Sistema solare luna stelle e universo

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Sistema solare luna stelle e universo

LA LUNA

La luna è l’unico satellite naturale della Terra e le sue dimensioni sono notevoli tanto che si parla di un sistema di due pianeti.
La forma della luna è quella di un ellissoide a tre assi. La sua densità è minore di quella della Terra ed è simile a quella della crosta: circa 3.3 g/cm3. La forza gravitazionale è circa 1/6 di quella terrestre e questo spiega la mancanza di acqua e atmosfera.
La mancanza di atmosfera coincide con la mancanza di agenti esogeni che modellano la superficie, che si presenta molto accidentata a causa di crateri vulcanici e d’impatto.
Inoltre per la stessa causa esiste un’elevata escursione termica, nell’emisfero illuminato si raggiungono i 100°C mentre in quello oscuro al di sotto dei –100°C.
La superficie della luna è formata principalmente da basalti, per questo il potere riflettente della luna è solo del 7%, perché le rocce scure assorbono tutta la luce.
In realtà esiste un unico moto complesso della luna, ma per comodità vengono suddivisi nei moti principali: rotazione, rivoluzione, traslazione con la Terra intorno al Sole, traslazione con il Sistema solare verso la costellazione di Ercole e il moto di recessione della Galassia.
Il moto di rotazione della luna intorno al proprio asse ha un periodo che rappresenta il mese sidereo di 27 giorni, 7 ore, 43 minuti e 12 secondi.
Questo periodo è lo stesso della rivoluzione per cui la luna rivolge sempre la stessa faccia alla Terra e a volte questa faccia è visibile e a volte no (novilunio).
In realtà noi vediamo il 60% della superficie lunare grazie alle librazioni che sono vibrazioni che possono essere vere o apparenti. Quelle vere sono dovute all’attrazione gravitazionale della Terra soprattutto a livello dell’equatore. La luna mentre ruota mantiene il suo asse di rotazione inclinato, così da mostrare anche uno dei poli.
Mentre la luna ruota, si muove anche la Terra producendo delle librazioni apparenti che ci permettono di vedere altra parte della superficie lunare.
Il moto di rivoluzione lunare intorno alla Terra si svolge intorno ad un orbita ellittica.
Il punto di maggior vicinanza alla Terra è il perigeo, quello di maggior lontananza è l’apogeo.
L’asse di rotazione della Luna è inclinato di 5° rispetto alla perpendicolare al piano di rotazione.
La linea dei nodi unisce i due punti di intersezione tra il piano di rivoluzione della luna e l’ellittica terrestre.
Essendo la Terra molto grande rispetto la luna si immagina che il baricentro tra i due corpi che si attraggono sia all’interno della Terra.
Se misuriamo il mese sidereo con riferimento ad una stella che non sia il Sole si trova la lunghezza del periodo di rotazione, ma se si misura con riferimento il Sole questa misura risulta più lunga di 2 giorni (mese sinodico). Questo avviene perché mentre la luna si muove ruota anche la Terra intorno al Sole per cui per ritrovare l’allineamento tra i tre corpi la luna deve compiere ancora un tratto dell’orbita.
In realtà la luna si muove con la Terra per cui non riesce mai a completare l’ellittica a causa della traslazione. La curva descritta è quindi l’Epicicloide che interseca circa 25 volte l’orbita terrestre e presenta sempre concavità verso il Sole.
Il moto della regressione della linea dei nodi provoca le nutazioni terrestri dovute appunto ad un moto più lento della luna. La regressione dei nodi avviene in senso orario e per avere un giro completo ci vogliono 18,6 anni.

A causa delle FASI LUNARI l’aspetto della luna cambia continuamente perché non tutto l’emisfero che si mostra è illuminato. Le varie fasi si presentano ciclicamente durante il mese sinodico ma non sempre nello stesso giorno a causa delle sfasature con il calendario.
Quando la fase si presenta alla stessa data si parla di CICLO AUREO e questo si ha ogni 235 lunazioni e serve a prevedere le varie lunazioni e viene utilizzato per fissare la data della pasqua che cade la prima domenica dopo il primo plenilunio.
I tre corpi luna sole terra possono essere allineati dando origine alle due fasi dette sizigie oppure disposte nei vertici di un angolo retto, con la terra nel vertice, e si hanno così le quadrature.
Quando la luna è in congiunzione o opposizione e quindi si trova tra la Terra e il sole, l’emisfero illuminato è quello nascosto alla terra. La luna si intravede a causa della luce cinerea. Si ha così la fase di NOVILUNIO o luna nuova.
Con il passare dei giorni appare uno spicchio sempre più grande chiamato FALCE che ha la gobba verso ponente. Quando la parte di luna illuminata è metà si ha la fase detta I Quarto e la posizione dei corpi è in quadratura.
La falce cresce sempre di più fino a che non si ha l’allineamento Sole – Terra – Luna e si ha la fase di LUNA PIENA o PLENILUNIO.
Da questo punto in poi si ha una falce che decresce (luna calante) fino alla fase dell’ultimo QUARTO quando i corpi sono in quadratura.
Ricompare la falce con la gobba rivolta a levante e poi inizia una nuova lunazione.
Nell’arco del mese sinodico varia l’ora in cui la luna sorge e tramonta.

	SORGE	TRAMONTA
LUNA NUOVA	Ore 6	Ore 18
I^ QUARTO	Ore 12	Ore 24
PLENILUNIO	Ore 18	Ore 6
ULTIMO QUARTO	Ore 24	Ore 12

La luna sorge con un ritardo di 50 minuti ogni giorno a causa della diversità del periodo di rivoluzione con quello di rotazione della terra.

Il fenomeno delle eclissi è legato alle diverse posizioni dei tre corpi durante l’anno.
Quando il sole illumina un corpo questo espone al sole solo un emisfero, mentre proietta dall’altra parte un cono d’ombra e un ventaglio di penombra.
L’eclissi di sole si ha quando la luna si trova tra il sole e la terra, mentre quella di luna quando la terra è tra il sole e la luna.
Per avere un’eclissi di sole è necessaria la condizione che i tre corpi siano allineati e la luna si deve trovare in prossimità di uno dei suoi nodi.
Durante l’eclissi di luna la terra proietta in cono d’ombra nascondendo la luna alla luce del sole.
Per avere un’eclissi totale o parziale è necessario che la luna sia in prossimità di un suo nodo perché la terra è di dimensioni maggiori rispetto alla luna. Queste eclissi sono piuttosto lunghe, circa un’ora e mezza, perché il cono è ampio e passa del tempo dal momento in cui la luna entra a quello in cui la luna esce.
Se la luna è interessata dalla zona di penombra si ha un’eclissi di penombra.
Le eclissi di sole si hanno quando i corpi sono in congiunzione e la luna si trova in uno dei suoi nodi. E’ importante la distanza tra il sole e la luna perché il cono d’ombra della luna è piuttosto piccolo.
La luna quindi deve essere al PERIGEO. L’eclissi totale di sole si vede solo da una piccola parte della superficie terrestre.
Le eclissi di sole sono importanti perché permettono di studiare la parte esterna del sole (cromosfera).
Le eclissi sono abbastanza frequenti, circa 2-7 nell’arco dell’anno; se sono 2 allora sono di sole, se sono 7 sono 5 di sole e 2 di luna.
Il ciclo di SAROS è il ciclo delle eclissi. Durante 223 lunazioni si verificano un certo numero di eclissi.

La luna presenta sulla sua superficie zone scure chiamate mari, che sono dei crateri enormi.
I crateri possono essere o d’impatto o vulcanici.
Fino a 40 Km di diametro sono crateri di origine vulcanica; da 40 a 240 Km di diametro sono detti CIRCHI e con un diametro di più di 240 Km sono mari o oceani d’impatto.
Questi ultimi si sono formati perché durante una fase della sua evoluzione la luna è stata interessata da un bombardamento meteorico. Infatti sopra i mari i satelliti vengono disturbati come se fossero attirati, perché ci sono alcune zone più dense dovute ai nuclei delle meteoriti (MASCONS).
I mari sono costituiti da basalti e ricoperti da polveri di spessore notevole chiamata REGOLITE, costituita da materiale vulcanico.
Sulla luna non c’è atmosfera e quindi non esistono agenti geomorfologici che cambiano la morfologia della luna, che quindi è simile a quando si è formata. L’unico agente deformante è il VENTO SOLARE, cioè un flusso di protoni e elettroni provenienti dal sole.
Sulla superficie lunare sono presenti TERRE ALTE formate dal rocce diverse da quelle terrestri cioè le ANORTOSITI. (L’anortite è un plagioclasio).
Esistono poi rocce effusive cioè le BRECCE o KREEP. Le anortositi sono le più antiche (4.6-4.1 miliardi di anni), mentre i basalti hanno in media 3 miliardi di anni.
I rilievi presenti sulla luna portano i nomi delle catene montuose terrestri.
I sismografi lasciati sulla superficie lunare testimoniano che la luna è attiva.
La sua struttura interna è analoga a quella terrestre anche se la litosfera è più spessa.
La storia geologica della luna attraversa sei fasi importanti. La sua formazione è avvenuta in modo autonomo in uno spazio vicino alla terra alla quale rimane legata.
Si costituisce per aggregazione di particelle residue alla formazione del Sistema solare. Quando le particelle si aggregano trasformano la loro energia cinetica in calore, così che inizialmente la luna era un corpo caldo e forse addirittura fuso.
Si passa quindi alla fase di raffreddamento con la disposizione dei materiale in base alle densità differenti e si ha la formazione delle anortositi.
La terza fase è rappresentata da una notevole attività vulcanica che porta alla formazione delle brecce. La quarta fase è caratterizzata dal bombardamento meteorico che lascia i crateri d’impatto. E la quinta invece è una nuova fase vulcanica favorita dalla rottura della crosta che porta alla formazione dei basalti.
La sesta fase che è quella attuale è un momento di quiescenza.
Per quanto riguarda l’origine della luna ci sono tre tesi superate che però hanno un valore storico.
La prima prende il nome di fissione e parte dal fatto che la terra e la luna abbiano densità simile della crosta. Quando la terra si era appena formata aveva un moto di rotazione così veloce che parte della litosfera si è staccata dal rigonfiamento equatoriale dando origine alla luna.
La seconda ipotesi è quella della cattura che prevede che la terra si sia formata in una qualche parte del Sistema solare e passando vicino alla terra sia stata catturata dalla forza gravitazionale.
La terza è quella dell’accrescimento che vede la formazione della luna dall’aggregazione di materiale inizialmente disposto intorno alla terra.

IL SISTEMA SOLARE

Il sistema solare è composto da una stella che è il Sole, 9 pianeti che in ordine di lontananza dal Sole sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno, Plutone.
Tra Marte e Giove sull’orbita ellittica si trovano 1800 pianetini e asteroidi più alcuni satelliti.
Si trovano inoltre qualche migliaio di comete, che sono corpi formati in prevalenza da rocce e ghiaccio. Essendo la loro orbita molto schiacciata, passando vicino al Sole il ghiaccio sublima dando origine alla scia. Ad ogni giro la cometa quindi si consuma fino a perdere alcuni pezzi di roccia che possono essere attratti da pianeti o corpi vicini dando origine al fenomeno delle meteoriti.
Questi blocchi sono chiamati meteore se si consumano attraversando l’atmosfera dei pianeti o meteoriti se invece giungono sulla superficie.
Lo studio delle meteoriti permette di studiare materiali differenti.
Il sistema solare si è formato circa 4.6 miliardi di anni fa per il collasso di una nebulosa, che è una zona in cui sono presenti gas e polveri (materiale interstellare) che assumono particolari valori di pressione, temperatura e densità.
Alcune nebulose sono in espansione, altre sono in uno stato di equilibrio e altre ancora stanno collassando. In queste ultime si formano le stelle.
In sistema solare fa parte della Galassia o Via lattea che insieme alle altre galassie dà vita all’Universo. Le galassie assumono varie forme, la Via lattea ha forma di spirale con un nucleo galattico centrale dal quale partono due braccia principali e due più corte.
Il sistema solare si trova a circa 27000 anni luce dal nucleo su uno delle braccia più lunghe, quello di Orione, l’altro è quello di Perseo.
Il sistema solare compie un movimento di rivoluzione intorno al nucleo, un moto di traslazione verso la costellazione di Ercole e un moto di recessione che interessa tutta la galassia.
Le unità di misura che si utilizzano per valutare le distanze astronomiche sono:
l’unità astronomica (u.a.) per calcolare le distanze all’interno del Sistema solare e vale come la distanza media tra il sole e la terra cioè 149600000 Km.;
l’anno luce (a.l.) che serve a misurare le distanze tra stelle e vale come la distanza percorsa dalla luce in un anno;
il PARSEK che vale 3.26 anni luce e serve a calcolare distanze maggiori.

IL SOLE
Il sole presenta una struttura comune a molte stelle. Ciò che caratterizza il destino di una stella è la sua massa: se la massa che collassa è notevole il corpo diventerà una stella perché esiste un valore detto massa critica oltre al quale partono le reazioni di fusione nel nucleo. Se la massa è minore invece il corpo diventa un pianeta e qui non si raggiungono quelle temperature per far iniziare le reazioni di fusione.
Il sole è una stella di massa modesta che si è formata da una nebulosa che collassando ha dato origine ad una protostella e poi ad una stella.
A questo punto iniziano le reazioni di fusione e l’energia che si libera ferma il collasso gravitazionale iniziando così la fase stabile.
Le stelle vengono studiate in base ad alcuni parametri come la luminosità e la temperatura superficiale: questi dati vengono inseriti in un riferimento cartesiano dove le stelle occuperanno determinate regioni e non si distribuiscono in modo uniforme.
La diagonale detta sequenza principale è occupata dalle stelle che vivono la fase di vita stabile, cioè quelle in cui l’attrazione gravitazionale che tende a far collassare la stella, viene bilanciata dall’energia prodotta con la fusione che provoca una pressione interna.
La lunghezza del periodo di stabilità dipende dalla massa: stelle di massa piccola hanno sequenza principale più lunga.
Quando la stella abbandona la sequenza principale inizia la sua fase finale: se è una stella piccola prima diventa gigante rossa e poi nana bianca, mentre se è grande diventa una supernova.
Il sole è una stella di seconda generazione ed è costituita da idrogeno, elio, ma anche da elementi più pesanti che vengono sintetizzati dalle supernove che dopo l’esplosione vanno incontro a condizioni di temperatura e pressione così elevate da formare anche elementi pesanti.
Esistono quindi stelle di Prima generazione che dovrebbero contenere solo idrogeno e elio, gli elementi primitivi, ma che in realtà hanno traccia di altri elementi. Si pensa così che siano esistite stelle di primissima generazione e che ormai sono scomparse.
Il sole compie alcuni movimenti. Durante la rotazione intorno al proprio asse il sole assume due differenti velocità lineare di rotazione: una maggiore all’equatore che fa completare il giro in 25 giorni e una minore ai poli che lo fa completare in circa 30 giorni. Questo è possibile perché il sole si comporta come un fluido e questo si ripercuote anche su alcuni fenomeni come le macchie solari.
La struttura del sole è organizzata in strati concentrici. Il più interno è il nucleo dove è presente una componente di materia degenerata, cioè un fluido di elettroni con immersi protoni. Gli atomi di idrogeno sono quindi scomposti nelle loro componenti essenziali.
Gli elevati valori di temperatura e pressione permettono la presenta di reazioni di fusioni all’interno del nucleo, in queste reazioni gli atomi piccoli si riuniscono e danno vita a atomi più grossi. I nuclei fra loro si respingono per cui è necessaria un’elevata energia cinetica che permetta gli urti tra le particelle. Dalle reazioni si libera molta energia che viene trasportata verso la superficie.
Il trasporto intorno al nucleo avviene per radiazione , perché la zona è costituita da idrogeno e elio a alto livello di pressione che non permette movimento di materia.
I fotoni vengono così trasportati nella zona convettiva dove è presente movimento di materia e l’energia viene trasportata per convezione.
Le reazioni avvengono secondo la catena protone-protone. Nelle stelle più grandi è necessario garantire maggiore energia e si parla di un ciclo carbonio-azoto-ossigeno.
Le tappe della catena protone-protone sono tre.
Il primo prevede che due nuclei di idrogeno si fondino per dare un atomo di deuterio (isotopo dell’idrogeno che presenta un protone e un neutrone). In questa reazione si perdono una carica positiva detta positrone e un neutrino.
I neutrini sono particelle piccolissime prive di carica elettrica e che non interagiscono con la materia.
Potrebbero essere le componenti della massa oscura, cioè di quella parte dell’Universo non percepibile perché non emette radiazioni elettromagnetiche, ma che fa sentire i suoi effetti gravitazionali.
Nel secondo passaggio il deuterio si fonde con un protone, creando un isotopo leggero di elio e liberando un fotone di energia.
Nel terzo passaggio due nuclei di elio leggero si fondono per dare un atomo di elio liberando due protoni.
In sostanza quattro protoni si sono fusi per dare un nucleo di elio. L’energia viene dalla massa mancante che è la materia che si è trasformata in energia secondo la formula E=mc.
Parte dell’energia serve a contrastare l’azione gravitazionale e parte viene irraggiata nello spazio.
La superficie solare è detta FOTOSFERA, mentre l’atmosfera solare è formata dalla CROMOSFERA e dalla CORONA.
La fotosfera si trova a 6000°K e questo determina il colore del sole che è una stella gialla.
La superficie presenta alcune strutture particolari come i granuli e le macchie solari.
I granuli sono la parte sommitale dei moti convettivi, sono più luminosi perché più caldi e sembra quindi che la superficie solare ribollisca continuamente.
Le macchie solari invece sono zone depresse, più scure perché sono più fredde di circa 1500° rispetto al resto della superficie.
Le macchie presentano una zona interna più scura detta zona d’ombra e una esterna più chiara detta zona di penombra.
Le macchie hanno andamento ciclico e si muovono da una latitudine nord e sud di 40° verso l’equatore dove spariscono. Raggiungono il loro massimo di espansione e numero vicino alla latitudine nord e sud di 15°.
Il periodo di tempo di un ciclo è di una settimana.
Le macchie sono dovute a perturbazioni del campo magnetico solare. Il sole si comporta come un fluido e la rotazione disturba le linee di forza del campo che in certe zone si intensifica comprimendo parte di materia e creando delle depressioni.
La cromosfera si osserva durante le eclissi: è formata da idrogeno che emette luce e da al sole il colore rosso.
La superficie è sfrangiata e presenta spicole in corrispondenza delle cupole dei moti convettivi.
La corona ha uno spesso molto potente, ma è piuttosto rarefatta. E’ formata da gas ionizzati e protoni che hanno un’energia cinetica tale da sfuggire alla forza gravitazionale originando il vento solare.
Il sole quindi perde continuamente materia sotto forma di vento solare che investe tutto il sistema.
Ci sono delle strutture legate alla ultra attività del sole:
le PROTUBERANZE sono getti di idrogeno a elevata temperatura che attraversano la cromosfera per ricadere sulla superficie.
Ci sono poi i brillamenti che sono lampi di luce. Il sole oltre alle radiazioni stazionarie emette anche ultra radiazioni che sono molto energetiche come i raggi cosmici.
Durante i periodi di ultra attività solare sulla terra si verificano fenomeni particolari dovuti all’interazione delle particelle solari con il campo magnetico terrestre.
Per esempio le AURORE polari avvengono quando i gas ionizzati della ionosfera interagiscono con le particelle solari. Le particelle ionizzate sono spinte verso i poli magnetici e qui possono entrare nella atmosfera ionizzando i gas presenti che assumono un particolare colore e producono fenomeni luminosi. Un altro esempio sono le tempeste magnetiche

PIANETI
I pianeti del sistema solare sono 9 e sono divisi in due gruppi: i pianeti terrestri (Marte, Venere, Terra e Mercurio), piccoli, formati da metalli e rocce, con pochi satelliti e un’atmosfera poco spessa; e i pianeti gioviani più massicci, formati da gas e ghiacci, ma con un nucleo metallico.
I pianeti descrivono orbite ellittiche complanari, tranne Plutone. Hanno tutti un moto di rotazione intorno al proprio asse in senso antiorario tranne per Venere e Nettuno che ruotano in senso orario.
Giove emette più energia di quella che dovrebbe e questo forse perché la sua massa si avvicina a quella che determina la differenza tra stella e pianeta. Forse nel suo nucleo avviene qualche reazione di fusione.
Tra Marte e Giove è presente una fascia di circa 1800 asteroidi, piccoli corpi di forma variabile, che girano su orbite stabili.
Ci sono due ipotesi sull’origine degli asteroidi: alcuni pensano che siano frammenti di corpi più grandi, altri che siano corpi piccoli che non hanno trovato condizioni favorevoli per aggregarsi.
Oltre ai pianeti e agli asteroidi si trovano altri corpi come le meteoriti, che transitano vicino ai pianeti che li attraggono consumandoli attraverso l’atmosfera. Se giungono sulla superficie prendono il nome di meteoriti, altrimenti di meteore.
Alcune meteoriti sono formate da rocce, altre da metalli, altre da entrambi e altre ancora contengono molecole organiche (condriti carbonacee).
Esistono poi le comete, corpi formati da rocce e ghiaccio. Alcune hanno orbite ellittiche e diventano visibili quando passando vicino al sole il calore fa sublimare il ghiaccio.
Altre hanno orbite paraboliche e entrano e escono continuamente dal sistema solare.
Le comete si formano nella nube di Oort.

L’UNIVERSO

Un astro è un corpo luminoso che si vede proiettato sulla sfera celeste: sono stelle, galassie, pianeti, ma in questo ultimo caso brillano di luce riflessa).
Il mezzo per indagare gli astri è la radiazione elettromagnetica che i corpi luminosi irraggiano.
La radiazione elettromagnetica è una forma di energia che si propaga nello spazio in onde elettromagnetiche che hanno lunghezze e frequenze differenti.
Le onde più corte sono le più energetiche e sono le onde visibili, i raggi x, i raggi d e gli ultravioletti.
Le onde più lunghe sono le meno energetiche e sono gli infrarossi e le onde radio.
Quando le radiazioni interagiscono con la materia l’energia viene assorbita in blocchi chiamati fotoni.
Le onde nello spazio devono fare i conti con la atmosfera che è trasparente solo alle onde radio e alle onde ottiche, che sono le uniche ad arrivare sulla superficie terrestre.
Gli strumenti utilizzati per interpretare queste onde sono i telescopi e i radiotelescopi.
Per captare altre emissioni è necessario uscire dall’atmosfera e utilizzare altri strumenti.
Montato sul telescopio si può trovare uno spettroscopio che suddivide la luce nelle diverse componenti e riporta lo spettro delle onde ottiche.
Esistono tre tipi di spettri: quelli di emissione continua, quelli a righe che possono essere o di emissione o di assorbimento.
Gli spettri a emissione continua sono tipici di corpi solidi o liquidi a elevata temperatura e di corpi gassosi a elevata pressione. Questi emettono spettri ad emissione continua che vanno da onde meno energetiche (rosse) a più energetiche (viola).
Gli spettri di emissione a righe sono quelli dei gas molto rarefatti. Dall’analisi degli spettri è possibile capire che ogni elemento chimico emette solo alcune radiazioni con alcuni valori di energia.
Lo spettro è quindi tipico dell’elemento e serve a riconoscere l’elemento stesso.
Gli spettri a righe di assorbimento sono spettri continui dove mancano delle radiazioni. Infatti vengono interposti dei gas rarefatti tra il corpo e l’osservatore che assorbono selettivamente alcune lunghezze dell’onda.
A seconda del gas mancano nello spettro continuo alcune lunghezze d’onda che il gas ha assorbito.
Uno stesso gas emette e assorbe sempre gli stessi elementi.
Lo spettro del sole è simile a quello delle altre stelle ed è continuo per quanto riguarda il nucleo che è formato da gas a alta pressione , mentre nella parte superiore è rarefatto e quindi assorbe alcune lunghezze d’onda.
Dallo studio degli spettri si risale quindi alla composizione chimica dello strato superficiale, ma anche del nucleo, dato che sappiamo che è presente idrogeno, ma anche altri elementi e gruppi di molecole (oh) che danno bande di assorbimento.
Gli spettri delle varie stelle sono diversi tra loro perché cambia la temperatura e quindi lo spettro ci dà informazioni anche sulla temperatura superficiale della stella.
Una stella massiccia ha una temperatura più elevata e assume un colore bianco o azzurro; una stella modesta arriva a circa 6000°K di temperatura e è di colore giallo, mentre le stelle piccole raggiungono i 3000°K e hanno colore rosso.
Gli spettri danno anche informazione sui movimenti delle stelle, movimento che viene suddiviso in due movimenti: quello sulla sfera celeste e quello rispetto all’osservatore lungo la linea che unisce l’osservatore all’astro.
Per il movimento rispetto all’osservatore le righe di assorbimento si possono spostare verso il rosso o verso il violetto. Questo fenomeno è collegato all’effetto Doppler per cui se la stella si avvicina si avranno onde più corte e il fenomeno detto Blueshift, mentre se si allontana si ha il fenomeno detto redshift e le onde sono più lunghe.
Ora le informazioni riguardo i movimenti delle stelle vengono anche dallo studio dei neutrini e dalle onde gravitazionali.

LA SFERA CELESTE
La sfera celeste è un’illusione ottica, ma è importante perché su di essa si possono posizionare le stelle.
Le stelle si differenziano per colore e luminosità e hanno un aluce che pulsa a differenza dei pianeti che hanno luce fissa.
Le stelle sembrano raggruppate in costellazioni, che sono a loro volta un’illusione ottica. Non sono vicine fra loro, ma risultano tale perché vengono proiettate sulla sfera celeste.
Sono state stabilite 88 costellazioni e quindi la sfera celeste è stata divisa in 878 aree ciascuna delle quali contiene una costellazione.
I nomi delle costellazioni derivano dalla mitologia o da nomi di oggetti.
All’interno della costellazione ci sono stelle più brillanti, ma è una luminosità apparente e dipende solo dalla vicinanza.
Le stelle vengono chiamate con le lettere dell’alfabeto greco partendo dalla a, come la più luminosa, più il genitivo del nome della costellazione.
Alcune stelle hanno un nome proprio come Sirio.
Più del 50% delle stelle è un sistema binario di due stelle legate dalla forza gravitazionale.
Per fissare la posizione di un astro sulla sfera celeste serve un sistema di riferimento. Uno tiene conto della posizione dell’osservatore, mentre uno considera la terra un punto e è quindi un sistema assoluto. Quest’ultimo è formato proiettando l’asse terrestre e facendolo diventare l’asse del mondo, e prolungando il piano equatoriale per avere un piano equatoriale celeste. Si proietta così il reticolato geografico per avere un reticolato celeste.
Si tracciano così meridiani e paralleli. Il parallelo di riferimento è l’equatore celeste unico cerchio massimo, mentre per i meridiani si considera fondamentale quello che passa per il punto g , l’est, che è il punto in cui si trova il sole nell’equinozio di primavera e nel punto opposto mega, l’ovest, la posizione del sole all’equinozio di autunno.
Le coordinate celesti sono dunque la declinazione celeste e l’ascensione retta. La prima è l’angolo d che sottende l’arco di meridiano tra la stella e l’equatore celeste e può avere valore tra 0 e 90 in un emisfero e nell’altro tra 0 e –90.
L’ascensione retta invece è la distanza angolare del meridiano passante per la stella e il meridiano di riferimento calcolato sul parallelo. L’angolo che si forma, detto a, si misura partendo dal meridiano di riferimento in senso antiorario e assume valori da 0 a 360. Spesso non viene espresso in gradi, ma in ore e minuti.
Nel caso si tenga conto della posizione dell’osservatore l’asse del mondo individua il polo nord e il polo sud celesti. La linea verticale rispetto all’osservatore che unisce il centro della terra individua due punti sulla sfera celeste: lo zenit e il nadir.
Si interseca poi la sfera celeste con un piano perpendicolare al piano dell’osservatore e passante per il centro della terra e si individua l’orizzonte celeste che non coincide con il piano dell’equatore a meno che l’osservatore non si trovi al polo.
Le due circonferenze si intersecano nei punti est e ovest.
Si traccia poi la circonferenza che passa per lo zenit e il nadir, chiamata meridiano celeste del luogo e si individuano due intersezioni con l’orizzonte celeste chiamate nord e sud.
Si individuano così le coordinate relative o orizzontali che sono l’altezza e l’azimut.
L’altezza è la misura dell’altezza della stella sul piano dell’orizzonte, mentre l’azimut è l’angolo compreso tra il sud e la verticale della stella sul piano dell’orizzonte. Si misura in senso orario e assume tutti i valori da 0 a 360.

LE STELLE

Una delle principali caratteristiche di una stella è la massa, cioè la quantità di materia che costituisce la stella e ne determina il destino.
In base alla massa la stella si va a posizionare in una determinata posizione della sequenza principale, inoltre dalla massa dipende la temperatura della stella, il colore e il tipo spettrale.
Inoltre una stella poco massiccia avrà un certo tipo di evoluzione finale, le altre percorreranno altre vie.
Se si prende come termine di paragone la massa solare ci sono stelle più massicce anche di 100 volte e stelle anche 100 volte meno massicce.
Calcolare la massa della stella è semplice per le stelle binarie se si conosce il loro movimento.
Per quelle di sequenza principale invece basta conoscere la loro luminosità che è strettamente legata alla massa. Per le stelle più massicce la luminosità è pari alla massa elevata al cubo, per quelle meno massicce alla massa elevata alla quinta potenza.
Le stelle si differenziano anche per la densità. Le stelle di sequenza principale hanno densità come quella solare e quindi poco più di uno.
Le giganti rosse per esempio sono poco dense perché molto voluminose, mentre le nane bianche e le stelle di neutroni sono molto dense.
Anche la temperatura dipende dalla massa. All’interno la temperatura deve essere almeno quella per far partire le reazioni di fusione.
La temperatura superficiale invece è maggiore nelle stelle più massicce, fino a 25000°K, è invece minore in quelle meno massicce fino a 3000°K.
Dalla temperatura superficiale dipende lo spettro. In base allo spettro le stelle si possono classificare in classi spettrali. Le principali sono O,B,A,F,G,K,M dalle più massicce, più calde, più luminose cioè le stelle blu fino a quelle meno massicce.
Ogni classe è divisa in 10 sottoclassi che vanno dallo 0 al 9. Il sole è una G2.
La luminosità è un’altra caratteristica che dipende dalla massa. Quella che noi vediamo delle stelle è la luminosità apparente che dipende dalla luminosità assoluta e dalla distanza.
Le misure strumentali vengono effettuate con i fotometri che misurano la quantità di energia che giunge dalla stella, ma è sempre la luminosità apparente.
La luminosità assoluta è la quantità di energia irraggiata dalla stella nello spazio.
Per il sole la misurazione è semplificata dal fatto che si conosce la distanza e la costante solare.
La luminosità si può trovare facendo dei paragoni tra le varie stelle. Già nel II^ secolo a.C. si erano fatte classificazioni in base alla luminosità apparente secondo ordini di grandezza, dall’ordine numero 1 occupato dalle più luminose.
Oggi la misura della luminosità apparente viene fatta con gli strumenti e il termine di paragone è la stella polare. L’ordine di grandezza della luminosità si chiama MAGNITUDINE.
Tra una classe di magnitudine e l’altra ci sono 2.5 magnitudini.
Le magnitudini negative indicano stelle molto luminose, quelle positive le meno luminose.
Per poter confrontare le varie luminosità bisogna avere valori confrontabili: si cerca di misurare la luminosità assoluta, cioè la luminosità che avrebbero le stelle poste alla distanza di 10 Parsec dall’osservatore sulla sfera celeste. A questo punto la distanza è uguale per cui quello che varia è solo la quantità di luce irraggiata.
Ci sono stelle che hanno luminosità variabile (stelle variabili) o per motivi intrinsechi, cioè a causa delle caratteristiche della stella o per cause estrinseche.
Molte di queste stelle sono sistemi binari formate da una stella più grande e una più piccola.
Quando le due stelle sono entrambe visibili la luminosità è massima, se si eclissano invece sono meno luminose. ( variabili a eclissi).
Il movimento delle stelle è scisso in due movimenti: quello lungo la visuale tra la stella e l’osservatore e il moto proprio, cioè lo spostamento sulla sfera celeste.
Tutte le stelle hanno un campo magnetico la cui intensità varia nel tempo e la cui polarità si inverte costantemente.
Tra una stella e l’altra c’è del materiale interstellare studiato per via spettrografica per conoscerne la composizione. E’ presente idrogeno, elio, calcio, acqua, ammoniaca, acido solfidrico, ossido di calcio, radicali (gruppi atomici con elettroni spaiati come OH), molecole organiche come acido formico e etanolo. Da qui il gruppo di teorie che crede che la vita sia iniziata fuori dalla terra.
Inoltre è presente polvere cosmica formata da cristalli di ghiaccio e silicati.
In alcuni punti il materiale interstellare si addensa a formare nebulose che possono essere di due tipi: nebulose oscure, regioni di spazio dove si formano nuove stelle e nebulose luminose a riflessione o a emissione, regioni dello spazio dove ci sono stelle giovani che illuminano il materiale residuo che riflette o assorbe la radiazione delle stelle.
Le nebulose possono essere o in equilibrio idrostatico e quindi l’energia gravitazionale viene compensata dalla pressione dei gas interni, o nebulose che collassano o in espansione.
Il collasso di una nebulosa avviene per una causa esterna. Quella che ha fatto iniziare il collasso della nebulosa che ha dato origine al sistema solare è stato favorito dall’esplosione di una supernova le cui onde d’urto hanno provocato il collasso.
La nebulosa che può dare origine a un sistema di stelle deve avere un temperatura bassa (10°K) e una bassa densità (10-24 g/cm3) e una massa di 1000, 10000 volte la massa solare. Da una nebulosa di queste dimensioni si formerà una famiglia di stelle perché durante il collasso il materiale viene frammentato.
La nebulosa collassando diventa più densa, ma sempre troppo bassa perché le particelle scambino energia tra loro e aumentino la temperatura della nebulosa. Gli scambi avvengono solo con l’esterno.
Se il corpo non si scalda non c’è energia che si oppone al collasso. Questa fase è quella del collasso isotermo la cui durata dipende dalla densità iniziale.
Da questo momento la nebulosa diventa sempre più densa e ruota sempre più velocemente per mantenere il suo momento angolare. A questo punto si frammenta e le singole porzioni continuano a collassare dando origine ai singoli corpi.
La nebulosa continua a collassare fino a un valore di densità critico quando le particelle cominciano a scambiare energia tra loro. E’ la fase del collasso adiabatico. La nebulosa inizia a scaldarsi e oppone una forza interna al collasso.
Si forma un corpo sempre più denso e luminoso chiamato PROTOSTELLA, che è un corpo piuttosto stabile.
Il collasso continua lentamente, la temperatura aumenta fino a raggiungere i valori necessari per le reazioni di fusione. Il corpo diventa così una stella di sequenza principale.
La protostella all’equatore ha del materiale residuo che andrà a creare i pianeti.
Si ha la stella quando iniziano le reazioni nel nucleo.
Le stelle si possono posizionare in un diagramma cartesiano chiamato HR che ha come ordinata la luminosità assoluta delle stelle e come ascissa o la temperatura superficiale, o le classi spettrali o l’indice di colore.
Le stelle nel diagramma non si dispongono in modo casuale ma secondo la diagonale. Queste sono quelle di sequenza principale. A sinistra ci sono le stelle più massicce, più luminose e scendendo quelle meno massicce.
Finché nel nucleo ha sufficiente idrogeno la stella rimane in sequenza principale. Le stelle più massicce rimangono meno, quelle meno massicce rimangono di più.
Sopra la sequenza principale si trovano le giganti e le supergiganti rosse che sono nella fase finale della loro evoluzione.
Sotto la sequenza principale si trovano le nane bianche che sono il risultato finale di stelle poco massicce.
Il diagramma serve quindi a studiare l’evoluzione delle stelle.
Importanti sono gli ammassi globulari, famiglie di stelle antiche presenti nell’alone polattico. Hanno la stessa età, la stessa composizione ma massa diversa. Dallo studio di queste stelle si vede l’influenza della massa sulla vita delle stelle.
L’energia che si libera nel nucleo viene trasportata intorno al nucleo per radiazione e negli strati superficiali per convenzione.
Nelle stelle di sequenza principale la fusione avviene solo nel nucleo, per stelle modeste attraverso la catena protone protone.
La composizione del nucleo quindi cambia, l’idrogeno diminuisce a la stella si arricchisce di elio, che hanno atomi più grossi dell’idrogeno.
Per far fondere l’elio sono necessarie temperature e pressioni più elevate.
Più è lunga la permanenza in sequenza principale più il nucleo si arricchisce di elio fino a che la fusione dell’idrogeno non garantisce più l’energia che favorisce la stabilità.
La stella quindi collassa e si riscalda. Nel nucleo si creano quelle temperature e pressioni necessarie per fondere l’elio che si trasforma in carbonio: 3 atomi di elio danno un atomo di carbonio.
Intorno al nucleo la temperatura e la pressione sono tali da far iniziare la fusione dell’idrogeno.
La struttura della stella è stratificata: le reazioni avvengono sia nel nucleo che intorno al nucleo.
Queste nuove reazioni libera un’enorme quantità di energia che fa dilatare la stella che diventa una gigante rossa. A questo punto la stella abbandona la sequenza principale.
Le giganti rosse sono molto luminose non intrinsecamente (perché la loro temperatura superficiale è bassa), perché sono molto voluminose. Per questo motivo disperde velocemente l’energia.
Tutte le stelle iniziano a contrarsi e diventano giganti rosse ad un certo punto della sequenza principale.
Le tappe successive dipendono dalla massa. Se sono come il sole o poco superiore, fino a 1.44 masse solari, che è il limite di Ciandraseca.
A questo punto la gigante rossa perde velocemente l’energia prodotte dalle reazioni di fusione che avvengono intorno al nucleo. La a stella a questo punto collassa e si scalda, ma la temperatura, che dipende dalla quantità di massa, è modesta per cui non tale da innescare reazioni di fusione.
Il collasso continua fino a che gli atomi degenerano, gli elettroni danno vita a un fluido elettronico nel quale sono immersi i nuclei che si respingono.
Questa forza di repulsione, forza elettromotrice, ferma il collasso e i nuclei si dispongono fino a raggiungere una situazione di equilibrio.
Le forze presenti nell’Universo sono quattro: la forza nucleare forte, che tiene insieme i nucleoni, la forza nucleare debole, che provoca il decadimento radioattivo, la forza elettromagnetica e quella gravitazionale.
L’oggetto che si forma è molto luminoso (intrinseca), ma ha le dimensioni di un pianeta, una nana bianca.
La temperatura superficiale è molto elevata ed è dovuta alla forza di gravità che si converte in calore.
Inizialmente il corpo è molto caldo e molto luminoso, ma non avendo all’interno energia diventano fredde e scure: nane brune.
La densità è molto elevata perché la massa enorme della stella è racchiusa dalle dimensioni di un pianeta.
Ci sono poi giganti rosse molto voluminose che derivano da stelle con massa fino a 3.5 masse solari, sono le super giganti rosse.
Essendo di massa maggiore la parte centrale collassa più velocemente, si riscalda e irraggia energia eccitando gli strati superficiali di gas che diventano luminosi e aumentano la loro energia cinetica allontanandosi dalla nana bianca. Questi gas vanno a formare una nebulosa planetaria, che ha questo nome perché sta attorno alla nana bianca come i pianeti intorno alle stelle.
La stella si libera di massa e la parte rimanente può collassare per diventare una nana bianca.
Più una stella è massiccia più assume una struttura stratificata dovuta a continue contrazioni e espansioni. Nel grafico la stella continua quindi a spostarsi dalla sequenza principale alla zona delle giganti rosse e viceversa.
Nel nucleo si arriva a sintetizzare materiali sempre più pesanti.
Queste sono stelle variabili intrinseche.
Questo continuo movimento di contrazione e espansione avviene fino a che nel nucleo non è presente il ferro.
Alla prima contrazione aumenta la temperatura che assume valori maggiori nel nucleo dove cominciano reazioni di fusione che portano l’elio a dare atomi di carbonio.
Nel primo strato partono le reazioni che portano l’idrogeno a formare l’elio.
L’energia che si libera fa dilatare la stella. Si ha poi un altro collasso dovuto alla dispersione di tutta l’energia , di nuovo aumenta la temperatura che è più o meno elevata a seconda della massa, e il carbonio ne nucleo da origine all’ossigeno. Nel primo strato l’elio diventa carbonio e nel secondo l’idrogeno diventa elio.
La stella quindi assume una struttura stratificata e le reazioni di fusione avvengono sia nel nucleo che intorno ad esso.
La stella si dilata e si contrae continuamente.
Una stella molto massiccia può arrivare ad avere un nucleo di ferro e gli strati verso la superficie di silicio, magnesio, ossigeno, carbonio, elio e idrogeno.
L’energia si libera sotto forma di fotoni che interagiscono con la materia.
Se però una stella con nucleo di ferro si contrae ulteriormente, la fusione del ferro porta alla liberazione di neutrini che non interagiscono con la materia.
Se il fotone impiega un tempo lungo per uscire dalla stella, i neutrini escono immediatamente, per cui non c’è alcun tipo di energia che fermi il collasso.
Nel nucleo il ferro fonde e negli strati intorno avvengono reazioni di fusione che fanno esplodere la stella. Esplodendo la stella diventa più luminosa della Galassia e viene chiamata supernova.
( le nove erano stelle che diventavano più luminose all’osservatore.
In seguito all’esplosione si formano tutti gli elementi chimici che vengono proiettati nello spazio.
La stella può liberare fino il 98% della sua massa iniziale. Questo materiale diventa materiale interstellare.
La parte di massa rimasta continua il collasso. Se la massa è inferiore a 3.2 messa solari l’oggetto che si forma è una stella di neutroni, se è maggiore è un buco nero.
Nella nana bianca la stabilità era garantita dalla degenerazione della materia che provocava la repulsione elettromagnetica che ferma il collasso.
Qui invece il collasso è più forte. La forza elettromagnetica non è sufficiente per fermarlo. Il collasso spinge gli elettroni a reagire con i protoni formando neutroni.
Il corpo diventa quindi una stella di neutroni con una massa di circa 3,2 masse solari, sferica con un raggio di decine di Km. E densità dell’ordine di 106 g/cm3 . Ha un intenso campo magnetico e ruota velocemente. Emette radiazioni: onde radio e onde x. Le onde radio vengono emesse a intermittenza perché vengono le onde vengono emesse dai poli magnetici e richiamati sul campo stesso. Si vedono alternativamente prima un polo poi l’altro a intervalli molto piccoli. Per questo motivo vengono chiamate anche pulsar.
Anche per il buco nero nessuna forza ferma il collasso che continua all’infinito.
Viene definito singolarità perché non è descrivibile con la fisica classica ma con quella della relatività.
Il corpo è molto denso, la densità tende a infinito e il volume a zero.
Si chiama così perché ingurgita tutto, anche la luce. Non si vede direttamente ma attraverso la materia che emette raggi x.
(La nova è il risultato dell’evoluzione di un sistema binario.
La stella binaria nella sua evoluzione è influenzata dalla compagna.)

L’UNIVERSO

Il sistema solare è un insieme di corpi con la stessa origine e la stessa età.
Le galassie sono masse lattiginose piene di stelle che si allontanano l’una dall’altra per il moto di recessione delle galassie.
Tra una galassia e l’altra c’è il materiale intergalattico simile a quello interstellare.
Il nome galassia significa via lattea.
Per la forma delle galassie ci sono galassie a spirale come la nostra che è formata da un nucleo galattico e da questo si allungano due lunghe braccia: Perseo e Orione.
Il sistema solare si trova sul braccio di Orione a 27000 anni luce dal nucleo.
Vista di profilo la nostra galassia presenta una regione sferica: l’alone galattico dove sono presenti gli ammassi globulari, famiglie di stelle antiche che hanno la stessa età e sono legate dalla forza gravitazionale.
La loro disposizione ci suggerisce l’evoluzione della galassia che era forse un ammasso globulare.
Esistono poi galassie a spirale sbarrata che hanno una sbarra in corrispondenza del nucleo, galassie globulari, ellittiche, peculiari.
Alcune galassie vicine interagiscono a livello gravitazionale formando degli ammassi.
L’ammasso al quale partecipa anche la nostra galassia è il gruppo locale che contiene 18 galassie delle quali 3 a spirale,11 ellittiche e 4 irregolari.
Il gruppo locale fa parte di un ammasso più grande: l’ammasso della vergine.
Gli ammassi si dispongono a formare delle bolle che ci danno la struttura dell’Universo chiamata appunto a bolle o spugnosa.

Fonte: http://www.webalice.it/forluca/materials/appunti/SCIENZE.DOC

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