Geografia astronomica
Lezione 1
I costituenti dell’Universo
ASTRONOMIA DESCRITTIVA
( posizione e previsione movimenti degli astri )
• mondo antico ( NO strumenti ; NO idea di ricercare cause
fisiche )
RICERCA CAUSE FISICHE
XVI SECOLO Keplero, Galileo e Newton
XX SECOLO: MASSIMO SVILUPPO
DELL’ASTRONOMIA
ASTROFISICA
( applica le leggi fisiche allo
studio dei corpi celesti )
COSMOLOGIA
COSMOGONIA
( origine ed evoluzione ( origine ed evoluzione di
dell’Universo )
galassie, sistemi planetari …
dell’attuale Universo )
NELL’ ANTICHITA’:
• Terra al centro dell’Universo
•
natura diversa dagli altri corpi celesti ( eterni e
immutabili )
OGGI
• origine ed evoluzione dell’Universo ( nella composizione e
nelle dimensioni )
• stelle ( fatte di materia, nascono, evolvono e si spengono )
• Terra ( le sue particolari caratteristiche dipendono dal
luogo, dal modo e dal tempo in cui si è formata )
F = G m1* m2
SISTEMA SOLARE
r2
Insieme dei corpi in movimento che risentono in modo
apprezzabile dell’attrazione gravitazionale
Stella che produce autonomamente luce e altre
radiazioni elettromagnetiche
SOLE
INTORNO si muovono 9 pianeti : corpi opachi, freddi,
traiettorie ellittiche intorno al sole e ruotano su loro
stessi ( rotazione e rivoluzione )
TERRA - SOLE
Distanza media 150.000.000 km
TERRA
Ø corpo solido – rigido
Ø approssimativamente sferico e piccolo se
confrontato con il sole
Ø diametro 12.750 km
LUNA
Satellite della Terra
Corpi opachi di dimensioni
variabili legati per attrazione
gravitazionale ad un pianeta
attorno a cui rivoluzionano
Le STELLE, pur essendo distanti tra loro, risentono
dell’attrazione gravitazionale delle stelle circostanti;
per questo non sono isolate ma “aggrappate” in
sistemi detti GALASSIE.
Nelle galassie, le stelle si muovono compiendo una
lenta rivoluzione intorno al centro della galassia
IL SOLE APPARTIENE ALLA VIA LATTEA
La Via Lattea contiene centinaia di miliardi di stelle
Ha una forma a spirale con un diametro di 1 miliardo di miliardo di miliardi di km
( diametro di 100.000 anni luce )
IL SISTEMA SOLARE SI TROVA IN UNA POSIZIONE ABBASTANZA
PERIFERICA E SI MUOVE INTORNO AL CENTRO DELLA GALASSIA
COMPIENDO UNA RIVOLUZIONE IN 225 MILIONI DI ANNI
AMMASSI: Gruppi di galassie trattenuti da una forza di
attrazione gravitazionale
AMMASSO DELLA VERGINE
• 60 milioni di anni luce da noi ;
• Circa 2000 galassie
In tre dimensioni risulta essere
distribuito in un raggio di oltre 30
milioni di anni luce
Materia interstellare : lo spazio tra
gli astri appare vuoto
all’osservazione, anche se è
costituito da un gas di particelle
molto rarefatte o da polveri
Nebulose : zone più opache e dense
rispetto allo spazio circostante, in
cui si stanno formando nuove stelle
Il Sole fa parte di una galassia contenente
circa 100 miliardi di Stelle, la via Lattea,
ben visibile in estate, come una striscia
luminosa che percorre il cielo.
Le stelle sono talmente numerose che non
possiamo distinguerle separatamente e, ai
nostri occhi appaiono come una scia
luminosa. La Via Lattea è una galassia a
spirale; il Sole si trova su uno dei bracci
laterali, molto distante dal centro.
Fino al 1609 l'unico mezzo di osservazione per
l'uomo è stato l'occhio: in quell'anno Galileo Galilei
ha puntato verso il cielo il primo cannocchiale e nello
stesso secolo, nel 1688, Newton prima di formulare la
teoria della gravitazione universale , ha costruito un
moderno telescopio a riflessione, che gli valse la
nomina a membro della Royal Society. Poi sono stati
costruiti cannocchiali e telescopi via via migliori
come lavorazione, più grandi come diametro e perciò
capaci di vedere meglio e più lontano nell'universo.
Spettroscopi, lastre fotografiche e altri strumenti
ausiliari, nel secolo scorso hanno reso più efficaci i
cannocchiali e i telescopi per l'indagine del cielo.
Dalla metà del nostro secolo il radiotelescopio è
venuto a portare il suo contributo all'analisi
degli astri e poco dopo satelliti artificiali e
sonde lanciati dall'uomo hanno cominciato a
vagare nello spazio. Tuttavia, nessuno
strumento è capace di fornire
immediatamente all'uomo una misura, o
anche una semplice stima, della distanza a cui
si trova l'oggetto celeste verso il quale è
diretto. Proprio per questo, le stelle ci
sembrano tutte a un'eguale distanza da noi e
le giudichiamo appartenenti a una superficie
sferica che rivolge a noi la sua concavità.
A occhio nudo, soltanto la Luna e il Sole
presentano un disco chiaramente
riconoscibile. Un modesto
telescopio permette di osservare
abbastanza facilmente il disco (molto più
piccolo) di Venere, Marte, Giove e
Saturno e intuitivamente ci si rende
conto che questi astri devono essere più
vicini. Ma le stelle restano dei punti
anche quando le guardiamo o le
fotografiamo con i più potenti telescopi
e sembrano tutte alla stessa distanza
Stando fermi in un punto della Terra e osservando il
cielo per una notte intera, lo vediamo ruotare: molte
stelle scompaiono verso occidente, altre stelle sorgono
da oriente; il Sole, tramontato sotto l'orizzonte verso
ovest, ricompare a est il mattino successivo.
Viaggiando di notte verso sud, lungo un meridiano
terrestre, possiamo veder comparire sopra l'orizzonte
(e proprio verso sud) stelle prima invisibili;
contemporaneamente altre stelle scompaiono sotto
l'orizzonte, in direzione nord. Quanto più rapido sarà
il viaggio, tanto più evidente sarà il fenomeno.
Le osservazioni precedenti portano alla conclusione
che il cielo è una sfera e non una semisfera; questo
l'uomo lo ha capito abbastanza presto, mentre per
molti secoli si è discusso il valore da attribuire al
raggio della sfera celeste.
Soltanto in tempi relativamente recenti (la prima
misura di una distanza stellare è del 1838) è stato
possibile dimostrare che il problema non aveva
senso e che la superficie sferica sulla quale le stelle
sembrano infisse è una pura apparenza. Il cielo non
è assimilabile all'involucro di un pallone: quello che
vediamo è l'intero volume del pallone, occupato da
stelle che si trovano a distanze molto diverse da noi,
anche se i nostri sensi non ci consentono di cogliere
la profondità. I sensi ci ingannano anche dandoci
l'impressione di occupare proprio il punto centrale
del pallone, o dell'universo.
SFERA CELESTE ( è un modello matematico )
Non percependo le diverse distanze che ci separano dai
corpi celesti, questi appaiono tutti proiettati su di una
superficie sferica, di raggio infinitamente grande, al cui
centro si trova la Terra, il nostro punto d'osservazione. Per
muoverci agevolmente lungo la sfera celeste è necessario
individuare allora delle guide e dei punti di riferimento che
coincideranno con i corrispondenti del nostro pianeta,
essendone praticamente prolungamenti proiettati
all'infinito.
n
Così abbiamo:
u l'asse celeste - detto anche asse del mondo o
polare, è il perno della rotazione apparente
del cielo;
u i poli celesti - le intersezioni di esso con la
sfera celeste;
u l'equatore celeste - ossia quel cerchio
massimo che si ricava dall'intersezione della
sfera con il piano perpendicolare all'asse
celeste e passante per il centro della Terra, e
che la divide perciò in due emisferi uguali,
quello settentrionale (boreale) e quello
meridionale (australe).
Il parallelo celeste fondamentale è l’equatore, mentre il meridiano celeste
fondamentale è quello passante per un punto particolare detto PUNTO GAMMA
che rappresenta il punto della sfera celeste in cui si trova il Sole nell’equinozio di
primavera, mentre il punto diametralmente opposto è detto PUNTO OMEGA
Asse del mondo, equatore, meridiani e paralleli celesti sono
elementi di riferimento indipendenti dalla posizione
dell’osservatore sulla Terra e vengono utilizzati per la
costruzione delle mappe del cielo
Dalla posizione dell’osservatore dipende,
invece, la prospettiva con cui si osserva la
sfera celeste; ad esempio se siamo al Polo
Nord vedremo la Stella Polare sopra di noi
sulla verticale, mentre all’equatore, la Stella
Polare si trova sul limite basso dell’orizzonte
Per questo, per tener conto della posizione dell’osservatore ( punto
P ) si è costruito sulla sfera celeste un sistema di riferimento più
immediato
ORIZZONTE VISIVO : porzione di superficie
terrestre che si può osservare guardando dal punto in
cui si trova l’osservatore
PIANO DELL’ORIZZONTE APPARENTE : piano
tangente alla superficie terrestre nel punto in cui si
trova l’osservatore P
PIANO DELL’ORIZZONTE ASTRONOMICO :
piano passante per il centro della Terra, parallelo al
piano dell’orizzonte visivo ( quando si osservano gli
astri, la Terra si può considerare puntiforme )
La retta immaginaria che passa per P parallela al filo a piombo in quel punto, prende il
nome di VERTICALE; questa interseca la sfera celeste in due punti: ZENIT e NADIR.
Sulla superficie della sfera, i circoli massimi passanti per lo zenit ed il nadir sono detti
circoli verticali. Di questi il più importante è quello che passa anche per i poli celesti: il
MERIDIANO LOCALE
MOVIMENTI APPARENTI DEGLI
ASTRI SULLA SFERA CELESTE
La rotazione della volta stellata, e quindi della sfera celeste,
è soltanto apparente, essendo provocata dalla rotazione
effettiva della Terra intorno al proprio asse, che si compie in
circa 24 ore. Le stelle descrivono sulla sfera celeste delle
traiettorie circolari (paralleli celesti) parallele al piano
dell'equatore celeste e con il centro apparentemente nel polo
celeste nord o nel polo celeste sud a secondo dell'emisfero in
cui si trova l'osservatore; ogni stella percorre il suo
parallelo celeste tornando ad occupare la medesima
posizione dopo 23 h 56 min 4 s
IL MOTO DIURNO DELLA SFERA CELESTE E’ UN MOTO APPARENTE
Magnitudine di un astro
n
n
n
Con il termine magnitudine si intende la misura della
quantità di luce che ci arriva da un corpo celeste (stelle,
galassie, nebulose...). Questa quantità di luce dipende da
molti fattori, come la distanza dell'astro in questione, la sua
grandezza, la sua temperatura ecc.
La luce che la stella emette, durante il tragitto fino alla
Terra, deve attraversare una quantità di materia
interstellare che ne assorbe una parte (assorbimento
interstellare); la stessa atmosfera terrestre contribuisce a
questo assorbimento.
Una stella più luminosa ma più lontana di un'altra ci appare
più fioca. Sorge allora la necessità di avere un metro valido
in generale per misurare la luminosità di un astro
La magnitudine apparente
n
n
Per poter confrontare le stelle in base alla luminosità si deve
utilizzare una scala: si attribuisce il valore di magnitudine
apparente 1 alla stella che in cielo appare più luminosa e 6 a
quella più debole visibile ad occhio nudo. La dicitura apparente è
dovuta al fatto che ci si riferisce alle luminosità delle stelle così
come appaiono viste dalla superficie terrestre. In realtà questa
scala non ci permette di classificare e quindi confrontare
correttamente le stelle tra di loro, in quanto la differente
magnitudine apparente può dipendere sia dal diverso splendore
intrinseco dell'astro sia dalla diversa lontananza dalla Terra.
La scala è di tipo geometrico, ovvero la stella di magnitudine
apparente 1 non è 5 volte più luminosa di una di magnitudine 6
ma ben 100 volte. Questo fatto è legato alla legge psicofisica di
Fechner (quando una sensazione varia con progressione
aritmetica vuol dire che lo stimolo che l'ha determinata è variato
in progressione geometrica).
Magnitudine assoluta
n
n
n
Da una trasformazione della scala di magnitudine
apparente si è costruito il sistema di magnitudini assolute:
si misura la luminosità che avrebbero gli astri se fossero
tutti alla distanza (arbitraria) di 10 Parsec dalla Terra. Il
legame tra la magnitudine relativa ( m ) a quella assoluta (
M ) è dato dalla seguente relazione :
M = m - 5log10d + 5
dove d è la distanza della stella in Parsec. Da questa
relazione si può notare che se si conosce la distanza di una
stella se ne può determinare la magnitudine assoluta;
viceversa se si conosce la magnitudine assoluta si può
risalire alla distanza.
La scala delle magnitudini
n
n
Il sistema per indicare le magnitudini è un pò insolito. Circa nel
127 a.C., Ipparco scrisse il primo catalogo stellare,
comprendente circa un migliaio di stelle: l'autore indicava le più
luminose come stelle di 1a grandezza e quelle appena visibili
come stelle di 6°
6° grandezza, con tutte le classi intermedie.
Basandosi su questa prima classificazione gli astronomi moderni
indicano le stelle più luminose con i valori più bassi (anche
negativi); i valori più elevati indicano stelle meno luminose: una
stella di magnitudine relativa 2 ci appare più luminosa di una
con m=5.
Tramite le magnitudini assolute è possibile confrontare le
luminosità intrinseche delle stelle, indipendentemente dalla loro
distanza. Ad esempio, la stella che ci appare più luminosa è
senza dubbio il Sole, che ha una magnitudine relativa di - 26,8
ma una magnitudine assoluta di 4,8, per cui il nostro Sole è una
stella media, meno luminosa di Vega (alfa
(alfa--Liræ), con una
magnitudine relativa di 0,04 ma di magnitudine assoluta di 0,5.
n
1 Parsec (PARallasse per SECondo d'arco)
è la distanza da cui il semiasse maggiore
dell'orbita terrestre sottende un angolo di 1
secondo d'arco ed equivale a 3,26 anni luce.
1)Sistema sessagesimale
L’unità di misura è il grado sessagesimale=1/90 angolo
retto (1°
(1°)
necessita di sotto multipli:
-“scrittura” sessagesimale
-primo sessagesimale=1/60 grado sessagesimale (1 primo)
-secondo sessagesimale=1/60 primo grado sessagesimale
(1 secondo)
ES:alfa=71° 51 primi 22 secondi=53°
ES:alfa=71°
secondi=53°,8638 grado
sessadecimale
A questo tipo di scrittura formale non è applicabile il
sistema metrico decimale. Per i calcoli viene utilizzato la
scrittura sessadecimale alla quale è applicabile il sistema
metrico decimale.
Misure delle distanze: l’anno - luce
Un anno luce è un'unità di misura di
distanza.
n È la distanza che la luce percorre in un
anno. La luce viaggia nello spazio ad una
velocità di circa 300.000 chilometri al
secondo
n un anno luce corrisponde a
9.500.000.000.000 Km.
Km.
n
