anziane vicino a quelle di mezza età

Ø  le regioni del diagramma dove si addensano maggiormente le stelle corrispondono alle temperature e luminosità più frequenti e comuni

Ø  ogni regione del diagramma occupata rappresenta uno stadio possibile della vita di una stella, perciò le regioni più affollate sono quelle in cui una stella trascorre la maggior parte della sua esistenza

Le stelle evolvono secondo modalità e tempi diversi; le stelle non occupano per tutta la loro vita, lo stesso posto del diagramma e la sequenza principale, rappresenta la fase più lunga e stabile della vita di una stella; nella sequenza principale, si trovano le stelle che hanno una struttura simile al Sole.

L'evoluzione delle stelle

NEBULOSE (polveri + gas)

contrazione

1) PROTOSTELLA

H à He + ENERGIA temperature superiori ai milioni di gradi

2) FASE STELLARE

Sequenza principale H- R, fino ad esaurimento H

La fase può durare milioni di anni

Contrazione del nucleo temperature elevatissime

He à C + ENERGIA

IL SISTEMA SI ESPANDE (gli atomi esterni si raffreddano)

3) GIGANTE ROSSA ¾¾> Nuovo stato di equilibrio che si rompe quando

He à C + ENERGIA

non è più sufficiente à nuova contrazione

¯

produzione di ferro

COLLASSO PER    COLLASSO PER COLLASSO PER

GRAVITA'   GRAVITA' GRAVITA'

densità altissima

NANA   NOVA (Stella a neutroni) SUPERNOVA

BIANCA forte emanazione esplosione

lento raffreddamento  di luce luminosa

possono diventare

BUCHI NERI

¯

densità altissima

piccole dimensioni

tanta forza gravitazionale

non emettono nessuna luce

Le stelle si formano per condensazione di polveri e gas interstellari, che si trovano all'interno di nebulose interstellari e sono costituiti per la maggior parte da Idrogeno ed Elio. Una stella si forma quando i gas di una regione cominciano a coagulare e la nube collassa su se stessa. Il fattore determinante è la forza di attrazione gravitazionale, che tende a far cadere le particelle dei gas e le polveri verso il centro della nube. Al centro della nube, si forma così una Protostella (1), una massa gassosa più densa, di dimensioni variabili che poi si scalda. L'energia gravitazionale, durante la contrazione, viene convertita in calore, che in parte scalda la parte interna della protostella e in parte viene disperso all'esterno. La temperatura, cresce rapidamente dai 100°K al migliaio di Kelvin e comincia a emettere sotto forma di radiazioni infrarossi. Con il procedere della contrazione, la temperatura aumenta nelle zone centrali. Il diametro della protostella si riduce ulteriormente. Quando la temperatura della zona più interna, detta nocciolo, supera i 10 milioni di Kelvin, iniziano le reazioni termonucleari e la protostella diventa una stella. La fase prestellare, ha una durata diversa a seconda della massa: quando la protostella ha una grande massa, l'attrazione gravitazionale è più elevata e la contrazione avanza più velocemente, mentre se la massa è minore, la contrazione avviene più lentamente. Le protostelle con massa troppo piccola, non si trasformano in stelle (non hanno abbastanza energia per produrre reazioni termonucleari); le protostelle con massa troppo grande, danno origine a più protostelle contemporaneamente (innescano processi diversi). In una stella appena formata, pressione e temperatura, crescono gradualmente dall'esterno verso l'interno, fino a raggiungere al centro della stella valori elevatissimi. Quando la temperatura, nelle regioni centrali, supera i 10 milioni di gradi, la materia cambia le sue caratteristiche fisiche e gli elettroni si separano dai nuclei. Nel nocciolo, i nuclei degli atomi, si muovono rapidamente (alta energia cinetica) e perciò si urtano frequentemente; riescono, visto lo spazio ristretto (alta densità), a vincere la loro repulsione elettrostatica e ad avvicinarsi fino a fondersi. Nel nocciolo

della stella, si svolgono così le reazioni termonucleari. In questa prima fase di vita stellare, le reazioni più probabili, sono quelle che portano alla formazione di nuclei di He partendo dall'H (costituente fondamentale delle stelle). L'energia prodotta nella fusione, contrasta la contrazione gravitazionale, perché la parte esterna, ricevendo energia dal nocciolo, tende ad espandersi e, perciò, impedisce delle ulteriori

contrazioni. Si crea, così, una situazione di equilibrio, perché la stella, non si dilata e non si contrae e produce    energia elettromagnetica attraverso le reazioni di fusione; la stella, emana radiazioni elettromagnetiche in tutto lo spettro. Sul diagramma H- R, le stelle di questo tipo si trovano sulla sequenza principale. Le stelle con massa maggiore si trovano in alto a sinistra del diagramma (sulla sequenza principale), mentre quelle di piccola massa si collocano in basso a destra. Nelle stelle di massa minore a 1,5 masse solari, prevale il ciclo protone- protone, mentre nelle stelle più pesanti prevale il ciclo carbonio- azoto- ossigeno. Lo stato di equilibrio della sequenza principale, permane finchè l'energia prodotta nelle reazioni di fusione è uguale all'energia irradiata. Questa fase di equilibrio, dura per tempi lunghissimi, ma prima o poi tutte le stelle attraversano una seconda fase. Si tratta di un periodo di instabilità, in cui le stelle escono dalla sequenza principale, perché nel nocciolo, si esaurisce l'idrogeno che sta bruciando. Negli strati esterni, l'idrogeno è presente in grandi quantità, ma non esistono le condizioni di temperatura necessarie alla fusione. Quando quasi tutto l'H si esaurisce, le reazioni si arrestano e vengono a mancare le condizioni che mantenevano l'equilibrio della stella. Le stelle con massa

maggiore, bruciano l'H più velocemente e la loro permanenza nella sequenza principale è minore rispetto a stelle più piccole. Quando la stella ha bruciato 1/10 del suo idrogeno, le reazioni si fermano e il nucleo ricomincia a contrarsi per effetto della gravitazione. Se la stella ha massa inferiore a 0,5 masse solari, la contrazione riscalda il nucleo, ma senza raggiungere i valori necessari a innescare nuove reazioni termonucleari. Quindi la stella si trasforma in una nana bianca e poi si raffredda fino a spegnersi. Nelle stelle con massa maggiore, in un primo momento, le reazioni si spostano in uno strato più esterno intorno al nocciolo, ormai costituito di He e che continua a contrarsi. La contrazione, produce calore, l'idrogeno dello strato esterno brucia e gli strati esterni riscaldati si espandono. L'involucro esterno, perciò, si dilata e intanto si raffredda; la stella aumenta le sue dimensioni e assume un colore rossastro; inoltre si sposta nel diagramma H- R dalla sequenza principale al gruppo delle giganti rosse. Nelle giganti rosse è presente un nucleo molto piccolo che si contrae e si scalda fino a che non raggiunge una temperatura intorno ai 100 milioni di kelvin, in corrispondenza della quale possono verificarsi nuovi processi di fusione nucleare che trasformano l'He in C con liberazione di energia. Il destino della stella a questo punto dipende dalla massa. Se il nucleo della gigante rossa ha una massa minore di 1,44 masse solari, la stella consuma l'elio del nucleo molto lentamente, ma non riesce a superare la fase di fusione dell'elio. Essa entra nella fase finale e si spegne. Se la massa supera 1,44 masse solari, la temperatura nel nocciolo cresce velocemente e le reazioni continuano fino a quando, consumato l'elio, il nocciolo collassa nuovamente. A questo punto il nucleo si scalda e vengono attivati nuovi processi di fusione che formano elementi sempre più pesanti come il ferro. Lo stadio di gigante rossa ha una durata molto più breve rispetto allo stadio della sequenza principale.

Le fasi finali

Quando le reazioni termonucleari si arrestano completamente, il nucleo non è più in grado di contrastare la forza gravitazionale. Le stelle con massa inferiore a 1,44 masse solari, attraversano una fase di instabilità, durante la quale espellono gli strati più esterni, che si dilatano, formando nebulose a forma di anello, dette nebulose etarie. Il nucleo residuo, rimane visibile e rappresenta una stella di piccole dimensioni detta nana bianca. La sua luminosità, appare ridotta, a causa delle piccole dimensioni, ma la densità è molto elevata. La materia all'interno della nana bianca, si trova in uno stato degenere, infatti i nuclei sono separati dagli elettroni. La materia degenere, resiste alla contrazione ed esercita una pressione che sostiene la stella. La nana bianca, non può perciò contrarsi ulteriormente, ma nell'arco di alcuni milioni di anni si raffredda, fino a diventare una nana nera (corpo denso e oscuro non più visibile). Le stelle con massa minore a 0,5 masse solari, si trasformano direttamente in nane bianche. Durante la formazione di nane bianche, possono verificarsi vere e proprie esplosioni, che provocano un improvviso aumento di luminosità della stella. Le stelle che manifestano questo rapido aumento di luminosità, sono chiamate novae e in genere declinano rapidamente. Quando la stella ha una massa maggiore di 1,44 masse solari, muore in modo catastrofico, diventando una supernova. Una supernova, è una stella che esplode violentemente aumentando anche di 1 miliardo di volte la sua luminosità. L'esplosione, è causata da un rapido collasso del nucleo, che libera in poco tempo una grande quantità di energia gravitazionale, che scalda e dilata velocemente l'involucro esterno. Al termine dell'esplosione, al posto della stella, resta il nucleo, estremamente caldo e denso, che secondo la sua massa da origine a una nana bianca massa inferiore a 1,44 masse solari), a un buco nero (massa maggiore di 3 masse solari)o a una stella a neutroni (massa tra 1,44 e 3 masse solari). Le stelle a neutroni, sono corpi costituiti da neutroni, con un diametro di circa 10 Km, entro i quali la densità raggiunge valori elevatissimi. come accade per le nane bianche, la stato degenere della materia, sostiene la stella e ne impedisce l'ulteriore contrazione. Le stelle a neutroni, hanno una luminosità ancor più ridotta delle nane bianche, per cui risulta difficile osservarle. Negli anni '60, sono stati scoperti corpi celesti detti pulsar, che potrebbero identificarsi come stelle a neutroni. Le pulsar, sono oggetti celesti che emettono onde radio sotto forma di impulsi a intervalli di circa 1s. si ritiene che le pulsar, siano delle stelle a neutroni, dotate di un campo magnetico, che ruotano rapidamente su se stesse perdendo continuamente energia, prevalentemente in corrispondenza di poli magnetici. Se il nucleo residuo della supernova ha una massa superiore alle 3 masse solari, si trasforma in un buco nero, un corpo nel quale il collasso gravitazionale, non può essere contrastato in nessun modo. Un buco nero, corrisponderebbe a una stella in cui la forza gravitazionale è tanto elevata da non essere contrastata né da uno stato degenere della materia, né da una struttura a neutroni. La gravità in un corpo del genere, impedisce la fuga di qualsiasi particella o segnale luminoso. Qualsiasi oggetto attratto è destinato a precipitare all'interno perdendo la sua identità e la sua luce. Secondo alcuni astrofisici, è possibile identificare la presenza di buchi neri, perché essi esercitano una forza gravitazionale intensa sui corpi celesti a loro vicini (si formerebbe come un disco luminoso intorno a una massa invisibile). Secondo alcuni astrofisici, al centro di ogni galassia si trova un buco nero intorno a cui essa ruota: sarebbe questa la causa del flusso di onde gravitazionali provenienti dal centro delle galassie. Infine, i buchi neri, potrebbero trovarsi anche al centro di quasar, corpi celesti costituiti da ammassi di stelle che si trovano ad enorme distanza dalla Terra e che sono sorgenti di radiazioni di intensità elevatissima.

Le caratteristiche delle galassie

Le galassie sono formate da centinaia di miliardi di stelle attratte tra loro dalla forza di attrazione gravitazionale.

Classificazione delle galassie in base alla forma

10% FORMA IRREGOLARE E PRIVE DI SIMMETRIA

20% FORMA A SPIRALE, CON MASSIMO DI LUMINOSITA' AL CENTRO

10% FORMA A SPIRALE BARRATA

60% FORMA ELLITTICA

La forma delle galassie non è casuale, infatti dipende dal tipo di stelle maggiormente presente. Nelle galassie con forma irregolare, a spirale e a spirale barrata ci sono prevalentemente stelle nei primi stadi. Nelle galassie di forma ellittica, ci sono stelle prevalentemente agli ultimi stadi. Da questo si può capire che i gas interstellari (da cui si formano le stelle), si trovano per la maggior parte nelle galassie di forma irregolare. L'evoluzione delle galassie si sviluppa dunque:

FORMA IRREGOLARE à FORMA A SPIRALE à FORMA ELLITTICA

¯                                                                       ¯

giovane vecchia

La via Lattea

COMPRENDE 100 MILIARDI DI STELLE

HA UNA FORMA A SPIRALE

HA UN DIAMETRO DI 100.000 ANNI LUCE

IL SOLE OCCUPA UNA POSIZIONE PERIFERICA A CIRCA 3/5 DEL RAGGIO DELLA GALASSIA

IL SOLE IMPIEGA 225 MILIONI DI ANNI PER COMPIERE UN GIRO COMPLETO DELLA GALASSIA

Velocità del Sole = 273 Km/h

Il Sole

DISTANZA MEDIA DALLA TERRA   149631000 Km

ETA' 5 miliardi di anni

DIAMETRO   ordine del milione di Km

MASSA    333000 volte più grande della Terra

DENSITÀ MEDIA    1,58 g/cm2

DENSITÀ INTERNA 160 g/cm2

GRAVITA' 2740 cm/s2

COSTANTE SOLARE  1,9 cal

TEMPERATURA CENTRALE  15 milioni °K

TEMPERATURA SUPERFICIALE  6 milioni °K

Secondo il modello attuale, il sole può essere considerato una sfera gassosa suddivisa in una serie di involucri concentrici. Il nucleo, è la parte più interna al Sole, dove avvengono le reazioni termonucleari, con l'emissione di una grande quantità di energia sotto forma di raggi gamma. Lo strato successivo è la zona radiativa, che assorbe l'energia prodotta dal nucleo e la trasmette per irraggiamento agli strati più esterni. La zona successiva è detta zona convettiva, che è uno strato interessato da movimenti ascendenti e discendenti di enormi masse di gas, che trasferiscono calore dall'interno verso l'esterno del Sole tramite delle celle convettive. La parte superiore del Sole si chiama fotosfera; questa, non ha una superficie liscia e uniforme, ma sono visibili dei granuli, cioè delle zone più luminose e più calde. Ogni granulo, corrisponde a una corrente ascendente, che porta verso la superficie i gas caldi provenienti dalla zona convettiva. I gas giunti in superficie, cedono il loro calore, si raffreddano, diventano più densi e ridiscendono verso gli strati sottostanti. Sulla superficie della fotosfera, sono visibili anche le macchie solari, cioè vortici di materia che si trovano a temperatura più bassa rispetto alla fotosfera e quindi appaiono più scuri; le macchie solari, dipendono dalla distribuzione del campo magnetico solare. Il Sole, presenta dei cicli di macchie solari che si ripetono ogni 11 anni. Dopo la fotosfera, viene la cromosfera, cioè la prima parte dell'atmosfera solare; è un sottile involucro di colore rosso. Infine, dopo la cromosfera, c'è la corona solare. Sulla superficie della cromosfera, si trovano le spicole, cioè delle lingue di H incandescente che si sfrangiano dalla cromosfera. Sulla corona solare, si trovano invece le protuberanze (enormi getti di materia incandescente che formano archi giganteschi e ricadendo seguono le linee di forza di un campo magnetico) e i brillamenti (tempeste di raggi x).

Il calore (energia) si può trasmettere in tre modi:

per conone à soprattutto nei liquidi

per conduzione à soprattutto nei solidi

per irraggiamento à può essere presente anche nel vuoto

I Pianeti

I pianeti sono corpi celesti di dimensioni di gran lunga inferiori a quelle delle stelle; essi sono relativamente freddi e in moto di rivoluzione intorno al Sole. Essi ci appaiono molto luminosi, ma non brillano di luce propria, in quanto riflettono solo la luce del Sole. I pianeti del sistema solare sono 9 e hanno tutti una forma quasi sferica e sono: Mercurio Venere, la Terra Marte Giove Saturno Urano Nettuno e Plutone. Tra Marte e Giove, ci sono poi un gran numero di pianetini o asteroidi. I pianeti si possono dividere in due gruppi:

Pianeti terrestri: hanno massa piccola, nessuno o pochi satelliti, bassa velocità di rotazione

Pianeti gioviani: molto grandi, gassosi, hanno un'atmosfera che contiene gas molto leggeri (H, He), sono privi di ossigeno, alta gravità, più distanti dal Sole, con temperature più basse e perciò bassa velocità dei gas.

La densità dei pianetoi terrestri è circa 5 volte superiore a quella dell'acqua, mentre quella dei pianeti gioviani è in media solo di 1,2 volte superiore a quella dell'acqua. Il pianeta meno denso è Saturno, il più denso è la Terra. La differenza è dovuta principalmente agli elementi di cui sono costituiti. Per quanto riguarda la composizione, i pianeti di tipo terrestre sono costituiti essenzialmente di materiali rocciosi e metallici, con minime quantità di gas; quelli di tipo gioviano, sono costituiti di alte percentuali di Idrogeno e Elio e di quantità diverse di ghiaccio (acqua, ammoniaca, metano allo stato solido). Probabilmente, questi pianeti contengono un piccolo nucleo, nel quale sono concentrati materiali rocciosi e metallici non molto diversi da quelli presenti sui pianeti terrestri. L'atmosfera dei pianeti terrestri è rarefatta o addirittura manca completamente; l'atmosfera dei pianeti gioviani è molto densa e costituita da H, He, metano e ammoniaca. La presenza o meno dell'atmosfera, dipende dalla massa di un pianeta e dalla sua distanza dal Sole: la grande massa dei pianeti gioviani, trattiene (per gravità) più facilmente le molecole dei gas atmosferici; sui pianeti di tipo gioviano, inoltre, per la bassa temperatura (grande distanza dal Sole), le molecole delle sostanze che costituiscono l'atmosfera non raggiungono per agitazione termica una velocità sufficientemente elevata per sfuggire. La temperatura dei pianeti dipende:

Distanza dal Sole

Dalla presenza di un'atmosfera o meno

Dalla velocità di rotazione Þ influenza l'ESCURSIONE TERMICA: se la velocità di rotazione è alta, il pianeta impiega molto tempo per riscaldarsi e raffreddarsi, quindi l'escursione termica è bassa. Se la velocità di rotazione è bassa, il pianeta impiega poco tempo per riscaldarsi e raffreddarsi e perciò l'escursione termica è alta.

I moti dei pianeti sono 2: moto di rotazione su se stesso intorno ad un proprio asse di rotazione e moto di rivoluzione, intorno al Sole. Il tempo impiegato da un pianeta per compiere il suo moto di rotazione è detto giorno, quello che un pianeta impiega per compiere un giro intorno al Sole è detto anno, ed è più lungo man mano che ci si allontana dal Sole. I pianeti si muovono intorno al Sole compiendo orbite quasi comari con quella terrestre, con l'unica eccezione di Plutone. L'orbita descritta da ciascun pianeta è un'ellisse in cui il Sole occupa uno dei due fuochi. Il moto di rotazione e di rivoluzione si svolge in senso antiorario, da ovest verso est, per tutti i pianeti tranne per Venere e Urano, che hanno un moto retrogrado (girano in senso opposto). L'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto al piano orbitale, non si discosta molto da quella dell'asse terrestre, ed è vicina alla verticale per tutti i pianeti, tranne per Urano che ruota "coricato" sul piano dell'orbita.

Mercurio

Mercurio, è il più piccolo dei pianeti terrestri e il più vicino al Sole. Il moto di rivoluzione, si compie in circa 88 giorni terrestri e il moto di rotazione in 59 giorni terrestri. A causa del lungo moto di rotazione, Mercurio, mostra per parecchio tempo la stessa faccia al Sole; per questo motivo la temperatura superficiale, raggiunge valori notevoli nelle zone illuminate e scende bruscamente nelle zone in ombra. Mercurio è privo d'acqua e a causa della vicinanza dal Sole l'atmosfera è quasi inesistente. L'assenza di atmosfera che assorbe il calore, accentua l'escursione termica. Si pensa che Mercurio, abbia un nucleo metallico, simile a quello terrestre e che questo crei il campo magnetico bipolare che si misura sulla sua superficie.

Venere

Venere ha dimensioni e densità simili a quelle della Terra; la sua orbita, lo porta a essere sempre visibile in prossimità del Sole. Può essere osservato anche a occhio nudo prima del sorgere del Sole o al tramonto, anche perché è particolarmente luminoso: infatti, le dense nubi che lo circondano, riflettono fortemente la luce solare. Venere, ruota intorno al suo asse molto lentamente e in senso retrogrado. Ha un'atmosfera molto densa e secca che impedisce la visione diretta della sua superficie. L'atmosfera, è costituita in gran parte da anidride carbonica e di piccole quantità di acido solforico. La pressione atmosferica al suolo è elevata. A causa della forte percentuale di anidride carbonica, l'atmosfera genera un evidente effetto serra: infatti, intrappola e assorbe le reazioni infrarosse che il pianeta emette.. venere è perciò un pianeta caldissimo. La sua superficie, non appare molto ondulata, si osservano poche depressioni e scarsi rilievi; la presenza di strutture simili a vulcani a scudo, potrebbe indicare una passata attività vulcanica.

Marte

Marte ha un'atmosfera molto rarefatta e diversa da quella terrestre; contiene principalmente anidride carbonica e sono presenti anche piccole quantità di vapor d'acqua, mentre non c'è traccia di acqua allo stato liquido. Le temperature diurne e notturne, sono relativamente basse rispetto a quelle terrestri. Marte ha 2 satelliti.

Giove

Giove è il più grande dei pianeti. Manca di una superficie solida; lo strato esterno è gassoso e costituito da H ed He. Il nucleo di Giove è compatto e forse contiene ghiaccio e materiali rocciosi. Giove emette energia sotto forma di radiazioni infrarosse; se la temperatura interna avesse raggiunto valori più alti, Giove avrebbe potuto diventare una stella. L'atmosfera ha un aspetto particolare, perché si presenta con una struttura a bande colorate che mostrano macchie e vortici irregolari; al suo interno sono presenti H, He, metano, ammoniaca e vapor d'acqua. Giove presenta 16 satelliti più un debole anello.

Saturno

Saturno ha una grande massa, una superficie estesa e una densità bassissima; è composto prevalentemente di H e di poche altre sostanze. La sua atmosfera contiene He, metano, ammoniaca e H. possiede 22 satelliti più alcuni anelli ben visibili.

Urano

Urano è l'unico pianeta il cui asse di rotazione giace sul piano dell'orbita intorno al Sole; perciò volge al Sole un polo o l'altro alternandosi ogni 40 anni. Anche Urano ruota in senso retrogrado. Esiste un campo dipolare simile a quello terrestre, ma posto in modo diverso. Nell'atmosfera sono presenti H, He e metano. Possiede diversi satelliti e anche alcuni anelli.

Nettuno

Nettuno è più piccolo di Urano e circondato da un sistema di anelli; nell'atmosfera sono presenti H, He e metano. Possiede circa 8 satelliti.

Plutone

Plutone, si muove su un'orbita ellittica particolarmente schiacciata e molto inclinata rispetto alle altre orbite. Ha un lentissimo moto di rivoluzione. E' molto piccolo, ha densità molto bassa.

Gli altri corpi del sistema solare

Gli asteroidi

Gli asteroidi o pianetini, sono piccoli corpi che si trovano in grande numero nello spazio tra Marte e Giove; la loro composizione chimica è simile a quella della Terra.

Le comete

Le comete, sono corpi celesti esterni al sistema solare e sono costituiti in prevalenza da ammassi di particelle, polvere cosmica, gas e vapori congelati. Le comete vengono da una zona ai confini del sistema solare, nella quale ci sono molti corpi celesti messi in movimento dall'attrazione gravitazionale. Quando nel loro percorso si avvicinano al Sole, il nucleo, riscaldato, lascia evaporare alcuni materiali che sviluppano una chioma, che si pone dalla parte opposta a quella del Sole.

Meteore e meteoriti

Le meteore sono frammenti di comete o asteroidi, che entrando nell'atmosfera terrestre si incendiano a causa dell'attrito (stelle cadenti

Le meteoriti sono gli oggetti, provenienti da asteroidi, che dopo aver attraversato l'atmosfera precipitano al suolo.

Le tre leggi di Keplero

Il moto che compiono i pianeti intorno al Sole, segue tre leggi fondamentali, chiamate leggi di Keplero:

La prima legge riguarda la forma dell'orbita: i pianeti, compresa la Terra, si muovono intorno al Sole su orbite ellittiche, di cui il Sole occupa uno dei fuochi (perielio = più vicino al Sole/ afelio = più lontano dal Sole)

La seconda legge riguarda la velocità con la quale i pianeti si muovono sulla loro orbita: ogni pianeta si muove sulla sua orbita in modo tale che la linea (raggio vettore) che lo congiunge al Sole, compie aree uguali in tempi uguali

La terza legge mette in relazione la distanza di un pianeta dal Sole con il tempo necessario a percorrere l'intera orbita: il rapporto tra il quadrato dei tempi di rivoluzione dei pianeti e il cubo della loro distanza media dal Sole è costante:

Moto di rotazione terrestre

Il moto di rotazione terrestre, è un moto uniforme da ovest verso est e determina il giorno sidereo. La velocità angolare, è costante (360°), mentre la velocità lineare è variabile e dipende dalla latitudine: è nulla ai poli e massima all'equatore.

Prove del moto di rotazione

Guglielmini à un corpo lanciato dall'alto di una torre, non cade sulla sua perpendicolare, ma spostato

verso est, perché tende a mantenere la sua velocità lineare iniziale, che è massima in cima alla torre e minima al suolo.

Foucault à un pendolo mantiene sempre lo stesso piano di movimento, perciò se si facesse muovere un

Pendolo con una punta, al Polo Nord, questo descriverebbe un angolo di 360°, perché il pendolo si muove sempre nello stesso modo, ma la Terra gira. L'esperimento, è stato fatto a Parigi con un pendolo con attaccata una punta che sfiorava della sabbia; essendo la latitudine diversa da quella del Polo Nord, l'angolo descritto non fu di 360°. Se l'esperimento fosse avvenuto all'equatore, il pendolo non avrebbe ruotato, perché il piano di rotazione è perpendicolare all'asse di rotazione.

Conseguenze della rotazione

Alternarsi del dì e della notte à la Terra, ha forma sferica, perciò in ogni istante, solo metà della sua

superficie è illuminata dal sole, mentre l'altra è in ombra. Le due zone, sono separate da una linea (circolo di illuminazione). A causa della rotazione, ogni punto terrestre passerà dalla zona in luce (dì), alla zona in ombra (notte). Per la presenza dell'atmosfera, il passaggio non avviene bruscamente, perciò notte e dì sono separati da un periodo di debole chiarore (crepuscolo

Apparente movimento della volta celeste à ogni notte la volta celeste sembra ruotare da est verso

ovest intorno a un asse che prolunga quello terrestre. Questo movimento è apparente e provocato dal fatto che la Terra ruota su se stessa in senso opposto.

Inoltre un'altra conseguenza del moto di rotazione terrestre è l'esistenza di una forza centrifuga, che porta al rigonfiamento equatoriale e lo schiacciamento polare

Moto di rivoluzione

L'orbita della Terra si chiama eclittica. Il piano ideale su cui si trovano la Terra e il Sole, si chiama piano dell'eclittica. L'asse di rotazione è inclinato di 66° rispetto al piano dell'eclittica e durante il moto è sempre parallelo a se stesso. L'anno sidereo è il tempo impiegato dalla Terra per compiere il moto di rivoluzione (365 giorni). L'afelio è il punto in cui la Terra è alla massima distanza dal Sole (raggiunto in Luglio).