Astronomia Lezione 14/10/2016

Astronomia
Lezione 14/10/2016
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail: [email protected]
Sito web per le slides delle lezioni:
oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2016
Astronomia
Lezione 14/10/2016
Libri di testo consigliati:
●
Universe, R. Freedman, w. Kaufmann,
W.H.Freeman and Co., New York
●
An introduction to modern astrophysics,
B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
Pianeti del Sistema Solare
I Pianeti Gioviani
Saturno
Saturno
Anche Saturno, come Giove, mostra delle bande piu’ scure e bande più chiare ma
in modo meno marcato. Questo è dovuto alla differente composizione dell’atmosfera.
Saturno ha una densità minore di quella dell’acqua.
Al contrario di Giove non mostra grandi quantità di Elio nell’atmosfera.
Si pensa che l’Elio ci sia comunque ma negli strati piu’ bassi e non visibili.
Si dovrebbero formarsi come delle gocce di Elio che vanno a depositarsi più
in basso. La frizione delle gocce con l’atmosfera sarebbe responsabile dell’emissione
di saturno (Saturno emette il doppio della radiazione che riceve).
Sonda Cassini-Huygens
Cassini–Huygens è una missione robotica interplanetaria congiunta NASA/ESA/ASI, lanciata il 15 ottobre 1997
con il compito di studiare il sistema di Saturno, comprese le sue lune e i suoi anelli. La sonda si compone di due
elementi: l'orbiter Cassini della NASA e il lander Huygens dell’ESA. Huygens e’ atterrato su Titano nel 2005,
Cassini si prevede terminerà nel 2027 i suoi flyby su Saturno.
Alta 7 metri e larga 4, questa sonda da 6 tonnellate
(orbiter, sonda Huygens e propellente compreso) è
dotata di un'antenna parabolica larga poco meno di
4 metri, un'asta-magnetometro lunga 13 metri,
22.000 connessioni elettriche, 12 chilometri di cavi
elettrici, 82 unità di riscaldamento a radioisotopi, 16
motori di assetto ("thrusters") a idrazina, Cassini è
stata l'ultima delle "grandi" missioni spaziali della
NASA. Ne ha tutte le caratteristiche tipiche: grandi
dimensioni, grande abbondanza di
apparecchiature, lungo tempo di sviluppo e costo
elevatissimo: circa 5 miliardi di dollari, comprensivi
delle operazioni durante la vita della sonda. Dopo
lo sviluppo della sonda Cassini, la NASA passò alla
filosofia faster, better, cheaper (più veloce,
migliore, più economico), con alterni risultati.
Al momento del lancio, i generatori atomici della
sonda Cassini provocarono numerose polemiche
da parte di ambientalisti che sottolineavano il
rischio di contaminazione ambientale in caso di
incidente. I generatori atomici della sonda Cassini
sono unità RTG passive: non hanno reattori
atomici, ma sfruttano semplicemente il calore
prodotto dal decadimento radioattivo di una piccola
quantità di plutonio per produrre corrente elettrica.
Esagono al polo nord di Saturno
L'esagono di Saturno è uno
schema nuvoloso persistente di
forma esagonale al polo nord di
Saturno, sito a circa 78°N.
I lati dell'esagono sono lunghi
circa 13.800 km (8600 mi), il che
è più del diametro della Terra.
L'esagono ruota con un periodo
di 10h 39m 24s, lo stesso
periodo dell'emissione radio
interna del pianeta. Tuttavia,
l'esagono non si sposta
longitudinalmente come le altre
nuvole nell'atmosfera visibile.
Il polo sud di Saturno non mostra
un esagono, secondo le
osservazioni del Telescopio
spaziale Hubble. Però ha un
vortice, così come c'è un vortice
nell'esagono del polo nord
L'atmosfera di Saturno mostra bande simili a
quelle di Giove, ma molto più deboli e più
larghe vicino all'equatore. Le formazioni
atmosferiche (macchie, nubi) sono così deboli
da non essere mai state osservate prima
dell'arrivo delle sonde Voyager. Da allora i
telescopi a terra e in orbita sono migliorati al
punto da poter condurre regolari osservazioni
delle caratteristiche atmosferiche di Saturno.
Una sostanziale differenza fra le atmosfere di
Giove e Saturno è la presenza di bande chiare
e scure, specialmente presso l'equatore, molto
evidenti nel primo ma estremamente soffuse e
poco contrastate nell'altro. Il motivo è un più
spesso strato di foschia che sovrasta la parte
dell'alta atmosfera di Saturno, probabilmente
causata dalla minore temperatura (130 K
nell'alta atmosfera), che favorisce la
formazione di nubi ad una profondità maggiore
rispetto a Giove. Ciò nonostante l'atmosfera
saturniana è percorsa da venti fortissimi, che
soffiano fino a 1800 km/h presso l'equatore.
Sono state trovate tempeste di forma ovale
dalla lunga vita e molto simili a quelle di Giove.
La foto mostra una tempesta (Grande Macchia
Bianca) su Saturno presa dalla sonda Cassini
nel 2010.
Anelli di Saturno
Notati da Galileo come una protuberanza che appariva e spariva.
Huygens propone che Saturno sia circondato da un sottile anello.
Anelli di Saturno
Anelli di Saturno
Vengono suddivisi in anelli A, B e C. L’anello C e’ difficile da vedere. Tra A e B c’e’ una
fessura detta divisione di Cassini di circa 4500 km.
Fino al 2025 vedremo gli anelli da Terra così (dall’alto).
Limite di Roche e Formazione degli
Anelli
Anelli di Saturno
La missione Cassini ha
Rivelato che ogni zona e’
In realtà formata da molti
Piccoli anelli.
Nella zona A vi e’ una
fenditura detta di Encke.
E’ stato scoperto anche
un anello più esterno
di soli 100 km di diametro
detto anello F.
Maggiore concentrazione
di particelle, più
l’anello riflette.
Anelli di Saturno
In questa foto e’ possibile
vedere gli effetti gravitazionali
del satellite prometeo sugli
anelli più esterni.
Altri anelli
Si sono osservati anelli più interni (D) e anche più esterni (G ed E).
Il satellite Encelado e’ nell’orbita dell’anello E e si suppone che l’anello stesso sia
prodotto dall’attività vulcanica di questo satellite.
Satelliti Pastori
Titano
Titano è il più grande satellite
naturale del pianeta Saturno ed uno
dei corpi rocciosi più massicci
dell'intero sistema solare; supera in
dimensioni il pianeta Mercurio, per
dimensioni e massa è il secondo satellite
del sistema solare dopo Ganimede. Si
tratta inoltre dell'unico satellite in
possesso di una densa atmosfera, che in
passato ha impedito uno studio dettagliato
della sua superficie dalla Terra. Con
la missione spaziale Cassini-Huygens è
stato possibile studiare l'oggetto da
distanza ravvicinata ed il lander Huygens è
atterrato con successo sul suolo titaniano.
L'atmosfera titaniana appare ricca
di metano e la temperatura superficiale
media è molto vicina al punto triplo del
metano dove possono coesistere le
forme liquida, solida e gassosa di questo
idrocarburo.
Titano
Atmosfera di azoto e con piogge di metano.
Lago di metano (Kraken) al polo grande quanto il mar caspio.
Altri satelliti di saturno
Encelado
Fino al passaggio delle due sonde Voyager, all'inizio degli anni 1980, le caratteristiche di questo corpo celeste
erano poco conosciute, a parte l'identificazione di ghiaccio d'acqua sulla superficie. Le sonde hanno mostrato che
questo satellite ha un diametro di soli 500 km e riflette quasi il 100% della luce solare
La sonda Cassini a metà degli anni 2000 ha effettuato diversi sorvoli ravvicinati nel 2005, rivelando dettagli della
superficie e dell'ambiente. In particolare la sonda ha scoperto un pennacchio ricco d'acqua che si erge nella
regione polare sud. Questa scoperta, indica che Encelado è attualmente geologicamente attivo. Encelado è uno
dei tre corpi celesti del sistema solare esterno (assieme alla luna Io di Giove e la luna Tritone di Nettuno) dove
sono state osservate delle eruzioni attive. Le analisi dei gas emessi suggeriscono che siano stati generati da
acqua liquida situata sotto la superficie. Assieme alle analisi chimiche del pennacchio, queste scoperte hanno
alimentato le ipotesi che Encelado sia un importante soggetto di studio nel campo dell'astrobiologia.
Inoltre è stato suggerito che Encelado sia la fonte dei materiali dell'anello E.
Il 14 luglio 2005 il Composite Infrared
Spectrometer (CIRS) ha rilevato una regione
calda vicino al polo sud, con temperature attorno
agli 85-90 K e delle piccole aree che
raggiungevano i 157 K (!). Queste temperature
sono troppo elevate per essere causate dal
riscaldamento solare, quindi alcune zone della
regione polare sono riscaldate dall'interno del
satellite.
Il meccanismo che riscalda queste zone non
e’ ancora chiaro.
Mimas
Mimas è uno dei principali satelliti naturali di Saturno. Con un diametro di
396 chilometri è il settimo satellite di Saturno e il ventunesimo del sistema
solare per dimensione. Mimas è il corpo celeste più piccolo che si conosca
ad avere forma sferica a causa del proprio campo di gravità.
Mimas è la più interna delle lune principali di Saturno: ha un semiasse
maggiore di 185 539 km. Il suo periodo orbitale è pari a 0,942 giorni.
Come la maggior parte delle lune di Saturno è in rotazione sincrona e
volge quindi lo stesso emisfero verso Saturno.
Mimas è responsabile della mancanza di materiale nella divisione di
Cassini, poiché eventuali particelle che si trovassero ad orbitare in tale
regione presenterebbero una risonanza orbitale 2:1 con esso (ovvero due
rivoluzioni delle particelle corrisponderebbero esattamente a una
rivoluzione di Mimas attorno a Saturno). La ripetizione periodica
dell'influenza gravitazionale di Mimas porterebbe entro breve tempo ad
una modifica dei parametri orbitali di tali particelle. Mimas è anche in
risonanza 2:1 con Teti, e in risonanza 2:3 con la piccola luna pastore
dell'anello F, Pandora.
La bassa densità di Mimas (1,17 volte quella dell'acqua) indica che è
composto soprattutto da ghiaccio d'acqua, con solo una piccola quantità di
roccia. A causa dell'attrazione mareale esercitata da Saturno, la forma di
Mimas è quella di un ellissoide avente un asse maggiore circa il 10% più
lungo di quello minore.
La caratteristica più distintiva della sua superficie è un colossale cratere di
impatto di 140 km di diametro, battezzato Herschel in omaggio allo
scopritore di Mimas.
Cratere Herschel
Teti
Teti è un corpo ghiacciato di densità pari 0.97 g/cm³, il che indica
che è composto quasi interamente di ghiaccio d'acqua. La
superficie di Teti è fortemente caratterizzata e contiene numerose
crepe causate dalle fratture nel ghiaccio.
Su Teti sono presenti due tipi di terreni, uno composto da regioni
con molti crateri e l'altro di colore scuro e contenente una cintura
leggermente craterizzata che si estende attorno alla luna. Questa
seconda regione indica che Teti fu internamente attiva nel
passato.
L'emisfero occidentale di Teti è dominato da un enorme cratere
da impatto chiamato Odysseus, il cui diametro di 400 km è circa
2/5 di Teti stesso. Questo cratere è quasi piatto (o, più
precisamente, conforme alla forma sferica del satellite).
La seconda struttura principale del satellite è un'enorme valle
chiamata Ithaca Chasma.
Questa puo’ essersi formata o per rottura della crosta quando
l’acqua del mantello si e’ solidificata o all’epoca dell’impatto
che ha formato Odysseus.
La temperatura superficiale è di circa -187 °C. Nei punti di
Lagrange L4 e L5 di Teti sono presenti le lune co-orbitali Telesto
e Calipso
Cratere Odysseus
Ithaca Chasma
Dione
Dione è composto principalmente di ghiaccio
d'acqua.Infatti nasconde un'oceano di acqua a una
profondita' di circa 100km . Ma trattandosi del più denso fra
i satelliti naturali di Saturno (a parte Titano) si ritiene
comunemente che al suo interno sia presente una quantità
considerevole di materiale più denso, come ad esempio
silicati, che costituiscono circa un terzo della massa del
satellite.
Dione e’ caratterizzato da una chiara divisione fra
l'emisfero anteriore e quello posteriore. L'emisfero
anteriore di Dione è pesantemente craterizzato ed
uniformemente brillante; l'emisfero posteriore, al contrario,
presenta un aspetto peculiare, essendo caratterizzato da
una rete di brillanti e sottili striature su sfondo scuro che si
sovrappone ai crateri, indicando che si tratta di una
formazione geologica più recente. Si tratta in verità di
dirupi di ghiaccio.
In passato l'emisfero posteriore di Dione è stato oggetto di un pesante bombardamento meteorico, che ha
generato numerosi crateri più grandi di 100 km di diametro; al contrario, l'emisfero anteriore presenta crateri
nell'ordine dei 30 km di diametro. Il dato contrasta con le previsioni dei planetologi; Eugene Shoemaker e Wolfe
avevano avanzato un modello di craterizzazione per un satellite in rotazione sincrona che indicava un maggior
tasso di craterizzazione per l'emisfero anteriore. La peculiarità della distribuzione dei crateri su Dione potrebbe
suggerire che, durante il periodo di maggior bombardamento, l'oggetto presentasse un diverso emisfero anteriore;
trattandosi di un corpo di dimensioni ridotte, qualsiasi impatto in grado di provocare un cratere di 35 chilometri
avrebbe potuto causarne una rotazione, e dato l'alto numero di crateri di dimensioni simili Dione potrebbe essere
stato soggetto più volte a rotazioni cataclismatiche nel corso delle prime fasi di vita del sistema solare.
Prima del fly-by effettuato dalla sonda spaziale
Cassini il 13 dicembre 2004 l'origine del sottile
materiale brillante che caratterizza la superficie di
Dione era ignota, anche perché le uniche fotografie
disponibili erano state scattate da grande distanza.
Tutto ciò che si sapeva era che il materiale
presentava un'elevata albedo, e consisteva di uno
strato abbastanza sottile da non oscurare la
superficie sottostante. Una teoria comunemente
accettata prevedeva che poco dopo la sua
formazione Dione fosse geologicamente attivo, e
che tramite qualche processo, forse di natura
criovulcanica, del materiale proveniente dall'interno
potesse essere riemerso in superficie; le strisce si
sarebbero dunque formate in seguito ad eruzioni
lungo le fessure che precipitarono sulla superficie
sotto forma di neve o cenere. Più tardi, quando
l'attività interna cessò, la formazione dei crateri si
concentrò principalmente sull'emisfero anteriore,
cancellandone le striature.
Le immagini inviate dalla Cassini, tuttavia, mostrano
che le strisce non sono depositi di ghiaccio, ma
piuttosto rupi scoscese ricoperte di materiale
ghiacciato, create da fratture tettoniche; Dione si è
rivelato un corpo lacerato da enormi fratture
sull'emisfero posteriore.
Urano
Orbita di Urano
Satelliti di Urano
Miranda
Tra i satelliti di Urano, Miranda ha una superficie molto strana, parte con crateri,
parte con incavi. Al «sud» c’e’ una specie di morso con una variazione in altezza
di 20 km.
Nettuno
Nuvole e tempeste su Nettuno
A differenza di Urano, Nettuno mostra più attività atmosferica con tempeste.
E’ più lontano dal Sole di Urano quindi ci si aspetterebbe meno attività.
Molto probabilmente Nettuno ha un nucleo che si sta ancora contraendo e rilascia
energia.
Tritone
La luna maggiore di Nettuno è Tritone.
Ha le dimensioni più o meno della luna.
Non ci sono crateri quindi ha attività
sismica
dovuta ai moti mareali con Nettuno.
Superficie con vulcani, pianure e
con una retina come una
superficie di un melone.
La temperatura superficiale è di appena
38 K, sufficiente ad avere Azoto in forma
di ghiaccio !
L’orbita di Tritone sta con il tempo
diminuendo e finirà su Nettuno.
Plutone e Caronte
Pianeti Trans-Nettuniani
Fascia di Kuiper
La Fascia di Kuiper (o Fascia di Edgeworth-Kuiper) è una regione del Sistema
Solare che si estende dall'orbita di Nettuno (alla distanza di 30 UA) fino a 50 UA
dal Sole. Si tratta di una fascia di asteroidi esterna rispetto all'orbita
dei pianeti maggiori.
Nella fascia sono stati scoperti più di 800 oggetti (Kuiper belt objects, o KBO). Il più
grande è il pianeta nano Eris, scoperto nel 2005; prima di allora si riteneva che il
primato spettasse a Plutone, assieme al suo satellite Caronte; intanto a partire
dall'anno 2000 sono stati trovati altri oggetti di dimensioni ragguardevoli: 50000
Quaoar, scoperto nel 2002, è grande la metà di Plutone, e quindi è più grande del
maggiore degli asteroidi tradizionali, Cerere. Gli altri KBO sono progressivamente più
piccoli. L'esatta classificazione di questi oggetti non è chiara, perché sono
probabilmente molto differenti dagli asteroidi più interni.
Nube di Oort
La nube di Oort è un'ipotetica nube
sferica di comete posta tra 20.000 e
100.000 UA,
o 0,3 e 1,5 anni luce dal Sole, cioè circa
2400 volte la distanza tra il Sole
e Plutone.
Questa nube non è mai stata osservata
perché troppo lontana e buia perfino
per i telescopi odierni, ma si ritiene
che sia il
luogo da cui provengono le comete di
lungo periodo (come la Hale-Bopp e la
Hyakutake, recentemente avvistate)
che attraversano la parte interna
del sistema solare. Le comete dette di
corto periodo (tra le quali la Halley è la più famosa) potrebbero invece
venire dalla fascia di Kuiper.
Coordinate Celesti
Cominciamo a trattare
le coordinate celesti ...
Gli argomenti trattati li trovate
maggiormente su questo libro.
La Sfera Celeste
Platone (350 A.C.) fu forse il primo
a proporre un modello geocentrico
con le stelle fisse che ruotano su di
una «sfera celeste» con un asse
Che passa attraverso il polo nord e
sud della terra identificando un
Polo nord e sud celeste.
Coordinate terrestri
Ogni punto sulla terra puo’ essere identificato
tramite due coordinate.
Il piano di riferimento e’ il piano equatoriale che
è ortogonale all’asse della rotazione terrestre
e che contiene il centro della terra.
La sua intersezione con la sfera terrestre
disegna l’equatore.
I cerchi minori paralleli all’equatore sono
detti paralleli.
I semi archi di cerchio massimo che collegano
i due poli sono detti meridiani.
Dato un punto la sua longitudine e’ l’angolo
che forma il meridiano passante per il punto con
Il meridiano fondamentale passante per Greenwich.
si misura generalmente in ore [0-24], incrementando andando verso ovest pero’
vi sono convenzioni diverse.
Con latitudine si definisce la latitudine geografica che e’ l’angolo che forma il filo a
piombo
con il piano equatoriale. E’ positivo nell’emisfero nord, negativo in quello sud
[es. 90° al polo nord, -90° al polo sud]. Si puo’ facilmente misurare misurando
l’altezza del
polo celeste (misurare la longitudine e’ molto piu’ difficile).
Coordinate terrestri
La terra non è però sferica ma e’ uno sferoide
oblato.
L’angolo tra la retta perpendicolare alla tangente
in un punto e l’equatore e’ detta
latitudine geodetica ed e’ molto simile
alla latitudine geografica.
Tuttavia il filo a piombo non puntera’ verso
il centro dello sferoide (lo fa solo sull’equatore
e ai poli).
Si chiama latitudine geocentrica l’angolo
tra la retta passante tra il centro dello sferoide
ed il punto e il piano dell’equatore.
Se φ è la latitudine geografica e φ’ la latitudine
geocentrica si ha:
Coordinate orizzontali o altazimutali
Il piano di riferimento e’ l’orizzonte., il piano
tangente alla terra che contiene l’osservatore.
La retta perpedincolare all’orizzonte passante
per l’osservatore identifica due poli celesti:
lo Zenith (sopra l’osservatore) ed il Nadir
(il polo opposto).
I cerchi massimi attraverso lo Zenith sono
chiamate verticali ed intersecano l’orizzonte
perpendicolarmente.
Le circonferenze minori formate dai punti di uguale
altezza sono i cerchi d'altezza o almucantarat.
Quindi come coordinate si usano:
l‘altezza (a) è l’angolo dell'astro dall'orizzonte, e varia tra -90° e +90°.
Si usa anche la distanza di zenith z con z=(90° -a)
l‘azimut (A) è l’angolo tra il punto Sud e il piede dell'astro
(corrispondente alla distanza angolare tra meridiano locale e meridiano passante per
l'astro),
misurata in senso orario, e varia tra 0° e 360°. Attenzione pero’ che la definizione
Coordinate orizzontali o altazimutali
In questo sistema di riferimento le stelle si muovono da Est ad Ovest. Le coordinate di
una stella dipendono quindi dal tempo.
Non solo, il sistema di riferimento dipende dalla posizione sulla terra
dell’osservatore.
In figura vediamo il moto delle stelle visto da un osservatore a due latitudini diverse.
Chiaramente non possiamo costruire un catalogo astronomico di stelle usando queste
coordinate !!!
Coordinate Equatoriali
Il sistema equatoriale usa come cerchi
di riferimento l'equatore e il meridiano passante per il
punto gamma γ. Il punto γ corrisponde all’intersezione
tra il piano
dell’equatore e quello dell’eclittica dove ha luogo
La rivoluzione terrestre intorno al sole. Le coordinate
sono la declinazione δ e l'ascensione retta α,
misurate a partire,
rispettivamente, dall'equatore verso il Polo Nord
celeste (vicino alla stella polare) e dal punto gamma γ
in senso antiorario.
Il moto diurno delle stelle avviene parallelamente
all'equatore celeste e il punto gamma si comporta
come un qualsiasi oggetto celeste, per cui le
coordinate equatoriali non cambiano con il
trascorrere del tempo. Questo sistema di coordinate
si muove, nelle 24 ore, insieme ai corpi celesti ed è
indipendente dalla latitudine del luogo. α si misura in ore, minuti, secondi (di tempo); δ si misura in gradi, primi, secondi (d'arco)
Coordinate Equatoriali
Il punto gamma vernale è anche noto con il nome di punto dell'Ariete o primo punto
d'Ariete perché in corrispondenza dell'equinozio di primavera di circa 2100 anni fa (più
precisamente nel periodo 2000 a.C. ÷ 100 a.C.), il Sole si trovava
nella costellazione dell'Ariete. Oggi a causa della precessione degli equinozi non è più c
in corrispondenza dell'equinozio di primavera il Sole si trova nella costellazione dei Pes
partire dal 2700 d.C. si troverà in quella dell'Acquario e così via fino al completamento
dell'intero zodiaco.
Il moto del sole sulla sfera celeste cambia nei giorni dato che il piano dell’equatore
Interseca quello dell’eclittica. Il moto del sole apparira’ quindi andare da sud a nord
nell’equinozio vernale (in primavera) e da nord a sud nell’equinozio autunnale
(detto punto omega o della Bilancia).