astronomia

LICEO SCIENTIFICO “ARCHIMEDE”
ACIREALE (CT)
Alfio Francesco Cannone
ASTRONOMIA
a. s. 2003 - 2004
Astronomia
ASTRONOMIA
Alfio Francesco Cannone
Universo
L'astronomia e' la scienza che studia tutti i fenomeni che avvengono nell'universo. L'universo, e' la
totalità della materia e dei fenomeni fisici accessibili alla nostra osservazione. Le sue proprietà principali
sono l'omogeneità (stessa quantità di materia) e l'isotropia (stessa quantità di energia), cioè ogni regione
sufficientemente grande e ogni direzione di osservazione sono equivalenti tra di loro cioè hanno la stessa
distribuzione di materia e di energia. L'universo e' formato da immensi spazi vuoti e da galassie di diversa
forma. Le galassie sono formate da stelle, pianeti, satelliti e nebulose.
N.B. = Se l’universo è anisotropo (la temperatura della radiazione di fondo non è uguale in tutti i punti
dell’universo va da 2,781 °K a 2,7279 °K) è valida la teoria dell’Inflation.
Classificazione delle galassie
Il primo astronomo a fare una classificazione delle galassie fu Hubble nel 1936.
Classificazione delle
galassie
proposta da Hubble.
La percentuale
esprime la loro
abbondanza relativa
Adesso si usa la stessa classificazione, ma modificata per la scoperta di nuovi tipi di galassie.
ELLITTICHE
18%
SPIRALATE
66%
E0 (globulari) Æ E7 (ellittiche)
NORMALI
50%
S
BARRATE
15 %
SB
GALASSIE
LENTICOLARI
IRREGOLARI
ANOMALE
Alfio Francesco Cannone
.
1%
7%
9%
S0
Irr
D
A MANUBRIO
N
1
.
Astronomia
Forma delle galassie
La forma delle galassie ellittiche va dalla globulare (E0) a quella ellittica (E7):
• Si trovano generalmente al centro di ammassi di galassie.
• Contengono stelle molto vecchie che conferiscono alla galassia una colorazione arancione.
• Non contengono nebulose fredde, non vi sono stelle in formazione. Sono stati talvolta rivelati gas molto
caldi e rarefatti.
• Possono presentare un disco centrale quasi invisibile.
• Hanno una struttura interna a volte complessa. In alcune galassie ellittiche è stato rilevato un nucleo che
ruota in senso opposto alla parte esterna.
• Il numero delle galassie ellittiche non è mutato negli ultimi 5/6 miliardi di anni.
• Sono galassie che si sono formate e stabilizzate nei primi miliardi di anni dopo il Big-Bang.
Le galassie spiralate si suddividono in normali e barrate (hanno una barra che attraversa il nucleo e dalla
quale si dipartono i bracci a spirale. Si pensa che si formano dallo scontro fra due galassie spiralate e al
centro dello scontro si nota una fascia scura di polveri cosmiche):
• Si trovano isolate o nelle zone periferiche degli ammassi.
• Contengono stelle di qualunque età.
• Contengono gas freddi nei bracci, ove è ancora in corso la formazione di nuove stelle.
• Il numero delle galassie spiralate era maggiore nel passato.
• L’origine della struttura a spirale non è state ancora pienamente spiegata.
• Le galassie spiralate, una volta esaurito l’idrogeno, si dovrebbero trasformare in galassie lenticolari.
Le galassie lenticolari (SO). Sono galassie a metà strada tra le spiralate e le ellittiche.
a) Analogia con le spiralate :
hanno forma a disco con bulge (nucleo) centrale.
b) Analogia con le ellittiche:
- sono prive di bracci;
- sono prive di nebulose oscure (fredde);
- sono formate da stelle vecchie;
- si trovano nelle zone ad alta densità di galassie.
- molte galassie lenticolari in realtà potrebbero essere galassie ellittiche viste inclinate.
Le galassie irregolari non hanno una forma geometrica ben definita.
• Sono in genere di piccoli dimensioni (famiglia delle galassie nane, a cui appartengono anche le galassie
nane ellittiche).
• Si trovano per lo più isolate o come galassie satelliti di galassie maggiori ( la Via Lattea ne ha una
dozzina tra cui le due Nubi di Magellano).
• Sono sede di intensa formazione stellare.
Le galassie anomale si suddividono in:
• D (hanno un nucleo ellittico circondato da un esteso alone).
• A manubrio (all'intero di un unico alone vi sono due nuclei).
• N (hanno un nucleo sferico molto luminoso circondato da un alone poco esteso).
Si riteneva che le galassie per una sequenza evolutiva si siano trasformate le une nelle altre (le globulari si dovevano
trasformare in ellittiche, queste in spiralate e così via). Oggi si ritiene, invece che difficilmente un tipo di galassia
possa evolvere in un altro. Si pensa che la forma attuale delle galassie è identica alla nebulosa da cui si sono formate.
In genere le galassie non si trovano isolate ma si trovano come galassie multiple o come ammassi o superammassi.
Alfio Francesco Cannone
.
2
.
Astronomia
Le galassie multiple sono formate da due o più galassie connesse tra di loro da ponti di materia cosmica e
ruotante attorno ad un baricentro comune.
Gli ammassi possono contenere fino a migliaia di galassie. Un ammasso molto studiato e' quello visibile
nella costellazione della Chioma di Berenice. Tra le galassie di un ammasso si manifestano delle interazioni
gravitazionali. L'ammasso dove si trova il sistema solare, la Via Lattea, e' il gruppo locale, che occupa uno
spazio di soli 8 milioni di anni luce. In tale ammasso, oltre alla V.L. vi e' pure la galassia di Andromeda,
quella del Triangolo, la Grande e la Piccola Nube di Magellano e altre 15 galassie di varia forma. Il
gruppo locale insieme ad altri ammassi fa parte del superammasso della Vergine.
Via Lattea
La Via Lattea ha forma a spirale
biconvessa. Il diametro maggiore supera i
100.000 a.l., il minore i 15.000 a.l. Si può
suddividere in un centro, in un alone e in una
corona.
Il centro o bulge della V.L. gira con una
velocità di 273 Km/sec ed impiega 225
milioni di anni a compiere un giro completo
attorno all'asse della V.L. Dal centro si
dipartono almeno 5 braccia a spirale (il
braccio di Orione, di Perseo, del Sagittario,
della Squadra e dello Scudo o della Croce ).
Nel braccio di Orione si trova il sistema
solare, che dista dal centro della galassia di
circa 28.000 a.l. Il centro della V.L. e' a
forma globulare (biconvessa), e il
rigonfiamento centrale, il disco, formato da
stelle vecchie, ha uno spessore di 15.000 a.l.
Mentre il disco e' una zona in rapida
rotazione., le braccia ruotano più
lentamente.
Tutta la galassia e' circondata dall'alone,
una regione sferica in lenta rotazione. In esso
sono dispersi, oltre alle vecchie stelle isolate, anche numerosi ammassi globulari ciascuno dei quali e'
formato da centinaia di migliaia di stelle molto vecchie, racchiuse in un volume di forma quasi sferica
avente diametro di 100-600 a.l. Si conoscono più di 200 ammassi.
- Attorno all'alone vi e' la corona , formata da un involucro di gas la cui temperatura cinetica e' molto
alta . La corona si estende per migliaia di a. l. sopra e sotto del disco galattico.
Moto delle galassie
Tutte le galassie hanno un moto di rotazione galattico attorno ad un asse. La Via Lattea ruota attorno al
suo asse minore, perpendicolare al piano dell'equatore galattico e passante per il centro, situato in
prossimità della costellazione del Sagittario. Le stelle più vicine al centro ruotano più velocemente di quelle
più lontane (e' questo il motivo per cui le braccia delle galassie tendono ad incurvarsi e le stelle più lontane
ad allontanarsi anche perché non risentono molto dell'attrazione gravitazionale del centro della galassia).
Il moto che le stelle compiono, descrivendo un'orbita quasi circolare attorno al centro della galassia e' detto
moto proprio stellare o moto di rivoluzione galattica.
Alfio Francesco Cannone
.
3
.
Astronomia
Galassie attive
Nell'universo oltre alle galassie normali che emettono radiazione elettromagnetica di tipo termica
(radiazione emessa da un corpo caldo), ve ne sono altre che emettono radiazioni di tipo non termica
(radiazione emessa da elettroni che si muovono a velocità relativistiche. Tali radiazioni sono i raggi
ultravioletti, i raggi X e infrarossi, le onde radio). Le galassie che emettono radiazioni non termiche sono
dette galassie attive e sono: le radiogalassie, le galassie di Markarian , le galassie d i Seyfert e i quasar.
-
Le radiogalassie emettono onde radio di notevole intensità (anche 10 milioni di volte maggiore
dell'emissione radio di una comune galassia) e distano fino a 8 miliardi di a.l. dalla Terra. Sono
caratterizzate da due centri (lobi) di emissione radio simmetrici rispetto al nucleo centrale e con un
moto di allontanamento l'uno dall'altro. Tali lobi sono visibili con i telescopi ottici.
-
Le galassie di Seyfert emettono onde radio ed onde X ed hanno un nucleo luminoso. La luminosità e
l'emissione sono probabilmente dovute ai moti esplosivi di grandi masse di gas presenti nel loro interno.
Distano fino a 10 miliardi di a.l. dalla Terra. Si ritiene che siano galassie molto giovani e in esse si
formano in continuazione stelle.
-
I quasar (quasi stellar radio soucer) sono galassie luminosissime ed emettono onde radio, raggi X e
infrarossi. Distano fino a oltre 10 miliardi di a.l. dalla Terra ed hanno la grandezza di una stella
gigante. Si pensa che le quasar siano giovane galassie nel cui centro si trovano giganteschi buchi neri
dove precipita la materia circostante, che venendo fortemente riscaldata emette radiazioni X . Una parte
di tale materia sfugge al buco nero e forma due pennacchi luminosi (jet), che si collocano
perpendicolarmente al disco del quasar in accrescimento. Gli jet sono simili ai lobi delle radiogalassie.
-
Le galassie di Markarian sono caratterizzate da un'immensa radiazione ultravioletta. Si distinguono in
normali e diffuse. Nelle normali la sorgente di raggi ultravioletti e' il nucleo, nelle diffuse la sorgente
e' estesa all'intera superficie. Molte galassie di Markarian normali sono anche galassie di Seyfert,
mentre quelle diffuse sono piccole galassie irregolari ricche di stelle giovani, formatesi circa 100
milioni di anni fa..
Quasar, galassie di Seyfert, radiogalassie si vedono dalla Terra come erano 10, 8, 4 miliardi di anni fa e
non come sono adesso. Probabilmente questi corpi celesti si sono originati gli uni dagli altri per
raffreddamento e perdita di radiazione non termica. Le galassie si sono originate dalle radiogalassie,
queste dalle Seyfert e queste dai quasar.
Quasar
Oltre 10*109 a.l.
Sono luminosissimi
Emettono radio onde
Alfio Francesco Cannone
.
Galassie di Seyfert
10*109 a.l.
luminose
emettono radio onde
Radiogalassie
8*109 a.l.
luminosità normale
emettono radio onde
Galassie
4*109 a.l.
luminosità normale
alcune emettono radio
onde
4
.
Astronomia
Legge di Hubble
Nel 1929 Hubble, osservando le galassie con uno spettroscopio, si accorse che lo spettro delle
galassie, si sposta verso il rosso (red shift). Siccome il red shift segnala che la sorgente delle radiazioni si
allontana dall'osservatore, e tale spostamento aumenta, aumentando la distanza, da ciò Hubble dedusse che
le galassie si allontanano le une dalle altre e che l'universo e' in espansione (solo alcune galassie del gruppo
locale spostano lo spettro verso il violetto, come la galassia di Andromeda ma ciò si attribuisce al fatto che
tale galassia viaggia verso la V.L.). Hubble quindi interpretando il red shift come effetto Doppler, ricavo'
una legge in cui la velocità di allontanamento delle galassie aumenta all'aumentare della distanza delle
galassie secondo una proporzionalità diretta esprimibile dalla seguente relazione:
v=H*d
v=
d=
H=
velocità di allontanamento delle galassie
distanza delle galassie
costante di Hubble e' uguale a 54 Km/sec per milione di parsec di distanza, ma varia in base
all'età dell'universo perché l'inverso di H e' l'età dell'universo. Infatti sapendo che 1 milione di
parsec (1 megaparsec) corrisponde a circa 54 Km/sec per un milione di a.l., si trova che : 1/H
= 18*109 anni Questo dato dovrebbe essere l'età dell'universo ammettendo che la H sia 54
Km/sec. Il risultato potrebbe essere esatto nel caso che l'Universo fosse completamente vuoto.
Infatti la presenza di materia rallenta l'espansione. E siccome già' si e' certi della presenza di
materia oscura nell'Universo, l'età dell'Universo deve essere ipotizzata inferiore al precedente
valore.
La legge di Hubble o della recessione delle galassie, permette di trovare la distanza delle galassie in
base al loro red shift e alla loro velocità, una volta stabilita per la costante un determinato valore. Si
deduce pure da tale legge che circa 15-20 miliardi di anni fa le galassie erano tutte riunite in un solo
punto.
Secondo la legge di Hubble
da qualsiasi galassia si
avrebbero
immagini
equivalenti dell’universo in
espansione
Per comprendere bene l'espansione dell'Universo si devono immaginare le galassie come puntini sulla
superficie di un palloncino. Gonfiando il palloncino, ogni puntino si allontana da tutti gli altri in modo
che un osservatore, che si trova in un posto qualsiasi della sua superficie, avrebbe la sensazione di trovarsi
al centro del moto di espansione. Cioè, il moto di allontanamento delle galassie vale per qualsiasi
osservatore, qualunque sia la sua posizione nell'Universo.
Alfio Francesco Cannone
.
5
.
Astronomia
Genesi dell'Universo
La scienza che studia la nascita dell'Universo si chiama Cosmologia. In base alla legge di Hubble,
alla radiazione di fondo e a particolari idee personali, gli astronomi hanno formulato diverse teorie sulla
formazione dell'universo. Le più accreditate sono: quella dell'universo stazionario, quella del big-bang e
quella dell'inflation.
-
Teoria dell'universo stazionario di Bondi, Gold, Hoyle.
In base a tale teoria, le galassie si allontanano da un centro e si espandono nell'Universo, come
previsto dalla legge di Hubble, pero' l'universo, secondo tale teoria, resta sempre uguale nel tempo. Un
osservatore che fosse vissuto un miliardo di anni fa ed uno vissuto 10 miliardi di anni fa avrebbero
visto un universo uguale. Anche la teoria della relatività di Einstein dice che l'universo e' finito ed e'
chiuso in una enorme sfera in espansione, non statica. Ai nostri giorni tale sfera dovrebbe avere un
volume di 3*1070 Km3. In tale sfera le galassie allontanandosi dal centro farebbero diminuire la densità
media dell'universo. Per mantenere stazionaria la densità dell'universo, dal centro si originerebbe altra
materia e quindi si formerebbero altre galassie. Questa teoria e' detta anche continua perché
continuamente si forma e si espande altra materia. La teoria non spiega pero' l'inizio e la formazione di
questa materia centrale. Dice solo che si forma un atomo di idrogeno per chilometro cubo di spazio
vuoto per ogni anno, quantità, come sostengono i sostenitori di tale teoria, sufficiente per mantenere
costante la densità. La teoria non spiega neppure la presenza dei quasar che indicano che nel lontano
passato la densità media dell'universo era molto di più densa di adesso, e ciò e' in disaccordo con la
condizione di un universo stazionario.
-
Teoria del Big-Bang o di Gamow, Lemaitre
Circa 15 miliardi di anni fa, l'Universo, più piccolo di un atomo (diametro di 3 * 10-33 cm), dalla
densità infinita e dalla temperatura di miliardi di gradi, scoppio' (big-bang) e subito, dopo
circa 1',
l'energia si trasformo' nelle particelle fondamentali della materia: quark, fotoni gamma molto
energetici, neutrini, antineutrini, elettroni, positroni, protoni, neutroni. Questo primo minuto , in base
al MODELLO STANDARD del Big-Bang si può suddividere in 4 ere. Successivamente si ebbero
altre due ere:
1) Era della gravita' quantistica o era di Planck : la temperatura superava i 1034 °K e le quattro forze
fondamentali (gravitazionale, elettromagnetica, nucleare forte e nucleare debole) della natura erano
uniti in un'unica superforza. Tale era duro' 10-43 sec.
2) Era dei quark : la temperatura scese a 1028 °K e si formarono i quark [sono delle subparticelle che
ora formano gli adroni (barioni + mesoni), i costituenti delle particelle atomiche. Prima i quark erano
liberi nell'universo] e gli antiquark. Duro' fino a 10-32 sec dopo il big-bang. In base alla teoria della
grande unificazione (teoria che rappresenta il tentativo di unificare le particelle con le forze che
governano i fenomeni naturali) fra i 10-34 sec e i 10-32 sec. l'universo si dilato' (inflation) e il suo
diametro aumento' di almeno 1050 (in realtà il diametro passo' da 10-50 cm a circa 1 cm).
3) Era degli adroni : la temperatura scese a 1012 °K, la forza nucleare forte si separo' da quella debole e di
conseguenza i quark si unirono e si poterono formare i protoni e i neutroni e le rispettive antiparticelle.
Pero' lo scontro fra particelle e antiparticelle porto' all'annichilazione. Dalla annichilazione si
formarono i fotoni gamma (sono particelle elementari privi di carica elettrica e di massa. Si formano
nelle reazioni elettromagnetiche, elettriche e nucleari). In questo periodo ebbero la meglio le particelle
perché dovevano essere superiori di numero rispetto alle antiparticelle. Questo e' il probabile motivo
del sopravvento della materia sull'antimateria. Tale era duro' fino a 10-4 dopo il big-bang.
Alfio Francesco Cannone
.
6
.
Astronomia
4) Era dei leptoni : la temperatura scese a 109 °K e si formarono gli elettroni e le loro antiparticelle
(positroni). Abbassandosi ancora la temperatura gli elettroni e i positroni si annichilirono tra loro,
lasciando pero' anche questa volta un eccesso di materia. I neutrini si disaccoppiarono dalla materia e
rimasero liberi nell'universo. Tale era duro' fino ad un minuto dopo il big-bang. Solo dopo un minuto
inizia la quinta era .
5) Era delle radiazioni : circa 3' dopo l'inizio dell'era, quando la temperatura scese sotto 109 °K, si
uniscono i protoni con i neutroni e si formano i nuclei del deuterio, dell'elio3 , dell'elio4 e del litio7. Il
nucleo del prozio (idrogeno) era già presente dall'era degli adroni, essendo formato da un solo protone.
Nel frattempo le forze che prima erano unificate nella sfera di fuoco, si separano e si formarono: la
forza gravitazionale, la forza nucleare forte, la forza elettromagnetica e da questa si separo' la forza
nucleare debole.
6) Era della materia : inizia dopo circa un milione di anni, quando la temperatura scese sotto i 3000 °K si
formano gli atomi di H e He in quanto ai nuclei originari si aggiunsero gli elettroni. I neutrini (che già
si erano disaccoppiati dalla materia nell'era dei leptoni) e fotoni gamma rimasero liberi ed anche adesso
vagano liberi per l'universo, alla velocità della luce. Scomparvero invece i quark perché unendosi fra di
loro formano gli altri costituenti della materia. Gli atomi si incominciarono ad ammassare, si formarono
prima le nebulose oscure, poi attorno a centri vorticosi, si formano i globuli di Bok al centro dei quali si
innesco' la reazione termonucleare. Le nebulose oscure si trasformarono prima in nebulose luminose e
poi in quasar. Con il passare del tempo i quasar si raffreddarono e diedero origine a tutti gli altri corpi
celesti. Circa 5 miliardi di anni fa si e' acceso il Sole.
Le prove decisive in favore della teoria del big-bang sono: la legge di Hubble e la radiazione cosmica di
fondo che ancora vi e' nell'universo ed e' uguale a quella che emetterebbe un corpo nero che si trovi a circa
3°K (il corpo nero e' un corpo ideale che dovrebbe assorbire tutta la luce incidente su di esso, senza
riflettere nulla). La radiazione cosmica di fondo si e' formata al momento del big-bang in seguito alla
degradazione dell'enorme energia iniziale, e' una radiazione elettromagnetica isotropa cioè la sua intensità
e' uguale in tutte le direzioni dello spazio, ed e' misurata con i radiotelescopi. La radiazione cosmica di
fondo e' spiegata come l'eco attuale del grande scoppio iniziale, cioè e' considerata come l'eco
dell'annichilimento avvenuto nell'era degli adroni e dei leptoni) .
La radiazione cosmica di
dall’espansione dell’universo
fondo
è
stata
raffreddata
Quando la radiazione cosmica di fondo si separo' dalla materia,
era formata da fotoni gamma altamente energetici, ma man mano
che l'universo si espandeva anche la radiazione si raffreddava,
tanto che oggi la troviamo sotto forma di microonde.
Alfio Francesco Cannone
.
7
.
Astronomia
Teoria dell'inflation
La teoria dell'inflazione non deve essere confusa con lo stadio di inflazione del modello standard del bigbang. Durante tale stadio, in una infinitesima frazione di secondo si verifico' una espansione
esponenziale del diametro dell'universo, ad una velocità più elevata di quella che si sarebbe realizzata
successivamente. Tale stadio di inflation e' stato ipotizzato per risolvere alcune questioni che
altrimenti non si potevano risolvere con il vecchio modello di big-bang. Tali questioni erano:
a) le galassie contraddicono l'uniformità della distribuzione della materia;
b) le dimensioni dell'universo osservabili sembrano eccessive rispetto a quelli iniziali;
c) la curvatura dello spazio e' inferiore a quanto previsto dalla relatività generale.
La teoria dell'inflation invece descrive l'universo come un immenso frattale che cresce continuamente e
che e' capace di autoriprodursi. I molti universi, secondo tale teoria, si sarebbero formati durante lo stadio
di inflazione (dilatazione) per lo scontro di materia che si stava formando e i vortici che si generarono da
tale scontro. L’universo dovrebbe essere costituito da molte sfere (bolle) che si dilatano, che a loro volta ne
producono altre e cosi' di seguito. Sarebbe un universo ramificato, ed ogni bolla avrebbe proprie leggi
fisiche. Sarebbe anche un universo eterno, con bolle che terminano ed altre che se ne riproducono, cioè
ogni bolla può derivare da una singolarità verificatasi nel passato e potrà terminare nel futuro con un'altra
singolarità. Quindi ogni bolla per singolarità potrebbe nascere con un big-bang. La nostra galassia vive
all'interno di una bolla in espansione. Al di la' di questa bolla esisterebbero altre bolle in espansione, che
non si vedono fra di loro perché ognuna si allontana dalle altre alla velocità della luce. L'espansione delle
bolle, che caratterizza l'inflazione, si avrebbe per la fluttuazione di energia potenziale che e' presente in
ogni bolla. Pero' l'universo visibile si forma solo quando l'inflazione ha termine e quindi venendosi a
definire le leggi fisiche, lo spazio assume le configurazioni tipiche per ogni bolla.
Fine dell'Universo
Il futuro dell'universo dipende dal valore di alcuni parametri fra cui quello della decelerazione
dopo il big-bang e quello della densità . Entrambi i parametri per ora non ci sono noti.
In base alla decelerazione si possono ipotizzare due tipi di universi.
1) l'universo continuerà ad espandersi infinitamente perché la forza della spinta iniziale e' stata cosi' forte
da vincere per sempre la forza gravitazionale (universo aperto) .
2) le galassie, finendo la spinta dello scoppio iniziale, incominceranno ad essere attratte dalla gravitazione
universale e a ritornare indietro. Le stelle si incominceranno a contrarre fino ad aversi il grande crollo
(Big-Crunch) e ad aumentare la temperatura in modo da ricreare le condizioni di partenza (universo
chiuso).
In base alla teoria della relatività generale, che fra l'altro dice che la materia fa incurvare lo spazio, se la
densità dell'universo:
1) supera un certo limite critico, la gravita' prima o poi avrà il sopravvento sull'espansione e tutte le
galassie si concentreranno in un punto (universo chiuso).
2) è al di sotto del limite critico, l'espansione continuerà all'infinito (universo aperto).
In base a recenti calcoli si sa' che la densità critica e' 5*10-30 g/cm3 , e che la densità attuale dell'universo e'
1/10 della densità critica.
Il
futuro
dell’universo
dipende dal valore di alcuni
parametri (quello della
densità e quello della
decelerazione)
Alfio Francesco Cannone
.
8
.
Astronomia
NEBULOSE
All'interno delle galassie e fra galassie e galassie vi sono le nebulose (particolari forme di
aggregazione della materia interstellare sotto forma di nubi). Si suddividono in:
NEBULOSE OSCURE
Aggregazione di materia senza sorgente di energia
NEBULOSE LUMINOSE
AD EMISSIONE
All’interno hanno la luce di qualche stella
A RIFLESSIONE
Riflettono la luce di stelle vicine o di dietro
H all’esterno, He all’interno che circonda una stella nana bianca
Gas (H2O, NH3, CO, SO3, alcool metilico, acido formico…), polvere
cosmica (metalli alcalino-terrosi), particelle subatomiche (mesoni, barioni,
bosoni, neutrini)
Sono corpi oscuri, freddi e sferici. Si trovano all’interno delle nebulose. Si
ritiene che siano parte di nebulose in contrazione.
Sono corpi caldi (T ≅ 500°K) ed ellissoidali. Si trovano all’interno delle
nebulose. La densità è circa 100 volte più elevata della densità dei globuli di
Bok. Osservandoli con uno spettroscopio si nota che lo spettro in alcune
zone è spostato verso il rosso, in altre zone verso il violetto. Ciò indica che
all’interno ci sono oggetti (pianeti) che ruotano.
NEBULOSE PLANETARIE
MATERIA
INTERSTELLARE
GLOBULI DI BOK
OGGETTI DI
BECKLIN-NEUGEBAUER
Le nebulose sono formate da gas e da polvere cosmica. I gas, studiati con lo spettroscopio, sono costituiti
da: H (≅ 292/1000), He (≅ 29/1000) e altri gas (≅ 1/1000 di acqua, ammoniaca, ossido di carbonico,
anidride solforosa, alcool metilico, acido formico) . La polvere cosmica e' formata da piccolissimi
granelli di metalli alcalino-terrosi. Sono presenti pure delle particelle subatomiche: mesoni, barioni,
bosoni, neutrini. La T è ≅ 10°- 100°K e la densità ≅ 1-10 atomi/cm3 (bassissima. Si pensi che la densità
dell’atmosfera terrestre è di ≅ 1019 atomi/cm3).
Alfio Francesco Cannone
.
9
.
Astronomia
STELLE
Origine delle stelle
I principali corpi celesti che costituiscono le galassie sono le stelle (ammassi di gas ad altissima
temperatura che emettono luce propria). Si pensa che le stelle nascono dalle nebulose che per effetto
della forza gravitazionale collassano verso l'interno, dando vita a delle masse sferiche dette globuli di
Bok. Non tutti i globuli di Bok danno vita però a stelle:
•
•
sia perché hanno una temperatura interna che agita di moto caotico le molecole di gas;
sia perché hanno un raggio uguale o inferiore al raggio di Jeans. Cioè una globulo di Bok affinché
inizi a collassare deve avere un raggio maggiore del raggio di Jeans. Tale raggio si raggiunge
quando il globulo ha una massa uguale a 1000 masse solari. Quando si formano, i globuli di Bok
sono opachi e non fanno passare la luce. Nelle zone dove vi sono i globuli si vedono delle macchie
scure sferiche. Più il globulo è massiccio, più tempo rimane come protostella.
RJ >
9 KT
8πρGm
RAGGIO DI JEANS (dipende dalla T)
RJ
≅1017a.l., ≅1020 a.l.
sia perché hanno una densità inferiore alla densità critica (fra i 10-18 e i 10-21 Kg/m3). Ci sono tre
ipotesi che spiegano come un globulo di Bok, partendo da densità nebulari molto basse (1–10
atomi/cm3), possa raggiungere tale densità critica:
1) Frammentazione di una nebulosa grande in molti globuli di Bok. Nel collasso il raggio di Jeans
diminuisce più rapidamente del raggio della nebulosa.
Per tale motivo da una nebulosa, enorme e rarefatta,
frammentandosi e contraendosi si formano parti più
dense destinate a loro volta a contrarsi e a
formare stelle, stelle doppie, ammassi.
•
2)
Scontro tra nebulose
Nella zona d’impatto si determina una maggiore densità molecolare. In tale zona si formano i globuli
di Bok.
3) Venti stellari. Tutte le stelle emanano un intenso vento di particelle veloci che comprime i gas
vicini e forma i globuli di Bok.
Alfio Francesco Cannone
.
10
.
Astronomia
Questo fenomeno è particolarmente rilevante nel caso dell’onda d’urto prodotta da una supernova.
Il globulo ruotando attorno ad un'asse inizia a contrarsi. La contrazione fa diminuire il volume. La massa
rimane costante ed aumenta la forza gravitazionale. Diminuendo il volume, diminuisce il raggio, ma per
mantenersi costante la quantità di moto, aumenta la velocità di rotazione:
V*m*r=K
(quantita' di moto)
Diminuendo il volume aumenta la pressione del gas (volume e pressione sono inversamente
proporzionale per la legge di Boyle), ciò determina l'arresto del collasso e la formazione del primo
nucleo della stella (protostella). Il globulo di Bok, quindi si trasforma in protostella. La materia che non
si addensa attorno alla protostella, si trasforma in una specie di ellissoide (oggetti di BecklinNeugebauer), nel cui interno si formano dei vortici che generano i protopianeti.
Il nucleo, per l'enorme pressione del gas, si surriscalda e si innesca la seguente reazione con
assorbimento di calore: H2 Æ H + H . L'assorbimento di calore fa diminuire la temperatura e di
conseguenza diminuisce la pressione del nucleo (sono direttamente proporzionali per la legge isocora).
Inizia un secondo collasso che termina quando tutto l'H2 si e' dissociato. Si eleva la pressione e la
temperatura fino ad innescare la reazione termonucleare e alla nascita della stella.
Si possono avere due tipi diversi di reazioni termonucleari in base alla temperatura del nucleo.
1. Se la temperatura del nucleo stellare e' inferiore a 1.000.000 °K (per stelle a bassa temperatura come
il Sole) si innesca il ciclo protone-protone o deuterio-elio (4 protoni, cioè 4 nuclei di H si
trasformano in 2 nuclei di deuterio. Un altro protone urta il deuterio e lo trasforma in He instabile.
Da 2 He instabili si formano 1 He stabile e 2 protoni).
1
1
H +11H =12H + e + + ν
2
1
H +11H = 23He + γ
3
2
Da 4
H
He+ He= He + 2 H + γ
3
2
e+ = positrone ;
1
1
A ( numero dim assa )
Z ( numeroat om ico )
4
2
1
1
γ = fotone luminoso
ν = neutrino ;
4
2
H si forma un He ma si perde massa. Infatti :
4H = 1,008 * 4 = 4,032 –
He = 4,003 * 1= 4,003
----------------
dalton
0,029
1 dalton= 1,66*10-24 g; 1,66*10-27Kg
In base alla legge di Einstein E = mc2 per 1g di materia perduta si formano 20 miliardi di
calorie. Siccome sul Sole, in un secondo si trasformano 564,3 milioni di tonnellate di H in 560
milioni di tonnellate di He, i 4,3 milioni di tonnellate di materia che si perdono si trasformano in
energia. L'energia prodotta dal Sole in un secondo e' 3,9*1026 Kg m2 s-2.
La massa del Sole e' 1,99*1030 Kg, perdendo in ogni secondo 4,3 *109 Kg/s, occorrono
1,6*1017 secondi, per consumersi del tutto. Cioè il Sole può produrre energia ancora per circa
altri 5 miliardi di anni.
2. Se la temperatura del nucleo stellare raggiunge valori che superano i 15 milioni °K si innesca il ciclo
carbonio-azoto o ciclo di Bethe. Tale ciclo e' assente nel nucleo solare. Infatti condizioni cosi' alte di
temperatura si hanno solo nelle stelle che hanno un nucleo massiccio. In questo ciclo i nuclei di 12C
che inizialmente reagiscono con 1H, vengono rigenerati dopo aver prodotto un nucleo di 4He.
N.B. = E' da ricordare che le stelle non collassano perché il calore liberato nella fusione nucleare genera
una pressione tale da controbilanciare l'attrazione gravitazionale.
Alfio Francesco Cannone
.
11
.
Astronomia
NASCITA DI UNA STELLA
NEBULOSE
Æ
GLOBULI DI BOK
Quando i globuli di Bok sono più di uno, si formano, all’interno delle nebulose più stelle.
Quando il globulo raggiunge il raggio uguale a quello di Jeans (1017 – 1020 a.l.) ed una densità critica (10-18 –
10-21 Kg/m3) acquista velocità ed inizia il primo collasso (dura alcuni milioni di anni):
- volume
+ forza di gravità
= massa
- raggio
+ velocità (v*m*r = K)
+ pressione (P*V =K)
arresto collasso
Æ
Bok
oggetto BN
Si forma la protostella dentro l’oggetto di Becklin-Neugebauer (tale fase dura circa 100.000 anni):
raggio
(100 volte quello del Sole)
luminosità (1.000 volte maggiore quella del Sole)
presenza di un disco circumstellare
emissione di un forte vento protostellare
+ temperatura superficiale (2.500°K)
H2 Æ H + H
- temperatura nucleo
- pressione
(P/T = K)
Quando tutto l’H2 si dissocia inizia il secondo collasso (dura circa 30 milioni di anni):
+ pressione
+ temperatura (10 milioni°K)
inizio reazioni termonucleari
Æ STELLA
Le prime fasi della nascita di una stella sono lentissime, richiedono alcuni milioni di anni: non si
concludono con la nascita della stella vera e propria ma con la formazione della protostella.
La protostella ha la caratteristica di una gigante rossa. Studiando la protostella T-Tauri si vede che
ha una temperatura superficiale di 2.500 °K, un raggio 110 volte superiore a quello del Sole e una
luminosità 1.000 volte maggiore. E' caratterizzata dalla presenza di un disco circumstellare, che le
conferisce una forma ellissoidale (oggetto di B-N) e dall'emissione del vento protostellare. Il vento viene
emesso in direzione quasi parallela all'asse di rotazione e non perturba il disco circumstellare. Il disco si
forma perché non tutta la materia che collassa raggiunge direttamente la protostella, ma in parte si
dispone in orbita attorno ad essa.
Il disco e' in rotazione come il globulo di Bok da cui deriva. Dai dischi circumstellari, in base alla
teoria di Weismann e dei planetesimali, deriverebbero i sistemi planetari. Il vento protostellare sarebbe
emesso dai poli della protostella, quasi parallelamente all'asse di rotazione: respingerebbe il gas in caduta,
ma non pertuberebbe il disco circumstellare. Si pensa che l'energia di una protostella deriva
esclusivamente dalla contrazione gravitazionale e non dalla catena protone-protone.
Alfio Francesco Cannone
.
12
.
Astronomia
Evoluzione delle stelle
Le stelle dopo un periodo di evoluzione più o meno lungo, che dipende dalla massa sono
destinati a scomparire o ad evolversi in altri corpi celesti. La permanenza (evoluzione) di una stella nella
sequenza principale è inversamente proporzionale al cubo della massa.
t (tempo) =
Massa in M°
(massa solare)
0,8
1
1,5
3
5
cos t ,
M3
tempo
15*109
8*109
1,7*109
0,23*109
0,01*109
Quando la stella esaurisce l'H del nucleo, si spezza l'equilibrio fra forza gravitazionale e
pressione esplosiva verso l'esterno e ricomincia la contrazione.
- H
+ He
T = 100 milioni°K
dilatazioni strati esterni Æ gigante rossa
3 4He Æ 12C + energia
+T
contrazione e dilatazione
equilibrio instabile Æ variabile pulsante
La successiva evoluzione deriva dalla massa originaria delle stelle.
Fine delle stelle
La fine delle stelle dipende dalla massa iniziale della stella:
1) Quelle stelle che hanno una massa come quella del Sole o sono più piccole (M ≤ M°), dopo essere
diventate variabili pulsanti, fondono il C con l'He e formano O più energia:
12
C + 4He Æ 16O + energia
La contrazione continua fino a che la stella raggiunge le dimensioni della Terra. Continuano a
brillare di debole luce biancastra. Si formano cosi' le nane bianche e poi dopo milioni di anni per
perdita di energia si trasformano in nane nere.
M ≤ M° Æ gigante rossa Æ contrazione e dilatazione Æ
Æ (12C + 4He Æ 16O + energia) Æ nane bianche Æ nane nere
Alfio Francesco Cannone
.
variabile pulsante Æ
13
.
Astronomia
2) Quelle stelle che hanno una massa fra 1 e 8 volte la massa solare (1M° ≤ M ≤ 8 M°) (alla fine
produrranno corpi celesti con una massa inferiore al limite teorico di Chandrasekhar 1.44 M°), dopo
essere diventate gigante rosse, contraendosi liberano una grande quantità di energia. Il nucleo si
contrae e si riscalda mentre l’inviluppo esterno si espande e si raffredda. La stella diventa una
variabile pulsante. Alla temperatura di circa 108 °K si innescano le reazioni termonucleari dell’elio
12
C + 4He
=
16
O + energia
da farla scoppiare, si formano cosi' le novae. Le novae sono stelle nane con elevata temperatura
superficiale, che possono aumentare la propria luminosità fino a 150.000 volte. L'aumento della
luminosità avviene contemporaneamente all'emissione di gas. Le novae possono essere di tre tipi:
a)
NOVAE RAPIDE= rimangono al massimo della luminosita' per pochi giorni e poi
velocemente la indeboliscono
b) NOVAE LENTE= Indeboliscono la propria
luminosita' molto lentamente
anche dopo 7-10 anni
c) NOVAE RICORRENTI= Presentano
piu'
volte il fenomeno luminoso
anche a distanza di anni .
Dal nucleo delle novae, si formano le nane bianche, dal gas si formano le nebulose planetarie.
NANE BIANCHE
Raggio ………………………. 6000 km
Temperatura superficiale … 15.000°K
Massa ……………………… < 1,4 Mo
Densità……………………… 200kg/cm3
Reazioni termonucleari…….
nessuna !
Prima nana bianca scoperta: Sirio B (A.G. Clark, 1862)
N.B.= le nane bianche non collassano perché la pressione degli elettroni degeneri (P = kρ5/3) verso
l’esterno della stella, è uguale alla pressione gravitazionale verso l’interno (gli elettroni non si fanno
schiacciare sui nuclei). Ma non collassano pure perché la nana bianca ha una massa inferiore a 1,4 Mo
(limite di Chandrasekar).
N.B.= gli elettroni degeneri si formano quando l’atomo è sottoposto ad altissime pressioni, come succede
nel collasso gravitazionale delle stelle.
Æ gigante rossa Æ contrazione e dilatazione Æ variabile pulsante Æ
1M° ≤ M ≤ 8 M°
(12C + 4He Æ 16O + energia) Æ novae Æ (nucleo Æ nana bianca), (gas esterno Æ nebulosa planetaria)
NEBULOSE PLANETARIE
4tipi : sferiche (23%), ellittiche (53%), bipolari (13%), quadrupolari o irregolari (11%).
Sono costituite da tre strati:
a) centro = nucleo di C e O spento (corpo oscuro inerte, nana bianca Æ nana nera),
b) 1 strato = He luminoso in cui avvengono reazioni ,
c) 2 strato = H Æ He
d) 3 strato = inviluppo esterno di H rarefatto inerte.
Quando H si allontana Æ nana bianca
Quando He si spegne Æ nana nera
Alfio Francesco Cannone
.
14
.
Astronomia
3) Quelle stelle che hanno una massa superiore a 8 Mo (M>8Mo), (alla fine produrranno corpi celesti
con una massa > 1,44 Mo ) contraendosi liberano una grandissima quantità di energia perché la massa
di queste stelle variabili pulsanti e' tale da far raggiungere temperature che innescano la fusione dell'O
dal quale si formano:
O Æ Ne Æ Na Æ Mg Æ Si Æ S Æ Fe
Con il Fe non si hanno più reazioni con sviluppo di energia. Da questo momento inizia il collasso
finale e la stella presenta una struttura a "cipolla":
a)
b)
c)
d)
e)
f)
Nucleo formato da Fe
Strato di Si/S
Strato di Ne/Mg/O
Strato di C/O
Strato di He
Strato di H
Fase 1: il nucleo inerte di Fe si contrae e si riscalda.
Fase 2: viene raggiunta la temperatura di 8 miliardi °K, si innescano le reazioni di frantumazione del Fe
che, sottraendo energia, raffreddano il nucleo.
Fase 3 il raffreddamento del nucleo accelera il collasso. In meno di un secondo tutti i nuclei di Fe
vengono disintegrati in particelle subatomiche. Nel frattempo la temperatura nelle altre parti della stella
sale enormemente innescando una immane reazione nucleare.
Fase 4: la densità nel nucleo diventa così elevata che elettroni e protoni si fondono per formare un gas di
neutroni degeneri.
Fase 5: gli strati esterni della stella vengono soffiati via, si forma la supernova.
N.B.= gli strati esterni possono essere soffiati per due motivi:
a)
vento di neutrini e neutroni. La formazione avviene attraverso la reazione :
e- + p+ Æ n° + ν
b)
rimbalzo del nucleo ( possibile se riesce a resistere alla pressione della stella).
N.B. = Tali stelle aumentano velocemente la temperatura in modo da far esplodere gli strati più
esterni. Si formano cosi' le supernovae (stelle che manifestano un improvviso aumento di luminosità
fino a milioni di volte quella iniziale).
Il materiale che rimane dall'esplosione, collassa per gravita' e si possono avere tre vie diverse:
a) se la massa del nucleo rimanente e' inferiore a 1,44 si formano le nane bianche;
b) se la massa del nucleo rimanente è tra 1,4< Mo <3,2 , gli elettroni e protoni si fondono e si
trasformano in neutroni. Si forma la stella a neutroni o pulsar.
c) se la massa del nucleo rimanente è > 3,2 Mo si formano i buchi neri.
M>8Mo Æ gigante rossa Æ contrazione e dilatazione Æ variabile pulsante Æ (12C + 4He Æ 16O +
energia) Æ aumento di temperatura Æ (Ne Æ Na Æ Mg Æ Si Æ S Æ Fe) Æ strato a cipolla Æ
supernovae Æ
a) < 1,44 Mo
Æ nane bianche
b) 1,44< Mo <3,2 Æ stelle a neutroni o pulsar
c)
> 3, 2 Mo
Æ buchi neri
Alfio Francesco Cannone
.
15
.
Astronomia
Stelle di neutroni o pulsar
Nel 1967 Hewish e Bell con un radiotelescopio scoprirono una sorgente radio che emetteva impulsi
regolari ogni 1,377 sec.
- Diametro di 20-30 km.
- Altissima densità = 1014 Kg/dm3 .
- Intenso campo magnetico (si forma perché il nucleo contraendosi trascina con se le linee di campo
che diventano fittissime). Il campo magnetico è circa un miliardo di Gauss.
- Velocità = compie fino a 30 giri al sec. La velocità e' elevatissima perché si deve mantenere
costante la quantità di moto (m*v*r = K). L’asse di rotazione non coincide con l’asse magnetico, e
poiché l’emissione radio avviene nella direzione dell’asse magnetico, si ha un “effetto faro” che
determina l’arrivo di impulsi intermittenti (pulsar = PULSatig stAR).
-
-
I pulsar essendo molto piccole non si possono osservare otticamente ma si studiano ricercando le
radioonde e i raggi X che emanano ritmicamente.
La superficie di una stella di neutroni è perfettamente liscia.
Riesce a curvare la luce grazie all’immenso campo magnetico. Infatti un osservatore potrebbe
vedere la luce proveniente anche dall’emisfero opposto alla sua posizione.
STRUTTURA STELLA DI NEUTRONI
Crosta = solida, spessa da qualche metro ad un chilometro, costituita in superficie da Fe e,
scendendo in profondità, da nuclei sempre più ricchi di neutroni.
Mantello = strato superfluido di neutroni. Spessore da 1 a 4 Km.
Nucleo = raggio 8 – 10 Km. Probabilmente è costituita da grumi di quark.
13 in resti di supernovae
45 binarie
700 galattiche
705
660 isolate
Alfio Francesco Cannone
.
5 extragalattiche
16
.
Astronomia
Buchi neri
-
-
Le stelle che hanno massa di partenza M> 8o M e che contraendosi formano un nucleo > 3,2 Mo
si trasformano in buchi neri o black hole. Infatti quando esauriscono l'H si contraggono in modo cosi'
potente da non lasciare traccia della stella primitiva.
Rimane un'immensa forza di attrazione (poiché girano velocemente su se stessi per mantenere
costante la quantità d moto) che e' tanto grande da non permettere l'uscita di particelle, ne di
radiazioni, anzi qualsiasi forma di energia o di materia si avvicini ne e' tanto attratta che deve
entrare. Nemmeno la luce e' capace di uscire.
I buchi neri non sono visibili per via ottica, ma si possono individuare quando una stella vi si
avvicina, in quanto perde gas che viene attratto dal buco nero e quindi perde luminosità.
Sono visibili con i radiotelescopi perché emettono raggi X e al centro della galassie (dove sono
presenti) si vede una zona senza stelle.
I gas attratti, essendo accelerati (fino alla velocità della luce), si surriscaldano fino a diversi
milioni di °K e prima di essere inglobati emettono dei raggi X che sono rilevabili dalla Terra.
a) ponte di Einstein-Rosen fra due universi
b) ponte di Einstein-Rosen fra due punti diversi dello stesso universo
-
Un oggetto qualsiasi per poter sfuggire da un buco nero deve avere una velocità di fuga (Vf) uguale
o superiore a quella della luce: V f ≥= 300.000 Km / sec
-
Schwarzschild, studiando i buchi neri, dedusse che un corpo celeste per poter esser definito un
buco nero deve avere un raggio inferiore al raggio di Schwarzschild:
RS p
2G * M
= 1,48 * 10− 27 ro
c
M = massa del buco nero (3 - 1.000.000 masse solari)
G = costante di gravitazione universale (6,67*10-11 m*s*kg)
-
La velocita' di fuga dipende dalla massa, dalla costante di gravitazione universale e soprattutto dal
raggio (piu' piccolo e' il raggio, piu' grande e' la velocita' di fuga).
Sono supermassicci perche' hanno la massa concentrata in uno spazio piccolissimo,
Sono oscuri perche' la luce rimane sospesa in una superficie sferica, orizzonte degli eventi (un
oggetto o la luce che entra dentro tale orizzonte, viene risucchiato dal buco, alla velocita' della
luce). All'interno dell’orizzonte la contrazione continua, fino allo stato di singolarita' spaziotemporale, per cui nel buco nero non sono piu' valide le leggi fisiche spazio-temporali e quindi
l'enorme massa del buco nero, dovrebbe far diminuire la curvatura spazio-tempo e si dovrebbe
formare un ponte di Einstein-Rosen (a forma d'imbuto), in cui in una estremita' si trova un buco
nero che inghiotte la materia, ed all'altra estremita' dovrebbe esserci un buco bianco, dal quale la
materia fuoriesce.
Alfio Francesco Cannone
.
17
.
Astronomia
EVOLUZIONE DI UNA STELLA
- H
+ He
T = 100 milioni°K
dilatazioni strati esterni Æ gigante rossa
3 4He Æ 12C + energia
+T
contrazione e dilatazione
equilibrio instabile Æ variabile pulsante
MORTE DI UNA STELLA
M ≤ M° Æ gigante rossaÆ contrazione e diatazioneÆ variabile pulsante Æ (12C + 4He Æ 16O +
energia) Æ nane bianche Æ nane nere
1M° ≤ M ≤ 8 M° Æ gigante rossa Æ contrazione e dilatazioneÆ variabile pulsante Æ (12C + 4He Æ 16O
+ energia) Æ novae Æ (nucleo Æ nana bianca), (gas esterno Æ nebulosa planetaria)
M>8Mo Æ gigante rossa Æ contrazione e dilatazioneÆ variabile pulsante Æ (12C + 4He Æ 16O +
energia) Æ aumento di temperatura Æ O Æ Ne Æ Na Æ Mg Æ Si Æ S Æ Fe (strato a cipolla) Æ
supernovae Æ
a) < 1,44 Mo
Æ nane bianche
b) 1,44< Mo < 3,2 Æ stelle a neutroni o pulsar
c)
> 3, 2 Mo
Æ buchi neri
STRUMENTI USATI IN ASTRONOMIA
Il TELESCOPIO si compone di un obiettivo (che ha il compito di raccogliere la luce proveniente dall'oggetto
osservato e di concentrarla nel fuoco), e di un oculare al quale viene portato l'occhio per l'osservazione visuale.
L'obiettivo può essere una lente (telescopio rifrattore) o uno specchio (telescopio riflettore). Le caratteristiche
fondamentali di un telescopio sono l'apertura (il diametro dell'obiettivo) e la distanza focale; il loro rapporto si
chiama rapporto di apertura. L'ingrandimento e' dato dal rapporto fra la distanza focale dell'obiettivo e quella
dell'oculare. I telescopi possono avere una montatura(essere indirizzati) azimutale o equatoriale.
Il RADIOTELESCOPIO riceve le onde radioelettriche emesse da sorgenti celesti. Raccoglie, come un
telescopio, l'energia proveniente dall'oggetto in esame e la concentra in un punto dove viene rivelata da un
sistema ricevente e successivamente amplificati, analizzata e registrata. I radiotelescopi hanno un potere risolutivo
molto piu' basso dei corrispondenti telescopi ottici. Per aumentare il potere risolutivo si e' fatto ricorso a metodi
interferometrici, cioè si sono utilizzati strumenti posti a grande distanza ma collegati a un solo ricevitore.
Il FOTOMETRO serve per rilevare e per misurare la radiazione proveniente dai corpi celesti. Esso viene
applicato nel fuoco di un telescopi. E' formato da una lastra fotografica sulla quale viene inviata la radiazione
raccolta dai telescopi. Serve per la determinazione delle magnitudini stellari e per studiare le stelle variabili.
Il BOLOMETRO e' un rivelatore termico della radiazione elettromagnetica basato sulla variazione di una
resistenza elettrica che si riscalda per assorbimento di radiazione. Misura le temperature, la magnitudine delle
stelle e la costante solare.
Il SESTANTE e' una specie di compasso graduato che serve per misurare l'altezza, la distanza delle stelle, e la
distanza anche di oggetti sulla Terra, sfruttando la triangolazione trigonometrica.
Il TEODOLITE e' un cannocchiale graduato. Ha le stesse applicazioni del sestante.
Alfio Francesco Cannone
.
18
.
Astronomia
Diagramma di Hertzsprung-Russel (HR)
Hertzsprung e Russel riportarono sulle ascisse di un sistema di assi cartesiani le classi
spettrali (o la temperature in gradi C), sulle ordinate la magnitudine assoluta (o la luminosita' assoluta)
delle stelle, e sistemarono le stelle in tale diagramma. Si accorsero che:
a) le stelle di maggiore magnitudine appartengono alle classi spettrali 0 o B, mentre quelle con
minore magnitudine a K o M.
b) la maggior parte delle stelle si dispone al centro lungo la sequenza principale (fase stabile in cui si
trova anche il Sole). Un piccolo
gruppo (giganti rosse, hanno
magnitudine assoluta alta, fra -5 e 4) si dispone in alto a destra del
diagramma e un altro gruppo (nane
bianche
hanno
magnitudine
assoluta molto bassa, sono le stelle
che stanno per spegnersi) si
dispone in basso a sinistra.
c) le stelle passano gran parte della
loro vita come nane gialle, poi
evolvono in giganti rosse, ed infine
in nane bianche (nel diagramma
non sono riportate le variabili
pulsanti e neppure i pulsar e i
buchi neri).
d) andando dall'alto verso il basso si
trovano stelle sempre meno
luminose e meno massicce. Infatti
vi e' una relazione che lega la
luminosita' assoluta con la massa
della stella:
L = m *3,5
e) andando da sinistra a destra si
hanno rispettivamente stelle piu'
calde (40.000°C) blu, e stelle meno
calde (1.750°C) rosse.
f) la posizione di una stella dipende
non solo dalla luminosita' assoluta
e dalla temperatura, ma anche dalla
massa, dalla composizione chimica
e dalla sua eta'. Appena nate le
stelle si trovano nella sequenza
principale (nane gialle) e qui vi
rimangono per miliardi di anni (e'
questo il motivo per cui questa regione e' la piu' popolata). Le stelle piu' piccole vi rimangono di
piu' (esiste una legge empirica che dice: quanto piu' una stella e' massiccia, tanto piu' velocemente
brucia l'idrogeno e quindi si evolve prima). Le piu' grosse che bruciano prima, evolvono poi in
pulsar o in buchi neri.
N.B. = In alcuni diagrammi H-R sono presenti anche le nebulose che hanno una bassissima densita' ma
un enorme volume.
Alfio Francesco Cannone
.
19
.
Astronomia
Luminosità e magnitudine delle stelle
L’intensità luminosa delle stelle si chiama luminosità. Può essere apparente o assoluta:
- Luminosità apparente (l) o flusso luminoso è il rapporto fra l’energia contenuta nella radiazione che
incide in un secondo su di una superficie ortogonale alla radiazione e la superficie illuminata. Si può
misurare o visualmente o con un fotometro o con un bolometro. La (l), segue una progressione
aritmetica e varia in modo direttamente proporzionale alla sua luminosità assoluta (L) ed in modo
inversamente proporzionale al quadrato della sua distanza (d), secondo la relazione:
l = K*
L
d2
- La luminosità assoluta (L) è la quantità di energia irradiata per unità di tempo in tutte le regioni dello
spazio”. Cioè è la radiazione effettivamente emessa dalla stella. La L aumenta con la T e le
dimensioni della stella:
L = 4 π r2 σ T σ = 5,67*10-5 se la L è espressa in erg*sec*cm2
Il primo a classificare le stelle in base alla loro luminosità apparente fu Ipparco (Tolomeo). Distinse
le stelle in 6 ordini di grandezza o magnitudine apparente e colloco' quelle più luminose nella classe 1 e
quelle a stento visibili ad occhio nudo nella classe 6. Tale scala di Ipparco, basata sulla percezione visiva,
seguiva una progressione aritmetica.
Magnitudine 1 Æ stelle più luminose
6 Æ stelle appena visibili ad occhio nudo
Weber e Fechner si accorsero che, mentre la percezione visiva varia in progressione aritmetica, lo
stimolo che ne e' alla base, varia in progressione geometrica (esponenziale):
"l'intensità di una sensazione luminosa e' proporzionale al log dell'intensità dello stimolo che agisce
sull'occhio. Affinché il nostro occhio percepisca come doppia l'intensità di una sorgente luminosa
rispetto ad un'altra occorre che la sua luminosità sia 2,512 volte maggiore".
Cioe' le stelle con magnitudo 1 emanano un flusso luminoso che è 100 volte più luminoso delle stelle di
magnitudo 6. Cioè
l (1) / l (6) = 100
Pogson basandosi sulla legge di Weber e Fechner trovo' una formula che lega la luminosita'
apparente con la magnitudine apparente. Propose che il rapporto in luminosita' apparente fra due
magnitudini qualunque consecutive, fosse la radice quinta di 100 ( 5 100 = 2.512).
 l2 
 l 
 1
m2 = m1 – 2,512 log 
FORMULA DI POGSON
m2 = magnitudine apparente della stella ignota
m1 = magnitudine apparente di una stella nota (2,12 della stella polare)
l2 = luminosità apparente stella ignota (visuale, fotometrica, bolometrica)
l1 = luminosità apparente stella nota
Le stelle molto luminose hanno magnitudine negativa: -26.74 il Sole, - 1.45 Sirio, - 0.04 Vega,. E le
stelle meno luminose hanno magnitudine positiva: + 0.80 Betelgeuse, + 24 le meno luminose al
fotometro.
Ma le stelle dalla Terra si vedono con diversa luminosità apparente perché:
- hanno diversa luminosità intrinseca;
Alfio Francesco Cannone
.
20
.
Astronomia
-
si trovano a differenti distanze dalla Terra.
Si è stabilito di mettere ipoteticamente tutte le stelle ad una stessa distanza dalla Terra: a 10
pc. A tale distanza tutte le stelle si vedrebbero con la propria magnitudine: magnitudine assoluta.
Magnitudine assoluta (M) = magnitudine apparente che avrebbe ciascuna stella che
si trovasse a 10 parsec ( ≅ 30 a.l.) dalla Terra.
M = 5 - 5 log d + m = m – 5 log (d / 10)
formula per passare dalla magnitudine apparente m alla magnitudine assoluta M
d = distanza espressa in pc
;
m = magnitudine apparente
La magnitudine assoluta del Sole e' + 4,79 m, la stella piu' luminosa e' Rigel che ha una magnitudine
assoluta di - 7,00, Rigel e' 68.000 volte piu' spendente del Sole.
PARADOSSO DI OLBERS
All'inizio del secolo scorso l'astronomo Olbers pensava che l'Universo fosse infinito ed immobile e che le
stelle fossero distribuite a caso nello spazio. Da cio' dedusse, con un ragionamento matematico, che se
l'Universo e' infinito e popolato da infinite stelle, il cielo anche di notte, per l'assommarsi dell'intensita'
luminosa delle stelle, dovrebbe avere una luminosita' pari o superiore a quella che si ha durante il di'. Infatti:
a) in un Universo infinito che non si espande, il numero delle stelle presenti in un volume di raggio R e'
proporzionale a R2 (cioe' piu' grande e' il volume, di piu' sono le stelle).
b) la luminosita' di ogni stella e' inversamente proporzionale alla distanza : 1/d2 (cioe' piu' sono distanti le
stelle, meno sono luminose, pero' sommando la luminosita' di tutte le stelle presenti in un volume di raggio R, la
luminosita' dovrebbe essere superiore a quella del Sole.
Questo paradosso sarebbe valido se si considera l'Universo immobile, ma per un Universo in espansione, il
red-shift fa si' che dalla Terra si veda soltanto nel campo visibile (solo una minima parte di luminosita'), e non
nell'infrarosso, quindi la luminosita' non e' piu' proporzionale a 1/d2, ma e' di gran lunga inferiore, di
conseguenza le stelle che si vedono dalla Terra sono solo la minima parte di quelle che si dovrebbero vedere ed
inoltre si vedono su fondo buio).
N.B. = ci si può domandare: "Perche' le stelle lontane non si vedono". La risposta e': "Perche' le stelle piu'
sono lontane, piu' si allontanano velocemente in base alla legge di Hubble e quindi spostando il red-shft verso il
rosso e l'infrarosso, non fanno vedere niente. Questo e' il motivo per cui tali stelle si vedono con i
radiotelescopi nel campo dell'infrarosso e non ad occhio nudo.
LENTI GRAVITAZIONALI
Nel 1916 Einstein, esponendo la teoria della relativita' generale aveva detto che i raggi luminosi che
viaggiano nello spazio, per effetto dei campi gravitazionali dei corpi celesti, non viaggiano in modo rettilineo,
ma deviano, cioe' percorrono linee curve. Piu' tardi disse che era probabile che si formassero delle lenti
gravitazionali qualora due stelle, poste a diversa distanza si trovassero perfettamente allineate. La stella posta
dietro si sarebbe dovuto sdoppiare. Solo nel 1979 si trovo' la prima lente gravitazionale quando si scopri' un
quasar doppio. Piu' tardi si vide che il quasar era uno solo e l'altro che si vedeva era dato, per effetto lente, da
una galassia che si trovava fra Terra e quasar.
EFFETTO FIONDA
Colombo, professore di fisica all'Universita' di Catania, osservando che il campo gravitazionale di un corpo
celeste e' racchiuso in una sfera gravitazionale ruotante, dedusse che se un astronave si avvicinasse (in modo
tangente) a questa sfera, con una velocita' di fuga superiore a quella del corpo (per evitare di essere attratta dal
campo gravitazionale del corpo celeste), l'astronave, toccando i margini della sfera ruotante, sarebbe stata
scagliata via, con un effetto fionda (l'astronave avrebbe sfruttato la velocita' volvente del corpo, ed avrebbe
accelerata la sua). Su questo effetto si sono basati gli esperti della NASA per far acquistare velocita' alle
astronavi. Infatti le astronavi vengono lanciate tangenti a Giove (pianeta con una grande forza gravitazionale) e
di qui rilanciati con piu' velocita' verso i confini del sistema solare.
Alfio Francesco Cannone
.
21
.
Astronomia
Stelle binarie
La maggioranza delle stelle che, osservando il cielo appaiono vicine tra di loro non lo sono affatto e la
loro vicinanza e' dovuta all'effetto della prospettiva (stelle doppie prospettiche). Pero' molte stelle sono
legate gravitazionalmente tra di loro, e ruotando attorno ad un baricentro comune, formano un sistema
binario (stelle doppie fisiche) ed in qualche caso dei sistemi di piu' stelle. In base a come si possono
rilevare si suddividono in :
a) Binarie visuali = stelle doppie ( α Centauri) che si possono osservare con un telescopio. La distanza
fra le due stelle e' superiore a 0,1” secondi d'arco. Se invece la distanza e' inferiore a 0,1” il
telescopio non li risolve, ma le confonde con un punto. In tal caso occorre ricorrere a metodi di
osservazione indiretti., come e' descritto in b, c, d, e.
b) Binarie strette o a raggi X = sono quelle stelle che si individuano perche' emettono raggi X. Sono
formate da una stella normale in orbita attorno ad un resto stellare collassato (pulsar). Il gas della stella
normale fluisce verso la stella a neutroni e si forma un disco in rapida rotazione. L’interno di tale disco
ruota a velocità prossima a quella della luce. Parte del gas del disco cade sulla pulsar che si accresce.
L'attrito che si sviluppa e' cosi' elevato che il gas si riscalda sino a 100 milioni °K, emettendo energia
sotto forma di raggi X. Le stelle binarie a raggi X sono un esempio di "cannibalismo" fra stelle,
perche' la materia si trasferisce progressivamente da una stella comune ad una stella a neutroni.
c) Binarie astrometriche = stelle doppie (Siro A e Sirio B) che si individuano in base alle perturbazioni
periodiche (orbite non perfettamente ellittiche) della traiettoria apparente della stella principale.
d) Binarie spettroscopiche = stelle doppie (Mirar che probabilmente e' un sistema quintuplo) che si
individuano perche' lo spostamento Doppler periodicamente si inverte, passando dal violetto al rosso
e viceversa.
e) Binarie fotometriche o stelle variabili ad eclisse = stelle doppie che si individuano perche' presentano
luminosita' variabile nel tempo. Sono formate da due o piu' stelle che girando l'una attorno all'altra si
eclissano periodicamente determinando cosi' una variazione di luminosità. Infatti quando una delle due
stelle passa davanti all'altra, finisce per occultarla: in tal modo la luce, che prima proveniva da
entrambe le stelle ora proviene da
una sola di esse, quella che sta
davanti.
Cio'
produce
una
diminuzione della lumino- sità del
sistema. In genere le variabili ad
eclissi hanno un periodo inferiore a
10 giorni.
Stelle variabili
Sono le stelle che presentano luminosità variabile nel tempo. Si distinguono in:
a) variabili apparenti o ad eclisse = le variazioni di splendore sono dovute al variare della posizione
delle stelle che compongono il sistema (vedi stelle variabili ad eclissi).
b) variabili reali o pulsanti = le variazioni periodiche della luminosita' (pulsazioni) di tali stelle pulsanti
dipendono:
- dalla grandezza,
- dal colore,
- dalla variazione del raggio stellare (dal 4 al 20%),
- dalla densita' (piu' bassa e' la densita' della stella tanto piu' lente sono le pulsazioni),
- dalla temperatura (la luminosita' e' proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura
secondo la legge di Stefan-Boltzman).
Alfio Francesco Cannone
.
22
.
Astronomia
STELLE A ECLISSE BINARIE
APPARENTI
STELLE A ECLISSE MULTIPLE
STELLE VARIABILI
REALI
Nane Bianche Æ cambiano luminosità ogni 2 - 3
ore
Nane Gialle Æ
"
"
" 1-100 giorni
Giganti rosse Æ
"
"
" 1 - 2 0 anni
Distanza delle stelle
Per calcolare la distanza delle stelle si possono utilizzare diversi metodi:
1) Metodo delle Cefeidi = Le Cefeidi sono stelle gialle supergiganti variabili, con un periodo di
pulsazione fra 1 e i 100 giorni. Studiando tali stelle variabili, si e' scoperto che vi e' una relazione che
lega il periodo delle pulsazioni (p misurata in sec), fra due massimi di luminosità e la magnitudine
assoluta della stella.
- Si calcola l'intervallo di tempo in sec. fra due massimi di luminosita', e si sostituisce tale valore p nella
formula :
m = - 1.7 - 2.5 log p
- Si trova cosi' la magnitudine relativa, che sostituita nella formula:
M = m + 5 - 5 log d ;
log d =
−M +m+5
;
5
d = 5 10( − M + m + 5)
ci permette di trovare la d (distanza ) della stella ed anche quella della galassia in cui si trovano tali stelle
variabili (Cefeidi).
N.B. = tale metodo si usa per stelle tipo Cefeidi (gialle supergiganti variabili) che si trovano in quasi tutte
le galassie. Si usa pure quando non e' possibile utilizzare il metodo della parallasse, cioè quando le stelle
sono molto lontane e l'angolo di parallasse e' inferiore a 1/100 di sec. d'arco.
2) Metodo del red-shift (spostamento verso il rosso) = Tale metodo sfrutta l'effetto Doppler. Si usa per
determinare la distanza delle stelle, pero' non ci dice se e' la sorgente luminosa che si sta allontanando
oppure e' la Terra che si allontana dalla sorgente luminosa. L'effetto Doppler e' quel fenomeno che si
osserva quando il suono di una sirena si avvicina o si allontana da noi: se si avvicina, aumenta l'intensita'
sonora, se invece si allontana, l'intensita' diminuisce.
a) una sorgente luminosa o un suono che si allontana da noi aumenta la lunghezza d'onda λ
(spostamento verso il rosso dello spettro = red-shift) e diminuisce il suono (come il suono della
sirena).
b) una sorgente di luce o un suono che si avvicina a noi diminuisce la lunghezza d'onda
λ
(spostamento verso il violetto dello spettro = blue-shift) ed aumenta il suono.
aumenta λ (rosso)
< --------------------diminuisce il suono ( f )
Alfio Francesco Cannone
.
OSSERVATORE
diminuisce λ (violetto)
< --------------------------aumenta il suono ( f )
23
.
Astronomia
c) lo spostamento verso il rosso o il violetto e' proporzionale alla velocita' di allontanamento del corpo
celeste:
v = c * (∆λ / λo )
v
c
= velocita' radiale della stella in Km/sec, rispetto all'osservatore
= velocita' della luce
∆λ = differenza fra λ come la riceviamo e λo come e' stata emessa dalla
galassia
∆λ / λo = red-shift o blue-shift
λo = lunghezza d'onda misurata con lo spettrofotometro
Trovata la velocita' v, la distanza d viene ricavata dalla formula di Hubble:
d = v/H
Tale metodo e' valido per tutte le stelle e a qualsiasi distanza si trovano rispetto alla Terra.
3) Metodo della parallasse = Tale metodo sfrutta l'effetto parallasse, cioe' il fenomeno per cui
osservando C da due punti diversi A e B, l'oggetto C ci appare in punti diversi dello spazio. Per
utilizzare tale metodo basta avere un sestante e misurare l'angolo fra Terra-Sole-Stella prima in A
(angolo α ) e sei mesi dopo in B (angolo β ). Si aspettano sei mesi in modo che la Terra si porti nella
posizione opposta e si possa apprezzare meglio la variazione dell'angolo.
Dopo aver trovato i due angoli, per trovare l'angolo di parallasse (o parallasse) γ occorre fare:
α+β
= β'
2
180 - (90 + β ' ) = γ
;
Per trovare la distanza della Stella dalla Terra CB, si puo' operare così:
- Dal teorema trigonometrico dei seni si sa che "in ogni triangolo e' costante il rapporto tra un lato e
il seno dell'angolo opposto". Considerando il triangolo CSB , si ha:
C
SB
CB
=
sen γ sen 90à
γ
siccome sen 90° = 1 si ha :
CB =
SB
sen γ
SB = 149.600.000 Km = 1 UA
sen γ ≅ γ
CB = d (distanza Terra-Stella in parsec)
α
A
90°
Sole S
β
B
si puo' quindi scrivere:
d=
1 UA
γ
se γ = 1", d è uguale ad 1 pc .
Alfio Francesco Cannone
.
24
.
Astronomia
Il parsec (parallasse secondo) per definizione e' la distanza Terra-Stella, quando un osservatore
posto sulla Stella, vedrebbe il semiasse terrestre, sotto l'angolo di 1" di grado.
La Luna ha un parallasse di 57' ------------------->
Il Sole ha un parallasse di 8"
------------------>
Le Stelle con parallasse di 1"
------------------>
Le Stelle con parallasse di 0.3" ------------------>
d = 384.000 Km
d = 149.600.000 Km (= 1 UA)
d = 1 pc
d = 1 / 0.3 = 3.3 pc
La stella più e' lontana, piu' e' piccolo il parallasse. Con il metodo della parallasse si possono misurare
distanze di stelle non molto distanti dalla Terra (ne sono state misurate circa 6.000), perche' l'angolo di
parallasse nelle stelle lontane se e' inferiore a 1/100 di secondo d'arco non e' apprezzabile dalla Terra,
cioe' le distanze delle stelle non devono superare i 100 pc.
N.B. = se γ viene espresso in radianti: 1” = (1/3.600)π /180 rad
d=
1UA
= 206.265UA
(1 / 3.600)π / 180
cioè 1 pc = 206.265 UA
Unità di misura in astronomia
Per misurare le enormi distanze astronomiche non si usa il km o il metro ma unita' di misure più adatte:
UNITA' ASTRONOMICA = e' uguale alla distanza media fra Terra e Sole e corrisponde a 149.600.000
km (1 U.A.) Tale unita' di misura si usa per misurare le distanze di corpi celesti all'interno del sistema
solare.
ANNO LUCE = e' uguale alla distanza percorsa in un anno dalla luce. Siccome la luce ha una
velocita' di 300.000 km/sec, moltiplicandola per i secondi di un anno si ha: 24*60*60*365*300.000 =
9463 * 109 Km = 1 a.l. Tale unita' di misura si usa per misurare distanze di corpi celesti molto lontani
dal sistema solare e dalla Via Lattea.
PARSEC = e' la distanza Sole-Stella quando un osservatore, posto sulla stella, vedrebbe il semiasse
maggiore dell'orbita terrestre, sotto l'angolo di 1". Si usa per misure di distanze di stelle vicino al sistema
solare.
Unità di misura
Unità astronomica (UA)
Corrisponde alla distanza media
Terra-Sole
Anno luce (a.l.)
Corrisponde alla distanza percorsa
dalla luce in un anno
Parsec (pc)
Corrisponde alla distanza alla quale
1 UA sottende un arco di 1”
Alfio Francesco Cannone
.
Equivalenza
1 UA= 1,5 *1011 m
= 15,8*10-6 a,l,
= 4,8*10-6 pc
1 a.l. = 9,5*1015 m
= 63*103 UA
= 0,31 pc
1pc = 3*1016 m
= 3,26 a.l
= 206.265 UA
=
=
=
=
=
=
25
.
Astronomia
Caratteristiche delle stelle
a) Le stelle in base alle DIMENSIONI si suddividono in:
SUPERGIGANTI diametro
80 volte quello del Sole o più
GIGANTI
"
40 volte quello del Sole
NANE
"
uguale a quello del Sole
SUPERNANE
"
1/10 del diametro del Sole
d) Il COLORE dipende dalla temperatura esterna e dalla costituzione in base allo schema:
CLASSI SPETTRALI COLORE TEMPERATURA(superficiale)
0
B
A
F
G
K
M
S
R–N
Azzurre
Bianche
Bianche
Gialle
Gialle
Arancioni
Rosse
Rosse
Rosse
30.000 Æ 40.000°C
30.000 Æ 15.000°C
15.000 Æ 8.000°C
8.000 Æ 6.000°C
6.000 Æ 4.000°C
4.000 Æ 3.500°C
3.500 Æ 1.750°C
“
Æ
“
“
Æ
“
COMPOSIZIONE
He ionico
He neutro
H
Ca ionico
Ca, Fe, Mg, K ionici
Ca neutro, Fe, Mg, K
Ossido di titanio
Ossido di zirconio
Carbonio
b) La COSTITUZIONE chimica, che si studia con lo spettroscopio, e' diversa da stella a stella, ma in
tutte predomina l'H (50 - 75%) e l'He (45 - 20 %), gli altri elementi sono presenti solo per il 5% .
c) La TEMPERATURA esterna delle stelle è costante. Prima cresce e poi decresce lentamente con il
passare di milioni di anni. Varia da stella a stella e va da 1.750°C a 30.000°C. La temperatura del nucleo
puo' raggiungere valori fra i 10.000.000°K e un miliardo di gradi.
Classi spettrali
Lo SPETTROSCOPIO è uno strumento che sfrutta le
proprietà di un prisma di quarzo di scindere un fascio di luce
incidente nei colori dell'iride, dal rosso (lunghezza d'onda
maggiore), al violetto (lunghezza d'onda minore).
Fraunhofer studiando i vari spettri dedusse:
1) Un corpo incandescente (es. lampada, stelle) forma uno spettro
continuo (a).
2) Un gas incandescente a bassa pressione (es. l'atmosfera, e i vari
elementi chimici sotto forma di gas) forma uno spettro discontinuo di righe di emissione (b),
corrispondenti alle varie lunghezze d'onda. Ogni elemento chimico
presenta righe di emissione caratteristiche.
3) Se la luce proveniente da un corpo con spettro continuo (dalle
stelle), passa da un gas a bassa pressione (dall'atmosfera) si formano le
righe di assorbimento o di Fraunhofer (c) lo spettro continuo e' dovuto
alla continua interazione fra radiazione e materia che provoca la perdita
di elettroni da parte degli atomi, le righe di assorbimento oscure, sono
dovute al passaggio di elettroni da un livello energetico ad un altro, o
Alfio Francesco Cannone
.
26
.
Astronomia
meglio, il gas a bassa pressione, l’atmosfera, assorbe le righe spettrali che sono state emesse dalle stelle e
noi vediamo le relative righe di assorbimento ).
Gli spettroscopi oltre che per vedere la composizione chimica delle stelle, servono pure per
misurare indirettamente la velocita' e la distanza sfruttando l'effetto Doppler .
Sono 10 le classi spettrali (0,B,A,F,G,K,M,S,R,N). Le lettere non sono in ordine alfabetico
poiche' le classi non furono stabilite contemporaneamente. Ogni classe a sua volta e' stata suddivisa in 10
sottoclassi. Alla 0 vi appartengono le stelle piu' calde, alla classe S, le stelle piu' fredde. Dallo studio
degli spettri si risale alla loro composizione chimica, alla temperatura ed al colore. Ogni elemento
chimico presenta alcune righe di emissione caratteristiche.
Leggi astrofisiche
- Le stelle vengono considerati come dei corpi neri che emettono delle radiazioni ed in base alla legge di StefanBoltzman, l'energia totale emessa dalle stelle e' direttamente proporzionale alla quarta potenza della sua
temperatura assoluta:
σ = 5.67 * 10-8
E = σ T4
- Per trovare la temperatura assoluta di una stella, basta applicare la prima legge di Wien:
λT = K
K = 0.29
- Con la seconda legge di Wien si puo' trovare pure la temperatura assoluta, dopo aver misurato con un
fotometro la massima emissione luminosa B:
B = γT 5
-
γ = 1,28 * 10 −4 -
L'energia totale di una stella si puo' pure calcolare con la legge di Planck:
(1) E = hν ν = frequenza ; h = 6.626* 10-34
Sapendo che la velocita' della luce e' : c = λν si ricava ν / λ . Sostituendo nella (1) si ha:
E = hc / λ
Alfio Francesco Cannone
.
λ = lunghezza d'onda
27
.
Astronomia
SFERA CELESTE
La notte guardando il cielo ad occhio nudo i vedono circa 6.000 stelle che possono essere raggruppate
casualmente e con nomi fantasiosi (tali nomi sono stati dati dai nostri antichi astronomi). Tali gruppi
di stelle si chiamano costellazioni. Alle stelle si da il nome della costellazione a cui appartengono,
preceduta dalla lettera α, β, γ, δ, in base alla luminosità della stella. Le 12 costellazioni nelle quali il
Sole sembra passare, ogni mese, nel corso dell'anno, si chiamano costellazioni dello zodiaco.
Guardando il cielo, le stelle, i pianeti, i satelliti, il Sole, sembrano appesi sulla superficie di una enorme
sfera, detta sfera celeste, che gira da Est verso Ovest, al centro della quale vi e' la Terra.
Per determinare la posizione di un astro sulla sfera occorre determinare dei punti di riferimento:
a) Asse del mondo = e' il prolungamento dell'asse terrestre che incontra la sfera in due punti: il polo
Nord celeste e il polo Sud celeste. L'Est e' il punto in cui sorge il Sole, l'Ovest dove tramonta.
b) Zenit = e' il punto sulla sfera celeste determinato dall'incontro fra perpendicolare innalzata dalla
testa di un osservatore posto sulla Terra e la sfera celeste.
c) Nadir = e' il punto opposto allo zenit.
d) Orizzonte celeste = e' il piano parallelo all'osservatore e alla sua perpendicolare che incontra la
sfera celeste.
e) Equatore celeste = e' il circolo massimo perpendicolare all'asse del mondo. Si determinano cosi'
due emisferi (settentrionale e meridionale).
f) Paralleli celesti =
sono
i
circoli
paralleli all'equatore celeste.
g) Meridiani celesti =
sono i circoli che
passano per i poli
celesti.
h) Circoli orari =
sono 24 semimeridiani distanti
fra di loro 15° cioe':
360° : 24 = 15°
i) Eclittica = e' il circolo che il Sole sembra descrivere in un anno sulla sfera celeste. E' inclinata di
23° 27' sull'equatore celeste.
j) Punti equinoziali = sono i punti d'incontro fra eclittica ed equatore celeste ( γ di primavera o
dell'Ariete, ω d'autunno o della Bilancia).
k) Coluro equinoziale = e' il meridiano celeste che passa per i punti γ e ω .
l) Altezza = è l’angolo verticale fra piano dell’orizzonte e l’altezza di una stella sul piano
dell’orizzonte.
m) Azimut = è l’angolo orizzontale fra perpendicolare della stella all’orizzonte e il Sud.
n) Declinazione = corrisponde alla latitudine terrestre. Si misura in gradi che vanno da 0° a +90° e da
0° a –90°. La declinazione è la misura dell’arco di meridiano compreso fra il parallelo in cui si
trova l’astro e l’equatore. La declinazione misura quindi il parallelo dove si trova l’astro.
o) Ascensione retta = corrisponde alla longitudine terrestre. Si misura in ore oppure in gradi,
sapendo che ogni ora corrisponde a 15°. L'ascensione retta e' la misura dell'arco di parallelo
compreso fra il meridiano in cui sta l'astro e il meridiano γ. L'ascensione retta misura quindi il
meridiano dove si trova l'astro.
p) Circoli verticali = sono i circoli che passano per lo zenit e il nadir dell'osservatore.
Alfio Francesco Cannone
.
28
.
Astronomia
SOLE
Il Sole e' una stella nana gialla. Le caratteristiche principali sono:
DISTANZA DALLA TERRA
= 149.600.000 km
SUPERFICIE
= 6,09 *1018 m2
RAGGIO MEDIO
= 700.000 km
VOLUME
= 1,412*1018km3
DENSITA' MEDIA
= 1,41
g/cm3
ACCELERAZIONE DI GRAVITA'= 274,4 m/s2 (28 volte più della Terra)
TEMPERATURA SUPERFICIALE= 5.785°K (5.512°C)
TEMPERATURA INTERNA
= 15 milioni °K
POTENZA per m2
= 1,36
Kw/m2 (quantità di energia
irradiata dal Sole, che colpisce un metro quadrato di superficie. Dipende
dall’attività solare e dalle macchie. Si misura con il bolometro.
ROTAZIONE EQUATORIALE
= 25 giorni circa
ROTAZIONE POLARE
= 30 giorni circa
RIVOLUZIONE
= 225 milioni anni (intorno al centro della galassia)
TRASLAZIONE
= 19,4
km/s
(verso la costellazione di Ercole)
23
ENERGIA TOTALE
= 3,82*10 Kw (energia irradiata sotto forma di
radiazione visibile, ultravioletta, infrarossa, raggi cosmici, onde radio)
POTERE EMISSIVO = 62.726
Kw/m2 (quantità di energia emessa da un
metro quadrato di superficie solare. Si trova dividendo l'energia solare per la
superficie del Sole)
LUMINOSITA'
= 3,90*1026 watt
CLASSE SPETTRALE
= G2
MAGNITUDINE APPARENTE
= -26,86
MAGNITUDINE ASSOLUTA
= 4,87
COMPOSIZIONE CHIMICA= H (73%), He (25%), altri gas (2%)
ETA'
= circa 5 miliardi di anni
DURATA
= circa 5 miliardi di anni
La luce del Sole impiega 8' 13" per arrivare sulla Terra.
Il Sole si può dividere in diversi involucri concentrici:
Il nucleo ha un raggio di 150.00 km. In questa zona
avvengono le reazioni termonucleari che generano
temperature di circa 15-20 milioni °K, tali da mantenere attiva
la catena protone-protone. Vi e' una pressione gravitazionale
enorme, tale da frenare l'enorme involucro e le violente
reazioni nucleari verso l'esterno (pressione di radiazione e
pressione gassosa).
Attrazione gravitazionale = pressione
gassosa + pressione di radiazione
Alfio Francesco Cannone
.
29
.
Astronomia
La zona radiativa (inviluppo) arriva fino a 500.000 Km di altezza. In questa zona la temperatura e'
inferiore a quella del nucleo, quindi non avvengono reazioni nucleari. Gli atomi gassosi (H e He)
ipercompressi, assorbono l'energia dal nucleo e la trasportano alla zona convettiva. Non vi e' trasporto
di materia (vi e' trasporto di energia mediante i fotoni formatesi nel nucleo ) perché gli elettroni non si
possono muovere.
La zona convettiva arriva fino a 530.000 Km di altezza. In questa zona, la pressione e' inferiore a
quella della zona radiativa, per cui i gas possono innescareo movimenti convettivi che trasportano
materia calda alla fotosfera (formano le granulazioni) e poi la riportano fredda nella zona radiativa (vi e'
trasporto di materia ) .
La fotosfera (o superficie solare) arriva fino a 660.000 Km di altezza. E' la zona che irradia l'energia
sotto forma di radiazione ondulatoria (luce, calore, onde U.V., raggi X, raggi cosmici) o di flusso di
particelle (vento solare). La fotosfera presenta delle granulazioni (punte dei moti convettivi) che sono
piu' calde delle zone circostanti, cedono calore e dopo pochi minuti scompaiono, poi se ne formano
altri. Questo movimento fa sembrare il Sole in continua ebollizione. Sulla fotosfera si notano pure le
macchie solari. Queste sono formate da una zona centrale piu' scura (ombra) circondata da una zona
chiara (penombra). Le macchie sono piu' scure rispetto alle zone circostanti perche' hanno minore
densità per via dei campi magnetici. Le macchie sono le zone piu' fredde (4.300°K) della fotosfera
perche' il campo magnetico che li genera, frena i moti convettivi e quindi anche il trasporto di energia.
Le macchie in genere sono a coppie, durano da poche ore a una settimana. Le piu' grandi durano
parecchi mesi. Furono studiate per la prima volta da Galilei. Hanno un ciclo che dura in media 11 anni
(10-12 anni). Il numero varia da 45 a 190 macchie per ciclo. Fra gli anni 1645 e 1715 si osservarono
solo11 macchie (minimo di Maunder). Quel periodo coincise con un periodo insolitamente freddo, detto
neoglaciale. All'inizio del ciclo di attivita', le macchie compaiono intorno a 40° N e 40° S, poi scendono
fino a 8° (vicino all'equatore solare) e scompaiono. Quando il ciclo sta per finire si formano sempre
meno macchie in zone sempre piu' vicine all'equatore. Alle alte latitudini cominciano a comparire le
prime macchie del ciclo successivo, con polarità opposta rispetto a quelle del ciclo precedente. E' stato
notato che il ciclo delle macchie e' uno degli aspetti di una oscillazione magnetica che dura 22 anni
circa (in ogni oscillazione avvengono due cicli di macchie solari). Durante una oscillazione varia:
a) l'emissione di radiazione visibile (intensita' luminosa del Sole)
b) l'emissione di raggi ultravioletti
c) l'emissione di raggi X
d) l'emissione di particelle elettricamente cariche
Queste oscillazioni possono fare riscaldare ed espandere gli strati superiori dell'atmosfera terrestre,
causano le aurore polari, alterano la fascia di ozono stratosferico e forse anche influenzano il clima. Si
pensa che le oscillazioni magnetiche siano dovute al moto del plasma solare (il plasma e' un gas
altamente ionizzato i cui ioni hanno perso molti elettroni. E' un ottimo conduttore di elettricità). I moti
all'interno del Sole inducono la formazione di corrente elettrica e di un campo magnetico ad essa
associato. Le macchie hanno un diametro che varia da 1.600 km a 100.000 km, si presentano a gruppi
appaiati disposti come dipoli magnetici giganteschi (+ -). Le coppie si orientano generalmente
parallelamente all'equatore solare in direzione Est-Ovest. Dopo ogni ciclo, le macchie, cambiano
polarita'. Se ne deduce che il ciclo di 11 anni costituisce in effetti la meta' di un ciclo magnetico di 22
anni nel quale la polarita' delle macchie si inverte due volte, tornando alla situazione originaria. Intorno
alle macchie l'intensita' del campo magnetico e' compresa tra 2.000 e 3.000 Gauss, un valore migliaia di
volte maggiore di quello del campo magnetico terrestre (1/2 Gauss). Il campo magnetico globale del
Sole e' molto debole (1 Gauss) e variabile.
Il campo magnetico solare viene misurato con i magnetografi che sono indirizzati
costantemente verso la superficie solare. I poli solari hanno polarita' opposta (la
stessa polarita' che hanno i rispettivi poli delle macchie) e tale polarita' si inverte
intorno all'epoca della massima attivita' (ogni meta' ciclo di macchie).
Alfio Francesco Cannone
.
30
.
Astronomia
La regione equatoriale del Sole compie una intera rotazione in circa 25 giorni (e' piu' veloce), quella
polare in 28-30 giorni (e' meno veloce), le altre regioni presentano un comportamento intermedio. E'
probabilmente questa rotazione differenziata il meccanismo che forma le macchie. Nella sottostante
figura si vede come a causa della rotazione differenziata le macchie si muovono tanto più rapidamente
quanto più sono vicine all’equatore. Anche l'originaria linea di forza diritta fra i due poli, per la
rotazione differenziata fra poli ed
equatore solare, viene deformata a
spirale. Le spire si allungano (per
questo
motivo
aumentano
notevolmente i
valori del campo
magnetico), si strozzano e salgono sulla
fotosfera sotto forma di macchie solari.
Le macchie solari, quindi, non sono
altro che l'eruzione del flusso
magnetico sulla superficie solare
(fotosfera). Il flusso si disperde sulla
superficie ma contemporaneamente
viene alimentato da nuovi campi magnetici (macchie) che risalgono dagli strati profondi a causa della
rotazione differenziata fra poli ed equatore .In questo modo e' spiegato anche l'inversione di polarita',
infatti prima viene eliminato il vecchio flusso con una certa polarita' e poi appare il nuovo flusso con
polarita' opposta. Si pensa che anche gli strati sottostanti alla superficie solare sono interessati alla
rotazione differenziale (non e' interessato il nucleo). Sulla fotosfera si notano pure le facole, regioni di
forte luminosita' molto piu' calde (8.000°C) della fotosfera. Durano molto di piu' delle macchie e si
osservano anche in assenza delle macchie stesse. Hanno un diametro di circa 200 km.
La cromosfera arriva fino a 700.000 Km di altezza. E’ l’atmosfera che avvolge la fotosfera per circa
10.000 km ed ha una temperatura inferiore rispetto alla fotosfera. E' di un colore roseo e si vede durante
l'eclissi totale di Sole. Da essa si innalzano le spicole , hanno un diametro di 1.000 km e si innalzano
fino a 10.000 km di altezza, probabilmente sono i prolungamenti dei granuli della fotosfera, viste sui
margini del disco solare. Dalla cromosfera si innalzano pure delle nubi filamentose, le protuberanze
(15.000-25.000°K) che penetrano nella corona piu' calda e possono arrivare fino a 200.000-300.000 km
di distanza, sono molto piu' lunghe delle spicole. Si distinguono in:
a) protuberanze quiescenti = durano per molti mesi e all'interno sembra che abbiano dei fili
di pioggia che scende;
b) protuberanze eruttive = sono esplosioni che vengono spruzzate all'esterno della
cromosfera ad altissima velocita' e per molte decine di migliaia di km. Durano da poche ore a
qualche giorno.
Fra cromosfera e fotosfera si formano i brillamenti o flares. Sono immense eruzioni che si verificano
sulle macchie e sulle facole. Durano poche ore e si distinguono per questo motivo dalle macchie e dalle
facole. Probabilmente i brillamenti traggono la propria energia dall'annichilazione rapida degli intensi
campi magnetici che all'improvviso invertono la polarita'. Per tale motivo riscaldano il plasma solare e
producendo un potente campo magnetico, accelerano le particelle (sia corpuscolati che di natura
ondulatoria) presenti e li espellano ad altissima velocita', generando un velocissimo vento solare, ricco
di particelle ionizzate e radiazioni (radio, UV, X) e di ultraradiazione (raggi cosmici) ad altissima
energia, che arrivano nello strato D della ionosfera terrestre. In tale strato, il vento solare provoca il
totale assorbimento delle onde corte e medie e cio' determina delle perturbazioni nelle trasmissioni
radiotelevisive. Oltre a tali perturbazioni , il vento solare origina le aurore polari.
La corona solare arriva fino a 8.000.000 Km di altezza. Si osserva durante l'eclissi totale di Sole, come
un insieme di giganteschi anelli ad altissima temperatura che si estendono al di sopra della superficie
del Sole. E’ formata da gas ionizzati rarefatti e da elettroni che sono sfuggiti all'attrazione solare (questi
formano il vento solare coronale). La temperatura e' di 1-2milioni°K. Nella corona solare vi sono:
- a) Buchi coronali = vaste zone della corona a temperatura e densita' inferiori alla norma, da cui
viene emesso il vento solare con maggiore intensita' (rispetto alle altre zone della corona) e in modo
vorticoso.
Alfio Francesco Cannone
.
31
.
Astronomia
-
b) Pennacchi coronali = lunghe frange brillanti ai margini della corona, che talvolta danno origine
a strutture ad anello.
Con il Soft X-ray Tel escope installato a bordo del satellite Yohkoh, un gruppo di ricerca guidato da
Eric Priest, della St. Andrews University, ha potuto misurare la variazione della temperatura lungo
questi enormi anelli. Priest teorizza che l'eccezionale temperatura della corona sarebbe determinata
dallo "scontro" tra linee di campo magnetico; queste linee si aggrovigliano "come spaghetti"
nell'atmosfera solare (il paragone con la nostra cucina è opera dello scopritore) e poi si spezzano,
causando decine di esplosioni che liberano energia lungo gli anelli. Queste esplosioni avvengono in
piccole regioni percorse da intense correnti elettriche, che scaldano l'atmosfera esattamente secondo lo
stesso principio con cui la corrente elettrica scalda il gas in una lampadina.
Vento solare
Il vento solare puo' originarsi dai brillamenti o dalla corona solare.
1) Il vento solare originato dai brillamenti si muove in modo differenziato:
a) la radiazione ondulatoria (onde radio,UV,X) con una velocita' vicina a quella della
luce ed arriva sulla Terra dopo circa 8 minuti,
b) la radiazione corpuscolata (ioni) con una velocita' di 1.500 km/sec ed arriva sulla
Terra dopo circa 26 ore.
Il vento solare che si origina da brillamenti, ricchissimo di radiazioni, arriva in parte sui poli terrestre e
in parte rimane nel cosmo. La radiazione che si disperde nel cosmo e' pericolosa per gli astronauti,
quella che arriva sulla Terra e' pericolosa per gli aerei in rotta polare e puo' provocare dei guasti nei
calcolatori. Sui circoli polari provoca le aurore polari e su tutto il globo le tempeste magnetiche. In un
ciclo di macchie solari si verificano una decina di brillamenti. Le tempeste magnetiche si hanno
soprattutto in corrispondenza del massimo del ciclo delle macchie. Tale tipo di vento solare e' detto pure
radiazione periodica.
Le aurore polari si originano dopo che sulla fotosfera si formano i brillamenti. I violenti corpuscoli
(elettroni e protoni) solari sprigionatesi, colpiscono le particelle ionizzate della magnetosfera e della
ionosfera terrestre e spingono tali ioni piu' in basso in corrispondenza dei poli magnetici terrestri. Qui,
poiche' le linee di forza del campo magnetico sono perpendicolari alla superficie terrestre, gli ioni
arrivano piu' veloci e provocano l'emissione di luci colorate poiche' eccitano gli atomi di ossigeno
(rosso-verde) e di azoto (azzurro) atomico che incontrano. Lo stato di eccitazione dura parecchi giorni.
In tale periodo, alle alte latitudini, si vedono veli rossastri, verdi, blu e larghe bande ondulate.
2) Il vento solare si origina pure dalla corona solare perche' il plasma e' troppo caldo per essere
trattenuto dalla forza centripeta solare. E' meno veloce di quello che si origina dai brillamenti e quindi il
campo magnetico terrestre riesce a disperderlo nello spazio. Arriva solo nella magnetosfera terrestre
Tale tipo di vento solare e' detto pure radiazione stazionaria, perche' l'emissione di radiazione e' costante
nel tempo. Tale vento solare porta nell'atmosfera terrestre anche raggi ultravioletti che vengono
bloccati:
a) a 170 km di altezza, dal protossido di azoto (N2O),
b) a circa 110 km, dall'ossigeno ionico (O--),
c) a 3 -40 km, dall'ozono (O3).
VENTO SOLARE 0 RADIAZIONE SOLARE
RADIAZIONE STAZIONARIA
UV, raggi X, protoni, elettroni ( 450 Km/sec Æ arrivano nella magnetosfera
(dalla corona)
terrestre dopo circa 48 ore)
RADIZIONE PERIODICA
ONDULATORIA
Raggi cosmici, UV, raggi X, onde radio (300.000
(dai brillamenti)
Km/sec Æ arrivano nella ionosfera terrestre dopo
circa 8”)
CORPUSCOLARE
Protoni, elettroni (1,500 Km/sec Æ arrivano
sulla Terra dopo circa 26 ore)
N.B. = I raggi cosmici sono formati per la maggior parte da protoni e da pochi nuclei di elementi
pesanti.
Alfio Francesco Cannone
.
32
.
Astronomia
I PIANETI DEL SISTEMA SOLARE
I pianeti del sistema solare sono molto diversi tra di loro sia per grandezza, che per natura e distanza dal Sole. Si
usa suddividerli in "famiglia dei pianeti piccoli, interni o di tipo terreste" (Mercurio, Venere, Terra e Marte), e
"famiglia dei pianeti giganti, esterni o di tipo gioviano" (Giove, Saturno, Urano e Nettuno). Plutone, di cui si
conosce ben poco, non rientra in nessuna di queste due suddivisioni. Gli astronomi dell'Università di Catania,
ipotizzano che i pianeti primordiali dovevano essere sei:
PIANETA
A
B
Giove
Saturno
Urano
Nettuno
TEMPO DI ARROTONDAMENTO
2 milioni di anni
2 “
“
0,1 “
“
0,2 “
“
2 “
“
2 “
“
Inoltre pensano che avevano orbite fortemente ellittiche che tendevano a diventare circolari. Questa tendenza a
diminuire l'eccentricità, tempo di arrotondamento dell'orbita (tempo impiegato per cambiare l'orbita da ellittica
a quasi circolare), era diversa per ogni pianeta come si vede nello schema. Il tempo di arrotondamento di Giove
era molto piu' veloce di A e di B, cioe' l'orbita divento' circolare prima di A e di B, cio' determino' l'inevitabile
sconto fra questi pianeti, che avevano orbite ancora ellittiche e Giove. La frantumazione porto' alla formazione di
quattro pianeti (Venere, Mercurio, Terra, Marte) e degli asteroidi.
MERCURIO
E' il pianeta piu' interno del sistema solare, poco piu' grande della Luna. A causa della vicinanza al Sole e della
durata del periodo di illuminazione (circa 30 giorni terrestri), la temperatura sul lato esposto al Sole e' di 450°C,
quanto basta per far fondere metalli come lo stagno e il piombo, mentre sul lato opposto la temperatura scende
fino a -175°C. E' il pianeta con la piu' forte escursione termica tra il di' e la notte . E' praticamente privo di
atmosfera (si sono rivelate solo tracce di elio). Il pianeta ha un nucleo molto grosso con al centro un piccolo
nocciolo solido, probabilmente di ferro e nichelio. Sopra al nucleo vi e' una crosta sottile,
Non ha satelliti.
VENERE
E' un pianeta caldo, avvolto da un'atmosfera formata dal 97 % di anidride carbonica con piccole quantita' di
vapor acqueo, azoto, composti di zolfo e vapori di acido solforico. La pressione di questa densa atmosfera e' 90
volte superiore a quella terrestre e la temperatura arriva a 480°C ( vi e' un forte effetto serra per la presenza di
anidride carbonica) sia di giorno che di notte. Per questa alta temperatura non esistono mari. Non ha satelliti.
MARTE
La durata del giorno e' quasi uguale a quella della Terra, e l'asse ha una inclinazione uguale all'asse terrestre,
quindi su Marte si ha l'alternarsi delle stagioni, pero' a causa della maggiore distanza dal Sole, le stagioni sono
piu' fredde e durano quasi il doppio perche' il moto di rivoluzione e' di 687 giorni. L'atmosfera e' ricca di
anidride carbonica e di tracce di argon. Sulla superficie si innalzano alti crateri (fino a 20 km) e vi sono pure
zone pianeggianti e lunghi solchi scavati probabilmente da primordiali fiumi.
Intorno a Marte orbitano due piccoli satelliti, Deimos e Phobos la cui superficie appare fortemente craterizzata.
GIOVE
Ha un volume pari a 1316 volte quello della Terra. L'atmosfera e' costituita da idrogeno, elio, metano,
ammoniaca, vapor acqueo, zolfo. A causa del calore solare e di quello che si libera dall'interno del pianeta si
innescano (come sulla Terra) grandi movimenti convettivi con la formazione di nubi in seguito alla
condensazione dell' ammoniaca. Le nubi formano due lunghe bande parallele all'equatore, a causa dell'alta
velocita' di rotazione:
a) le bande chiare, dette zone, sono quelle in cui i gas risalgono verso l'alto ed hanno una temperatura di 120°C.
b) le bande scure, dette fasce hanno la sommita' a quota inferiore rispetto alle zone, quindi la loro temperatura
e' meno bassa. Il colore rossastro delle fasce e' dovuto a tracce di zolfo, fosforo e di qualche composto organico
a base di azoto.
La regolare disposizione delle bande colorate e' interrotto da vere e proprie perturbazioni cicloniche che
appaiono come macchie chiare-oscure. Tra quest macchie, la maggiore e' la
Alfio Francesco Cannone
33
.
.
Astronomia
"grande macchia rossa" a forma di ellisse (e' un gigantesco vortice di nubi, attivo da secoli, che ruota in senso
antiorario e rimane sulla stessa posizione rispetto all'equatore).
Attorno a Giove ruotano 16 satelliti fra cui Io che e' un satellite molto simile per composizione ai pianeti tipo
Terra, per questo motivo si pensa che Io doveva essere un pianeta, e che in seguito sia stato attratto da Giove. I
vulcani che si vedono su Io probabilmente si sono originati per l'attrazione di tipo mareale di Giove sulla
superficie di Io. Altro satellite e' Europa, ha un nucleo roccioso, un piccolo strato acquoso e in superficie e'
ghiacciato. Sul ghiaccio si vedono solo gli impatti recenti di meteoriti, perche' l'impatto fa riscaldare il ghiaccio
che si scioglie e rimargina i crateri cosi' formati. Il satellite piu' esterno e' Callisto, il piu' craterizzato poiche'
essendo l'ultimo dei satelliti di Giove attrae i meteoriti. Infatti Giove ha pochi crateri perche' i meteoriti
vengono attratti quasi tutti dai suoi satelliti. Attorno a Giove vi sono degli anelli sottili.
SATURNO
E' un pianeta gigante e ruota velocemente su se stesso. Ha un'atmosfera simile a quella di Giove con le relative
perturbazioni e vortici. Attorno vi sono degli anelli spessi qualche centinaio di metri, larghi 200.000Km e di
diverso colore (i diversi colori rispecchiano la diversa composizione chimica). Sono costituiti da ghiaccio di
ammoniaca, di metano, di azoto (60%) e di polvere cosmica. Probabilmente gli anelli derivano:
a) da qualche satellite entrato nel limite di Roche di Saturno, che di conseguenza si e' frantumato per
attrazione gravitazionale mareale,
b) dagli antichi planitesimi che ancora non si sono aggregati perche' non hanno trovato un centro di
aggregazione.
Quindi gli anelli che si trovano attorno ai pianeti giganti si possono :
a) trasformare in satelliti, non appena si forma un centro di attrazione gravitazionale (come dice la teoria dei
planitesimi),
b) rimanere per sempre sotto forma di anelli (come dice la teoria del limite di Roche).
La teoria del limite di Roche dice che i corpi celesti si possono addensare solo se si trovano ad una certa distanza
(limite di Roche) da un altro corpo celeste, se invece si trovano dentro questo limite, i corpi celesti, vanno
soggetti ad una forza di tipo gravitazionale mareale, da parte del corpo celeste piu' pesant. Quindi, che non
appena i corpi si aggregano, tale forza li fa disgregare e li fa rimanere perennamente sotto forma di anelli.
Il limite di Roche fra Terra e Luna e' di 2,5 raggi terrestri: r = 2,5 R * 3 p / p
'
r = limite di Roche o distanza critica
R = raggio equatoriale del pianeta maggiore
p = densita' media del pianeta maggiore
p' = densita' media del pianeta minore
I satelliti di Saturno sono 17.
URANO
Ha caratteristiche uniche nel sistema solare (infatti si pensa che sia un pianeta catturato dalla gravitazione del
Sole, a qualche altro sistema stellare), il suo asse di rotazione giace quasi sul piano dell'orbita volgendo
alternativamente al Sole i suoi poli. L'atmosfera e' costituita da idrogeno, elio, metano. E' un pianeta freddissimo.
Ha 15 satelliti e 10 sottili anelli.
NETTUNO
La sua atmosfera e' costituita da idrogeno, elio e metano ed e' quindi simile a quella di Urano. Ha due satelliti,
fra cui Tritone che essendo molto vicino al limite di Roche, probabilmente fra qualche anno sara' disintegrato e
trasformato in anello a causa della forza mareale che si verra' a stabilire fra Nettuno e Tritone.
PLUTONE
E' stato scoperto nel 1930. E' piu' piccolo della Luna ed ha una temperatura superficiale di -210°C; e' privo di
atmosfera. Nel 1978 e' stato scoperto un suo satellite, Caronte. Si pensa che Plutone sia un satellite sfuggito a
qualche pianeta del sistema solare. Alcuni astronomi pensano pure che sa una grossa cometa a breve periodo.
Alfio Francesco Cannone
.
34
.
Astronomia
Fascia di Kuiper
Nel 1992 Luu e Jewitt trovarono, oltre l'orbita di Nettuno un piccolo corpo celeste a cui
diedero il nome di QB1. L'attuale elenco di corpi celesti situati in tale zona, detta fascia di Kuiper,
dall'astronomo che aveva sostenuto che il sistema solare non terminasse bruscamente con Nettuno e
Plutone (ognuno dei quali, a seconda della posizione nell'orbita che percorrono, si può trovare più
lontano dal Sole), e' di 32 corpi celesti. Tali corpi celesti presentano delle caratteristiche comuni:
a) si trovano tutti oltre l'orbita di Nettuno, a più di 40 UA dal Sole,
b) si muovono su orbite leggermente inclinate rispetto all'eclittica (si deduce che
potrebbero essere delle comete a breve periodo, non oltre 200 anni),
c) hanno un diametro variabile tra 100 e 400 km,
d) alcuni sono di colore rosso scuro, per la probabile presenza di carbonio.
Si pensa che molti di questi piccoli corpi, originatesi per l'azione del vento solare primordiale sul
materiale più leggero e piccolo, del primitivo sistema solare, sono le comete a breve periodo, che
possono avere diverso destino:
a) comete che si consumano lentamente,
b) comete che possono venire attratti dal Sole o da qualche pianeta (come e' avvenuto
per la cometa Shoemaker-Levy 9, che e' caduta, nel luglio del 1994 su Giove),
c) comete che possono essere intrappolate in una fionda gravitazionale ed essere scagliati verso zone
lontane dello spazio interstellare.
Asteroidi o Pianetini
Gli asteroidi (Hanno l'aspetto puntiforme come le stelle, da cui il nome) si sono formati o dallo
scontro:
a) fra due pianeti che dovevano orbitare fra Marte e Giove, di cui uno doveva essere probabilmente
simile alla Terra. Ciò e' dimostrato dal fatto che le meteoriti che cadono sulla Terra sono formati per la
maggior parte di Fe e Ni , cioè' dagli stessi costituenti che probabilmente formano il nucleo terrestre.
b) fra i pianeti A, B e Giove.
Sono alcuni migliaia corpi rocciosi che orbitano fra le orbite di Marte e di Giove, su orbite di
varia inclinazione. Orbitano pure sull’orbita terrestre e su quella di Giove. Alcuni cambiano luminosità: o
per cambiamento di orientamento spaziale o per irregolarità della superficie o per l’accoppiamento di due
o più asteroidi Il più grande ed il primo ad essere stato scoperto da Piazzi nel 1801 stato Cerere (diametro
950 km) poi vi Pallade (490 km). La maggior parte dei pianetini ha un diametro inferiore a 100 Km. Fino
ad oggi ne sono stati individuati circa 10.000, ma se ne prevede che ce ne siano circa 30.000 - 50.000. Di
recente, al 6.522esimo e' stato dato il nome di Aci (magnitudine 12.8, diametro 11.5 km, distanza media
dal Sole (2.38 UA). Gli asteroidi orbitano su diverse orbite:
a) Fascia Asteroidi = fra Marte e Giove (2,12 - 4 U.A.) (Cerere, Vesta,
Pallade)
b) Asteroidi Apollo = incontrano l’orbita terrestre ( ≅ 1 U.A.)
(1 migliaio)
Hermes, nel 1937 passò a 700.000 Km dalla Terra
Icaro, nel 1968 passò a 6.000.000 Km dalla Terra
Toutatis, nel 1992 passò a 3.620000 Km dalla Terra
c) Troiani (L5) e Greci (L4) = orbitano nei punti di Lagrange (60°) dell’orbita di
Giove.
In base alle classi spettrali gli asteroidi si possono dividere in:
ASTEROIDI
ASTEROIDI
ASTEROIDI
ASTEROIDI
Alfio Francesco Cannone
.
C =
S =
M=
E =
condriti carboniose (corpi scuri)
50% Ni – Fe e 50% silicati
100% Ni - Fe
silicati neutri
35
.