La Terra nello spazio - IC San Giovanni Bosco

MODULO <<LA TERRA NELLO SPAZIO>>
Concetti organizzatori: materia, energia, struttura, sistema, ciclo, modello, interazione…..
Prerequisiti: evidenziano le conoscenze e le competenze propedeutiche, necessarie per lo studio
dell’Unità.
A)
B)
C)
D)
E)
legge scientifica
il significato del termine atmosfera
eseguire semplici calcoli matematici usando le proporzioni, le frazioni
avere un’idea di proiezione
i concetti di forza, energia e velocità.
A.
B.
C.
D.
E.
F.
G.
H.
I.
L.
M.
N.
O.
P.
Obiettivi
Esporre le conoscenze sull’origine dell’universo
Definire l’oggetto di studio dell’astronomia e i vari corpi celesti
Descrivere le caratteristiche delle stelle, la loro classificazione e la loro evoluzione
Ripetere la classificazione delle galassie secondo Hubble
Indicare e definire i componenti del sistema solare
Descrivere composizione, struttura e movimenti del sole
Illustrare e confrontare le unità di misura siderali
Enunciare e spiegare le leggi della meccanica celeste
Descrivere le caratteristiche del pianeta Terra, i principali moti terrestri e argomentare le loro conseguenze
Spiegare e utilizzare il reticolato geografico
Discutere le caratteristiche lunari, i movimenti e le loro conseguenze
Illustrare i principali tipi di rappresentazione cartografica
Leggere ed interpretare le carte geografiche
Localizzare un punto sulla Terra e costruire profili altimetrici e grafici.
DSTV: Articolazione del modulo
U
Ore 4
Unniittàà ddiiddaattttiiccaa nn°°11:: iill ccoossm
moo ee llee ggaallaassssiiee
Contenuti:
Definizione di Cosmo e dei vari corpi celesti
Cosmogonia antica e contemporanea
La forma sferica nell’universo, forze ed energia nell’universo
Le galassie e la loro classificazione
Le stelle: parametri fondamentali, classificazione, diagramma H-R, evoluzione
Strumenti astronomici
Distanze delle stelle: metodi di misura
Movimenti e nomi delle stelle
Ammassi e costellazioni.
Unità didattica n°2: il sistema solare
Contenuti:
Origine del sistema solare
Componenti del sistema solare
La stella Sole: composizione, struttura e movimenti
I pianeti e le lune del sistema solare
Gli altri corpi del sistema
Le leggi della meccanica celeste: aspetto cinematico e dinamico
Le unità di misura in campo astronomico.
Ore 4
Unità didattica n°3: Geodesia (forma, dimensioni e moti della Terra)
Ore 8
Contenuti:
La forma e le dimensioni della Terra, secondo i metodi geodetici antichi (Eratostene, Posidonio) e
moderni (triangolazioni, trilaterazioni, aerofotogrammetria, telerilevamento)
Il reticolato geografico e le coordinate (polari e geografiche)
prof. Filippo Quitadamo // Scienze della Terra // “La Terra nello spazio”
1
I movimenti della Terra: definizioni, senso, durata, caratteristiche, prove e conseguenze
Unità didattica n° 4: La Luna e i suoi movimenti
Contenuti:
- Generalità e origine
- Funzioni della luna per la Terra
- Movimenti e conseguenze
- Le maree.
Unità didattica n° 5: La rappresentazione della superficie terrestre
Contenuti:
- Definizione di carta geografica e caratteristiche
- Classificazione delle carte: criteri e requisiti di una carta
- Scala, simboli e proiezioni
- Costruzione e lettura di una carta, il sistema UTM;
- La carta fondamentale d’Italia e le rappresentazioni grafiche.
Ore 3-4
Ore 5-7
UD: IL COSMO E LE GALASSIE
Articolazione dei contenuti:
→
→
→
→
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→
la struttura dell’universo e le teorie cosmologiche relative alla sua probabile origine ed evoluzione
struttura e classificazione delle galassie
le costellazioni
le caratteristiche delle stelle e la loro classificazione
nomi delle stelle, metodi per misurare le distanze e determinare il movimento delle stelle
l’evoluzione stellare e il diagramma H-R.
mezzi e strumenti astronomici.
OBIETTIVI – descrittori - L’alunno alla fine dell’unità deve essere in grado di:
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
definire l’universo e i vari corpi celesti
presentare il modello gerarchico di universo – galassie – sistemi stellari stella – pianeta - satellite ….
discutere l’origine e il destino dell’universo nel quadro della moderna cosmologia
spiegare che le stelle sono enormi fornaci a fusione nucleare e che l’universo è costituito da ampi spazi vuoti,
popolati da stelle, riunite in galassie, dalla forza gravitazionale.
descrivere la struttura e la classificazione delle galassie secondo Hubble
categorizzare e illustrare le caratteristiche fondamentali delle stelle e la loro evoluzione attraverso il
diagramma h-r
indicare i mezzi informazionali per conoscere i corpi celesti e gli strumenti astronomici
distinguere ed esporre le unità di misura siderali.
L’astronomia studia il cosmo e i corpi celesti per mezzo della radiazione elettromagnetica, energia emessa
dai corpi celesti sotto forma di fotoni o quanti d’energia alla velocità di 300.000 km/s. Essa si divide in:
• cosmologia: studia il Cosmo e la sua evoluzione;
• astrofisica: si occupa della natura dei corpi celesti;
• geografia astronomica: ha per oggetto il pianeta Terra come corpo celeste, la sua forma, la sua
rappresentazione cartografica, i suoi movimenti e le conseguenze.
Per Universo s’intende tutto ciò che esiste, l’insieme dei corpi celesti, dello spazio in cui essi risiedono,
della materia che li forma e dell’energia posseduta, intesa come potenzialità di compiere un lavoro.
L’universo è un gran sistema che si può rappresentare secondo un modello gerarchico:
universo
galassie
comete.
sistemi stellari
stella
pianeta
satellite
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asteroidi
meteoriti
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COSMOGONIA ANTICA
Parlava di creazione e fissismo: ipotesi creativista o fissista, poiché l’Universo sarebbe rimasto
sempre immutato.
COSMOGONIA MODERNA
Le stelle nascono, producono energia ma poi muoiono in immani esplosioni. Le galassie si
allontanano e l’Universo si espande. Due sono i modelli cosmologici attuali:
1. ipotesi del big bang (grande scoppio), universo evolutivo
2. ipotesi dell’Universo pulsante.
La prima ipotesi si basa sul fatto che le galassie si allontanano reciprocamente con velocità tanto
maggiore quanto più sono lontane (universo in espansione).
All’inizio, l’universo era concentrato in una sfera densa, caldissima e con massa enorme. Cira 20
miliardi d’anni fa, si verificò una grandiosa esplosione che segnò l’inizio dell’UNIVERSO.
L’espansione continuerebbe all’infinito e l’universo, perdendo energia a causa di tal espansione,
infine cesserebbe di esistere.
UNIVERSO PULSANTE
Quest’ipotesi non contraddice la precedente, ma immagina che l’Universo vada incontro a
numerosi cicli d’espansioni e contrazioni. Ogni ciclo inizierebbe con la materia addensata in un
unico punto (uovo cosmico). Il Big Bang determinerebbe l’attimo della creazione. Le galassie,che si
originano dalla condensazione e dal raffreddamento delle masse gassose, si allontanerebbero
reciprocamente, lanciate come schegge di una enorme bomba. Dopo l’esplosione seguirebbe una
nuova contrazione o Big Crunch che concentrerebbe la materia dell’universo in un nuovo “uovo
cosmico”, secondo un ciclo di nascita, vita e morte. Le ultime scoperte fanno ritenere, forse, più
plausibile l’ipotesi dell’Universo pulsante. Nell’universo l’energia si presenta sotto forme diverse:
gravitazionale – cinetica – nucleare – chimica - luminosa – termica.
Al culmine della scala dei valori sta l’energia gravitazionale, dovuta all’attrazione reciproca dei
corpi celesti. La gravità è il cemento dell’universo.
Le forze fondamentali, cioè primitive, irriducibili a qualsiasi altra, sono:
1. forza gravitazionale
2. elettrodebole (elettricità, reazioni chimiche)
3. nucleare.
FORMA SFERICA
La forma più diffusa nell’universo è quella sferica, perché:
assicura la massima uniformità in tutte le direzioni;
la forza fondamentale nell’universo è la forza gravitazionale, che si manifesta con la
stessa intensità in tutte le direzioni e, quindi, produce oggetti sferici.
Le stelle sono state radunate in costellazioni, cioè raggruppamenti di stelle unite idealmente da
una linea immaginaria. Le costellazioni sono, quindi, solo apparenti e la loro forma e il loro aspetto
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non dipendono dalla reale posizione nello spazio, ma soltanto da un effetto di prospettiva. Ciò
perché gli antichi pensavano alle stelle come corpi fissi.
Tra le costellazioni più importanti ricordiamo:
l’Orsa Maggiore (7 stelle, di cui 3 formano la coda e 4 il gran carro),
l’Orsa Minore di cui fa parte la stella Polare
le 12 costellazioni dello Zodiaco che rappresentano il cammino apparente del Sole durante
l’anno.
Per costellazione si intende, quindi, un raggruppamento di stelle, costante nel tempo ma la cui
posizione in cielo varia con le stagioni.
LE GALASSIE (gala = latte)
Le stelle non sono distribuite in modo uniforme, ma a gruppi. La forza gravitazionale, infatti, che è
di tipo attrattivo, le riunisce in grandi strutture dette galassie.
Ogni galassia contiene circa 100 miliardi di stelle, con enormi spazi tra di loro.
La nostra galassia è chiamata via Lattea perché appare nelle notti buie come una striscia chiara
(come il latte). Essa è formata da decine di miliardi di stelle, nebulose di gas e polveri. E’ a spirale.
L’universo è fatto forse da 100 miliardi di galassie.
La galassia (= latteo) è un enorme vortice di stelle, gas e polvere cosmica.
Sono formate da un nucleo galattico dove si trovano le stelle più vecchie, e da un disco contenenti
bracci dove si trovano le stelle più giovani.
La forma delle galassie dipende dal moto degli astri, più densi nel nucleo, che si presenta più
sottile verso l’esterno a causa della dispersione degli astri.
CLASSIFICAZIONE DI HUBBLE (1926)
Secondo la legge di Hubble, le galassie si allontanano reciprocamente con la velocità proporzionale
alla loro distanza:
V = H x R (legge di Hubble)
dove H è la costante di proporzionalità di Hubble e permette di stimare l’età dell’universo,
attualmente valutata intorno a 13 miliardi di anni, con una imprecisione di 5 miliardi in più o in
meno. Per quanto riguarda la forma, le galassie vengono classificate normalmente in quattro
grandi gruppi:
1. ellittiche: hanno aspetto sferico o ellissoidale. Sono indicate con E0-1-2-3-4-5-6-7 dove il
numero indica il grado di ellitticità. Le stelle sono antiche. Es. E0 = sferica.
2. a spirale, con aspetto a disco, con nucleo e bracci. Simbolo Sa–b–c dove le lettere a-b-c
indicano il rapporto tra le dimensioni del nucleo e dei bracci (a-b-c = Nucleo/Bracci).
3.
4.
a spirale barrata con nucleo attraversato da una barra luminosa e con bracci a spirale all’estremità.
SBa, SBb, SBc. (a-b-c = dimensioni nucleo/dimensioni bracci);
Galassie irregolari (Irr), con aspetto apparentemente caotico a causa dell’interazione gravitazionale
con altre galassie o ad effetti violenti avvenuti all’interno della galassia. Le stelle sono relativamente
giovani. Senza una forma chiaramente definibile.
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sequenza di Hubble
La nostra galassia è la Via Lattea, costituita da un enorme disco di 100.000 a.l. (anni luce) di
diametro, spessore di 10.000 a.l., con un grande nucleo galattico centrale da cui si dipartono 4 – 5
bracci di spirale con elevata densità stellare. Il Sole si trova a 30.000 a.l. dal centro, nel braccio di
Orione. In base agli studi più recenti pare che la Galassia sia, da un punto di vista strettamente
morfologico, una galassia spirale barrata, ovvero una galassia composta da un nucleo attraversato
da una struttura a forma di barra dalla quale si dipartono i bracci di spirale. Le Galassie più
numerose sono a spirale normale.
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LE STELLE
Sono corpi celesti dotati di luce propria a causa delle reazioni nucleari, per cui producono energia
e sono gli oggetti più evidenti dell’universo. Ad occhio nudo sulla volta celeste sono visibili circa
6000 stelle.
LUMINOSITA’ DELLE STELLE
Le principali informazioni che riceviamo dalle stelle provengono dalle loro radiazioni.
La quantità di energia emessa nell’unità di tempo da una stella è detta “luminosità assoluta” (L).
In astronomia la luminosità si misura con la scala delle magnitudini, distinguendo tra
magnitudine relativa (m) e assoluta (M).
La magnitudine relativa o apparente (m) misura la luminosità relativa (l), cioè quella che si
può percepire dalla Terra. E’ una scala inversa. La magnitudine relativa permette di misurare
l’energia che dalla stella giunge a noi, ma non ci offre informazioni sulla quantità di energia
emessa (luminosità assoluta) perché non tiene conto della sua distanza.
Essa dipende dalla luminosità assoluta (L) e dalla distanza, cioè:
l = k x L / d2
1. Riguardo a questo parametro le stelle sono state divise in sei classi in base alla loro
magnitudine, percettibili ad occhio nudo;
2. Con l’introduzione del telescopio sono state catalogate in 23 ordini di magnitudine,
secondo una scala inversa, nel senso che i valori 1÷6 esprimono grande luminosità
apparente. Ogni grado di magnitudine vale 2,5. Pertanto, una stella m = 1 è 2,5 più
luminosa di una stella con m = 2 e 100 volte più luminosa di m = 6 (2.55 = 100). Ad occhio
nudo si osservano stelle fino a m = 6 con un binocolo si arriva ad m = 9 e con un telescopio
si fotografano stelle fino a m = 23.
3. Infine, grazie ai radiotelescopi, sono state introdotte magnitudini negative per le stelle più
brillanti. Il Sole, per es., ha una m = - 26.5 poiché la più vicina. Le stelle più lontane e più
deboli hanno m = 23.
La luminosità assoluta, indicata dalla magnitudine assoluta, dipende dalle dimensioni
della stella e dalla quantità di energia emessa:
L = K × S × T4
dove T = temperatura, energia emessa
ed S = superficie emittente.
In astronomia esiste una formula importante, detta formula di Pogson: M – m = 5 – log 5 x d
Dove M = magnitudine assoluta, m = magnitudine relativa e d = distanza della stella. Conoscendo
m e d si ottiene M, misura indiretta della effettiva energia emessa dalla stella. Inoltre, la formula
serve per calcolare la distanza di una stella qualora si conoscano m ed M.
Le stelle sono caratterizzate da:
1. Evoluzione chimica perché nel tempo si impoveriscono di elementi leggeri come H ed He e
si arricchiscono di elementi pesanti come C e Fe;
2. Temporaneità in quanto destinate a spegnersi quando si esauriscono gli elementi leggeri e
restano quelli pesanti che non fondono più.
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Le stelle piccole bruciano ad una bassa velocità e hanno vita lunga. Le stelle grandi bruciano più
velocemente e vivono meno a lungo.
-
stelle di prima generazione: costituite da materiale originario.
-
stelle di seconda generazione (sole) costituite da materiale riciclato, derivante dall’esplosione di
una precedente stella.
CARATTERISTICHE DI UNA STELLA
1.
2.
3.
4.
5.
Magnitudo
Dimensioni, massa
Costituzione chimica
Temperatura
Colore
luminosità (apparente e assoluta)
Interdipendenti.
Il colore dipende dalla temperatura che dipende dalla costituzione chimica della stella. Il colore e
la luminosità di una stella dipendono dalla sua massa. La massa di una stella è importante perché
determina la velocità delle reazioni nucleari. Maggiore è la massa e maggiore è tale velocità,
maggiore è l’energia emessa, ma minore è la durata di vita. L’energia emessa determina la
temperatura superficiale della stella e, quindi, il suo colore. Maggiore è la temperatura esterna, più
il colore va verso il blu, che ha una lunghezza d’onda minore degli altri colori, quindi trasporta
più energia e, per generarlo occorre un’alta temperatura. Le stelle fredde appaiono rosse, quelle
calde appaiono blu. Tenendo conto di questi elementi, le stelle sono state classificate in 7 gruppi
principali o classi spettrali (vedi tabella). Ogni classe è poi divisa in 10 sottoclassi, da 0 a 9.
CRITERI DI CLASSIFICAZIONE DELLE STELLE
1. magnitudine, luminosità, dimensioni;
2. colore, costituzione chimica, temperatura degli strati superficiali da cui proviene la
radiazione che noi osserviamo.
RELATIVA =
23 ordini
fino a – 26,5
magnitudo
ASSOLUTA
Supernane, nane,
giganti e superg.
STELLE
O = Blu = 35.000 K
B = azzurre 20.000 K
A = bianche 10.000 K
F = giallastre
Colore e temperatura
G = gialle
K = arancio
M = rosse
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CLASSE
MASSA
O
B
A
F
G
K
M
20
5
2
1,5
1
0.5
0,1
TEMPERATURA
superficiale
35.000 K
20.000 K
10.000 K
7.200 K
6.000 K
4.500 K
3.500 K
COLORE
ESEMPI
blu
azzurro
bianco
giallastro
giallo
arancio
rosso
orione
rigel – spica
sirio
procione
sole
aldebaran
antares
Conoscendo, quindi, la classe spettrale di una stella, si può avere un’idea delle sue caratteristiche
fisiche fondamentali. Gli astronomi Hertzsprung e Russel indipendentemente, nel 1905 e nel 1911,
ebbero l’idea di rappresentare in un grafico tutte le stelle conosciute. Il diagramma H-R ci fornisce
una sorta di censimento anagrafico dello stato attuale delle stelle.
IL DIAGRAMMA H-R ORGANIZZA LE STELLE IN BASE ALLA TEMPERATURA E ALLA
MAGNITUDINE ASSOLUTA
Nel diagramma H-R le stelle sono ordinate in base alla massa, alla temperatura superficiale (asse
X) e alla luminosità o magnitudo (asse Y). Per la sua costruzione sulle ordinate si mette la
luminosità o magnitudo assoluta (crescente dall’origine), sulle ascisse si mette la temperatura
superficiale o colore o classe spettrale, con valori decrescenti dall’origine. Le stelle non si
distribuiscono a caso, ma occupano zone preferenziali. La maggior parte si colloca su una fascia
diagonale, a cui è stato dato il nome di sequenza principale, mentre altre occupano due zone: una,
in alto a destra, corrispondente a temperature basse e alta luminosità (giganti rosse); l’altra, in
basso a sinistra, corrispondente a temperature molto elevate e bassa luminosità (nane bianche). Il
fatto che le stelle si trovino principalmente in queste tre zone è indizio che qui le condizioni fisiche
sono le più stabili e, quindi, osservabili. Altrove le stelle rimangono così poco che è improbabile
osservarle.
Le stelle azzurre sono le più calde e luminose, con massa maggiore e si trovano in alto a
sinistra nella sequenza principale.
Le stelle gialle si trovano nella zona intermedia della diagonale, sia per dimensioni che per
temperatura e luminosità.
Le stelle rosse, più fredde, meno luminose, con massa minore e più vecchie, si trovano in
basso a destra della sequenza principale.
La ragione di tale distribuzione risiede nel fatto che le stelle vanno soggette ad una evoluzione che
prevede un lungo periodo della loro vita stabile. Sul diagramma si possono seguire le vicende, la
storia, l’evoluzione delle stelle e le loro caratteristiche. Per evoluzione o storia di una stella si
intende l'intero ciclo vitale, dal momento in cui si forma fino alla sua esplosione finale. Dalla massa
iniziale di una stella dipendono:
la storia
il destino finale o tipo di morte
la forza dell’esplosione degli strati esterni.
Per una stella media (classi G/F) la storia dura circa 10 miliardi di anni; per una stella grossa
(classi O, B, A) dura meno; per una stella piccola (classi K, M) dura di più.
NASCITA DI UNA STELLA
Contrazione e riscaldamento di una nebulosa
Le stelle si formano all’interno di una nebulosa (oggetto celeste a forma di nube) la cui contrazione
avviene e prosegue per attrazione gravitazionale. Durante la contrazione, l’aumento della
pressione fa riscaldare i gas nella parte centrale della nube, fino alla temperatura di 1.000.000 di
gradi. Da questo momento si ha una nuova stella o protostella, non ancora visibile perché
contornata dal resto del materiale periferico che cade verso il nucleo. Questa caduta di materiale
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viene rallentata dalla pressione dell’energia prodotta dalla protostella, fino a bloccarla quando si
raggiunge la temperatura di fusione dell’idrogeno in elio. Il materiale periferico viene soffiato via e
la stella diventa visibile nella sequenza principale.
VITA : le stelle sono stabili fino a quando hanno idrogeno nel nucleo
Pertanto, la durata della vita di una stella dipende dalla velocità delle reazioni di fusione, quindi
dalla temperatura di fusione. Una grande massa pesa di più sul nucleo della stella e vi esercita una
maggiore pressione e comporta una maggiore temperatura: conseguenza è che le reazioni nucleari
sono molto più veloci che in quelle stelle di massa piccola. Questo spiega perché il SOLE, stella di
piccole dimensioni, sia nella sequenza principale da circa 5 miliardi di anni e vi debba rimanere
per un tempo altrettanto lungo. Mentre le stelle molto grandi esauriscono il processo di fusione in
un tempo inferiore al milione di anni.
agonia: l’esaurimento dell’idrogeno produce una contrazione del nucleo
Esaurito l’idrogeno all’interno del nucleo, dove c’è ormai solo elio, la produzione di energia cala
sensibilmente e la forza gravitazionale prende il sopravvento facendo contrarre la stella. Questa
contrazione provoca un aumento termico tale da far bruciare anche uno strato di idrogeno esterno
al nucleo, con un doppio effetto sulla stella:
a) gli strati esterni iniziano a dilatarsi e a raffreddarsi e la stella si sposta verso il ramo delle giganti
rosse;
b) il nucleo continua a contrarsi fino a 100 milioni di K, inizio della morte.
La morte è caratterizzata da due fenomeni opposti: - la brusca contrazione del nucleo e la rapida
espansione degli strati esterni. L’intensità di questi due fenomeni dipendono dalla massa iniziale
della stella.
Stabilità = equilibrio meccanico tra espansione (pressione dei gas, forza centrifuga) e contrazione
(forza centripeta). Si ha collasso (crollo di una stella su se stessa) quando prevale la forza centripeta
o gravitazionale; si ha espansione quando prevale la pressione dei gas, direttamente proporzionale
alla temperatura.
DIAGRAMMA HERTZSPRUNG - RUSSEL
Temperatura superficiale K
35.000 K
20.000 K
10.000 K
7.200 K
6.000 K
4.700 K
3.300 K
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EVOLUZIONE STELLARE: ciclo vitale o storia di una stella
NEBULOSA DI GAS
= nube di gas freddi e rarefatti ( H, He …) e polveri cosmiche.
NUCLEO CALDO
1) PROTOSTELLA
2) STELLA A REGIME
3) STELLA VARIABILE
nube di gas freddo e polvere che si contrae
per forza gravitativa (riscaldamento per
collasso gravitativo)
Raggiunta la temperatura critica, si
innescano le reazioni di fusione consumando
idrogeno e producendo elio. È il più lungo
periodo della vita di una stella, la maturità, la
stabilità vissuta nella sequenza principale.
Venuto
meno
parte
dell’idrogeno,
l’equilibrio tra forza gravitativa o centripeta
ed energia prodotta, è precario, per cui la
stella si espande e si contrae più volte
(variabilità – gigante rossa)
1 S: la stella collassa e muore come
nebulosa planetaria, nana bianca e poi nana nera (si
raffredda).
MORTE DELLA STELLA
1,5 – 4 S: contrazione - esplosione
nova – stella a neutroni.
5 – 10 S: grande esplosione - super
nova – buco nero (blak hole).
1) MORTE DI PICCOLE STELLE: IL NUCLEO SI RIDUCE A NANA BIANCA
Stelle piccole come il Sole, non hanno la possibilità di raggiungere nel loro nucleo la temperatura
necessaria per la fusione dell’elio (prodotto della combustione dell’H). Pertanto, gli strati esterni si
espandono fino a staccarsi dal corpo centrale della stella ed originare una nebulosa planetaria. Al
centro, invece, rimane un piccolo astro caldo a densità molto grande, cioè una nana bianca, grande
quasi come la Terra, la quale non disponendo di fonti proprie di energia, col tempo tende a
raffreddarsi, fino a diventare un corpo molto denso e scuro: una nana nera.
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2) MORTE DI STELLE GRANDI: IL NUCLEO SI RIDUCE A NEUTRONI
Se la stella ha una massa iniziale almeno tre volte quella del Sole, diventa una gigante rossa con
una temperatura di fusione dell’elio, formando il carbonio e il ferro se la temperatura aumenta
ancora. Da questo momento la contrazione del nucleo è inarrestabile, la stella crolla per
implosione (esplosione verso l’interno). Gli atomi perdono la loro struttura per lo schiacciamento
totale, fino a che gli elettroni fondono con i protoni del nucleo, col risultato di avere solamente
neutroni: avremo una stella a neutroni (stella molto piccola, dotata di una densità eccezionale). La
temperatura arriva a 1 miliardo di gradi, portando alla fusione il ferro, fino all’uranio. Infine, si ha
il fenomeno di una supernova: la stella espelle violentemente l’atmosfera, aumentando milioni di
volte la sua luminosità.
3) MORTE DI STELLE MASSICCE: IL NUCLEO SI RIDUCE AD UN BUCO NERO
Se la stella ha una massa iniziale notevolmente più grande di quella del Sole (5 –10 S), la morte
della stella assume caratteri ancora più impressionanti.
Gli strati esterni danno origine ad una supernova, mentre il piccolo e densissimo nucleo
raggiunge densità inimmaginabili, da cui non può uscire niente, nemmeno la luce: diventa un
buco nero, oggetto celeste solo ipotizzabile, puntiforme.
Morta una stella, se ne forma un’altra, col risultato di riciclare il materiale stellare. Però, le nuove
stelle saranno più ricche di elio e di elementi pesanti rispetto alle stelle della precedente
generazione.
GLI STRUMENTI ASTRONOMICI
L’unico mezzo che abbiamo per esaminare i corpi celesti sono le onde elettromagnetiche. Gli
strumenti astronomici che servono per rilevare e analizzare le onde cosmiche sono:
astrolabi (antichi)
teodoliti
telescopi
spettroscopi.
DISTANZA DELLE STELLE: METODI DI MISURA
1. Metodo della parallasse stellare: si ragiona sul triangolo T1 – Stella – T2 avente come base
il diametro dell’orbita terrestre e come vertice la stella. Di tale triangolo è nota la base e con
la trigonometria si misurano gli angoli alla base ad intervalli di 6 mesi. E poi calcoliamo la
distanza della stella. Questo metodo è utilizzabile solo per le stelle più vicine, fino a 300 a.l.
Parallasse
Distanza
T1
T2
T2
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2. Metodo delle Cefeidi: le Cefeidi sono stelle variabili che mutano il loro splendore
periodicamente. Una Cefeide che raggiunge il massimo splendore ogni 3 g emette meno
energia di una che raggiunge il massimo splendore ogni 5 giorni. Osservando il periodo
della variazione (3, 5, 10, 20 g), si può valutare l’energia emessa e da questa risalire alla
distanza con la formula di Pogson (M –m = 5 – log5 d). Questo metodo è molto usato
perché le Cefeidi sono frequenti e facilmente individuabili.
3. Metodo H-R: questo diagramma mette in relazione il colore di una stella con l’energia
emessa. Osservato il colore, si può ricavare l’energia e, da questa, la distanza con la formula
di Pogson.
MOVIMENTI DELLE STELLE
Le stelle si muovono di moto proprio. Tuttavia, la loro distanza è così grande che, nel breve, gli
spostamenti risultano impercettibili.
Il metodo più usato per studiare le variazioni della loro distanza da noi è quello del red shift e del
blu shift. Gli spettri delle stelle presentano uno spostamento (shift) verso il rosso o verso il blu delle
righe. Il red shift indica un allontanamento, il blu shift un avvicinamento.
NOMI DELLE STELLE
Esistono vari modi per chiamare le stelle:
1. Le più brillanti e facilmente individuabili hanno nomi propri antichi: Polare, Rigel, Sirio,
Castore, Vega, Antares ….
2. Più spesso si usano le lettere dell’alfabeto greco: alfa, beta, gamma, delta…. seguite dal
nome latino al genitivo della costellazione : alfa è più luminosa di beta, beta più luminosa
di gamma……. Finite le lettere greche, si usano quelle romane e poi i numeri…
3. Altre volte le stelle si indicano con l’anno o con il nome dello scopritore o con il numero di
catalogo di certi elenchi specializzati, redatti da astronomi. Es. M 15 = oggetto 15 del
catalogo Messier.
LE COORDINATE CELESTI EQUATORIALI per le STELLE
1. Declinazione (d) = distanza in gradi nord o sud tra l’equatore celeste e il punto da
individuare. E’ la latitudine celeste.
2. Ascensione retta (ar): distanza in gradi o in ore tra il meridiano fondamentale o coluro
equinoziale e il punto. E’ la longitudine celeste.
Coluro o meridiano celeste fondamentale = è il meridiano che va dal polo nord celeste al polo sud
celeste, passando per il punto gamma (degli equinozi).
DEFINIZIONI
1. parsec = distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore
dell’orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto un angolo di 1”.
2. stelle = enormi masse di gas che emettono luce propria
3. nebulose = ammassi di fine materia e gas simili alla nebbia. Ci sono ammassi scuri
(nebulose oscure), ammassi luminosi (nebulose di riflessione e di emissione). Le
nebulose sono la fucina delle stelle.
4. collasso = contrazione su se stesso.
5. galassie = ammassi di stelle e nebulose.
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6. buco nero (blak hole): ha una forza di gravità talmente intensa da attirare una grande
quantità di materia che precipita come in un buco senza fondo e da impedire alla luce di
uscirne.
Nelle galassie, la maggior parte delle stelle sono isolate o a sistemi di 2-3 stelle molto distanti. A volte si
trovano ammassi stellari di decine, centinaia o milioni di stelle vicine, della stessa età e alla stessa distanza
da noi.
Gli ammassi stellari sono di due tipi:
1. ammassi aperti quando le stelle singole si possono distinguere (es. le Pleiadi nel Toro). Si
tratta di stelle giovani, riciclate.
2. ammassi chiusi o globulari: quando le stelle singole non sono distinguibili. Si tratta di
stelle vecchie, ai bordi della galassia, formate di materia primordiale.
Anche le galassie sono disposte in gruppi o ammassi di galassie.
La nostra galassia fa parte del Gruppo Locale, contenente una ventina di galassie.
Per distinguere una stella di prima generazione da una di seconda generazione, si deve esaminare lo spettro
di assorbimento.
Se le righe dei metalli pesanti (Ca, Fe…) sono intense, vuol dire che tali metalli sono abbondanti sulle stelle
ed erano già presenti nella nube proto stellare (stelle di 2a generazione).
Se le righe dei metalli pesanti sono poco marcate, vuol dire che essi non sono abbondanti (stelle di 1a
generazione).
IL SISTEMA SOLARE
PREREQUISITI: evidenziano le conoscenze e le competenze propedeutiche, necessarie per
lo studio dell’Unità.
Concetti di energia, materia,
densità, velocità, forza……..sistema….
OBIETTIVI
Discutere l’ipotesi più probabile dell’origine del sistema solare
Rendersi conto che il Sole è una stella normale, come miliardi di altre
Saper distinguere i componenti del sistema solare
Inquadrare storicamente il modello geocentrico ed eliocentrico
Riferire la composizione, la struttura e i movimenti del Sole
Descrivere la fotosfera solare
Elencare e descrivere i pianeti del sistema solare in ordine di distanza dal sole
Distinguere tra cinematica e dinamica celeste
Esporre le leggi di Keplero e trarre le conseguenze
Scrivere e interpretare la legge di Newton
Esporre le unità di misura in campo astronomico.
ARTICOLAZIONE DEI CONTENUTI (DSTV):
a)
b)
c)
d)
origine del sistema solare
componenti del sistema solare
la stella sole: composizione, struttura e movimenti
i pianeti del sistema solare
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e) Le lune del sistema solare
f) Le unità di misura siderali
g) le leggi della meccanica celeste.
ORIGINE DEL SISTEMA SOLARE
Circa 5 miliardi di anni fa, un’enorme nube interstellare di gas e polvere, in lenta rotazione,
avrebbe cominciato a contrarsi per gravità, assumendo una forma a disco per una rotazione più
veloce. In seguito si sarebbero differenziati:
♦ un centro denso, con il 90% della massa originaria
♦ una serie di anelli concentrici.
Dai vari anelli per accezione si sarebbero formati i protopianeti, tra cui la prototerra, 500 volte più
pesante e 2000 volte più grande dell’attuale Terra.
La parte centrale originò il protosole, che contraendosi raggiunse la temperatura critica per le
reazioni nucleari.
Quindi, la Terra avrebbe cominciato a scaldarsi fino alla fusione.
Circa 4,5 miliardi di anni fa, la terra era una massa incandescente: con il disperdersi del suo calore
nello spazio, si raffreddò.
IL SOLE: UNA STELLA COME TANTE ALTRE NELLA GALASSIA
Distante circa 30.000 anni luce dal centro della Galassia, il Sole può essere considerato una stella
anonima, di medie dimensioni. E’ medio piccola, gialla.
IL SOLE
Raggio di circa 700.000 km (109 volte quello della Terra)
Volume = 1,3 milioni di volte la Terra
Densità = ¼ della densità terrestre
Accelerazione di gravità = 28 volte quella terrestre
Temperatura superficiale = 5.800 K
Temperatura interna = 15 milioni di gradi
Distanza media dalla Terra = 149,6 milioni di km
Periodo di rotazione equatoriale = 25 giorni, polare = circa 35 giorni
Magnitudine assoluta = + 4,8
Magnitudine relativa = - 26,5
Classe spettrale = G2
Il sole ha un’età di 5 miliardi di anni e si calcola che il processo di fusione dell’idrogeno durerà per
altri 5 miliardi di anni. Infatti, nel diagramma H-R la durata della fase nella sequenza principale di
una stella con una massa solare, è valutata intorno ai 10 miliardi di anni. Le reazioni nucleari del
sole comportano la fusione di 700.000.000 t di H/s che si trasformano in elio (He) con un difetto di
massa di 4.000.000 t di materia che si trasforma in energia.
La composizione chimica del Sole è la seguente:
interna: 98% idrogeno ed elio allo stato di plasma (elettroni liberi e nuclei) + 2% elementi pesanti.
esterna: 85% idrogeno; circa 15 % elio; circa 1% altri elementi pesanti.
Il sole è una stella di seconda generazione, cioè di materiale riciclato. Della natura interna del Sole
non abbiamo informazioni dirette e, pertanto, dobbiamo ricorrere a modelli teorici, elaborati in
conformità a leggi fisiche.
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LA STRUTTURA DEL SOLE
Uno di questi modelli sull’interno del Sole prevede l’esistenza di più gusci concentrici:
- il nucleo = nocciolo (150.000 km) + zona radioattiva (400.000 km)
- la zona convettiva = 130.000 km
- la fotosfera = 100 km
- l’atmosfera = strato invertente + cromosfera + corona (K, F, ionizzata).
La fotosfera può essere considerata la superficie del Sole e si trova al limite superiore di quello
convettivo. Il suo aspetto è granulare, come riflesso delle colonne ascendenti di gas caldi e luminosi e
discendenti di gas freddi e più scuri. I granuli hanno un diametro di 200 - 1800 km ed aspetto circolare o
poligonale.
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ATTIVITA’ DEL SOLE
Sulla fotosfera ci sono le macchie solari, con una temperatura anche di 2000 gradi in meno,
grandi 10.000 - 100.000 km. Sono il segno dell’attività solare e il loro numero e la loro posizione
seguono un ciclo undecennale. Sono la più significativa espressione dell’attività solare.
Facole = macchie luminose in superficie
Brillamenti: scoppi improvvisi
Protuberanze = getti di gas della cromosfera.
L’atmosfera solare è distinta in due strati: la cromosfera e la corona. La cromosfera presenta
protuberanze cioè eruzioni di gas oppure brillamenti cioè improvvisi lampi di luce.
SOLE
ZONA
NUCLEO
CONVETTIVA
NOCCIOLO
FOTOSFERA
ATMOSFERA
Strato
invertente
Cromosfera
Corona
solare
ZONA
RADIOATTIVA
K
F
Ionizzata
I MOVIMENTI DEL SOLE
MOVIMENTI
APPARENTI
del SOLE
DIURNO:
da est ad ovest
ANNUALE
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MOVIMENTI
REALI
del SOLE
ROTAZIONE
intorno al proprio asse da
ovest ad est; 25 giorni
all'equatore; 34-38 giorni
ai poli
TRASLAZIONE
verso la costellazione di
Ercole
RIVOLUZIONE
insieme alle altre stelle
della galassie intorno al
centro
galattico:
235
milioni di anni (anno
galattico)
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UNITA’ DI MISURA SIDERALI
1)
unità astronomica o planetaria = U.A. = valida solo per il sistema solare e corrisponde
alla distanza media Terra – Sole = 149.600.000 km.
2)
anno luce = a.l. = 63.000 U.A. = 9.500 miliardi di km
3)
parsec = P.C. = 206.000 U.A. = 3,26 a.l. E’ un acronimo di parallasse e secondo.
Il parallasse è l’angolo di visuale di una stella da cui si vede sotto un angolo di 90° il semiasse
maggiore dell’orbita terrestre. Quando il parallasse è 1” abbiamo il parsec.
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LA DISTANZA DEL SOLE
Aristarco di Samo, attorno al 270 a.C.: 4,8 milioni di km
Tolomeo: 8 milioni di km
Copernico (1543) = 3 milioni di km
Keplero (1618) = 22 milioni di km
Cassini (1672) = 138,37 milioni di km
Stati Uniti (anni sessanta) = 149.600.000 km.
PIANETI DEL SISTEMA SOLARE
analogie e differenze
A) di carattere dinamico: diversa durata dei movimenti (meccanica celeste).
B) di carattere chimico: i pianeti interni hanno più elementi pesanti e maggiore densità
C) di carattere morfologico: i pianeti interni hanno una superficie solida, di tipo terrestre.
I PRIMI QUATTRO PIANETI SONO SIMILI ALLA TERRA, INTERNI o di tipo terrestre:
MERCURIO – VENERE – TERRA – MARTE
1) sono piccoli; 2) alta densità; 3) hanno rotazione non breve; 4) sono costituiti da metalli e rocce; 5)
hanno pochi satelliti.
I SUCCESSIVI QUATTRO SONO DETTI SOLARI O GIOVIANI O ESTERNI
1) sono tutti di grosse dimensioni; 2) bassa densità; 3) periodo di rotazione breve; 4) sono ricchi di
idrogeno ed elio; 5) hanno molti satelliti.
Modello geocentrico: proposto da Eudosso di Cnido, il modello si affermò grazie ad Aristotele e
Tolomeo, da cui prese il nome di sistema Tolemaico. La terra era considerata immobile al centro
dell’Universo.
Modello eliocentrico o sistema copernicano: Il sole al centro dell’Universo. Si affermò grazie alle
leggi di Keplero e di Newton e grazie a Galileo.
I PIANETI DEL SISTEMA SOLARE
pianeti interni o terrestri o inferiori
Mercurio: privo di satelliti; è il pianeta più vicino al sole: dista 58.000.000 di km (0,39 u.a.). Temperatura: da
+ 400°C a – 170 °C, perché il sole resta sopra l’orizzonte per 88 giorni e la notte altrettanto. Senza atmosfera.
Diametro = 4.880 km. Densità = 5,50 g/cm3. Rivoluzione = 88 giorni (0,241 anni); rotazione = 59 giorni.
Massa = 0,056 rispetto alla Terra.
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Venere: senza satelliti; diametro = 12.100 km; densità= 5,25 g/cm3; Rivoluzione = 225 g (0,61 anni);
Rotazione = 243 g; Temperatura = 480 °C; distanza media dal sole = 108.000.000 Km (0,72 u.a.); atmosfera
densa con anidride carbonica (effetto serra). Massa = 0,814 rispetto alla terra.
Marte: ultimo pianeta terrestre, il 4° del sistema solare. Densità = 3,96 g/cm3; diametro = 6840 km;
rivoluzione = 687 g (1,88 anni); rotazione = circa 24 ore; distanza dal sole = 228 milioni di km (1,52 u.a.); due
satelliti = Phobos e Deimos; pianeta rosso per la presenza di minerali rossi; atmosfera rarefatta; temperatura
= circa –50 °C. Presenza di acqua sotto forma di ghiaccio nel sottosuolo. Massa = 0,108
Pianeti esterni o gioviani o solari
Giove: il più grande pianeta del sistema, un sole mancato. Ha 68 satelliti tra cui Io, Ganimede, Callisto,
Europa …
Densità = 1,32 g/cm3; diametro circa 142.800 km; rivoluzione = 11,86 anni; rotazione = circa 10 ore; distanza
dal sole = 779 milioni di km (5,20 u.a.); atmosfera striata con bande chiare (calde) e scure (fredde); ha una
macchia rossa caratteristica; ha una struttura a zone concentriche a base di H, He, roccia e ghiaccio. Massa =
317,820 rispetto alla Terra.
Saturno: come Giove, ha una densa atmosfera a fasce e bande colorate; la caratteristica più evidente è
costituita dagli anelli, formati da roccia e ghiaccio. Ha 62 satelliti di cui Titano con 5.800 km di diametro è il
più grande del sistema. Densità = 0,70 g/cm3; diametro = 120.000 km; rivoluzione = 29.46 anni; rotazione 10
ore e 38 minuti; atmosfera con CH4 e NH3; struttura a zone concentriche come Giove; distanza dal Sole =
1.428.000.000 km (9,54 u.a.); temperatura superficiale = - 180 °C. Massa = 95,110.
Urano: diametro = 53.600 km; ha 27 lune, 10 anelli; distanza dal sole = 2.871.000.000 km (19,18 u.a.);
costituzione = He + CH4 + H + NH3; struttura a zone concentriche; rotazione = 10 ore e 40 minuti;
rivoluzione = 84 anni; densità = 1.32 g/cm3; asse rotazione adagiato sul piano orbitale; temperatura = - 214
°C. Massa = 14,540. E’ stato scoperto nel 1781.
Nettuno: 5 anelli; temperatura = - 220 °C; diametro = 49.700 km; 13 satelliti; distanza dal sole = 4,5 miliardi
di km (30 u.a.); composizione = elio + metano + ammoniaca + idrogeno. Densità = 1.64 g/cm3; rotazione =
15 ore 50’; rivoluzione = 165 anni; massa = 17,140. E’ stato scoperto nel 1846.
pianeti esterni o gioviani o superiori
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Pianeti nani
1. Plutone (pianeta nano): atmosfera assente; diametro 4000 km forse; distanza dal sole = 5.9 miliardi
di km (39,44 u.a.); 5 satelliti tra cui Caronte; rotazione = 6g9h; rivoluzione = 248 anni; densità forse 2
g/cm3; temperatura superficiale = - 230 °C. E’ formato da roccia e ghiaccio. Massa = 0,002. E’ stato
scoperto nel 1930.
2. Haumea (2004) con due satelliti
3. Eris con 1 satellite
4. Cerere (955 km)
5. Makemake.
N.B: Il sistema solare comprende 180 lune classificate in 3 gruppi:
quelle composte da roccia
quelle fatte di ghiaccio
quelle che prevedono una combinazione di roccia e ghiaccio.
I satelliti più grandi sono:
1. Titano con un diametro di 5.800 km
2. Tritone con un diametro di 5.200 – 6.900 km
3. Ganimede 5.200-6.900 km
4. Luna con diametro di 3.476 km
5. Europa con un diametro di 3.130 km
6. Callisti, Io ………………..
Asteroidi = sono corpi rocciosi situati tra Marte e Giove. Sono 40-50.000. Es: Pallade, Vesta,
Giunone, Apollo ………
Comete = grossi ammassi di gas (CO2, NH3) e vapori congelati, con frammenti di roccia + composti
metallici, con qualche decina di km di diametro. Si muovono lungo traiettorie allungate ellittiche. Hanno
una testa (=nucleo + chioma o mantello di ghiaccio) e una coda.
Meteoroidi, distinti in meteore e meteroriti = corpi solidi più grandi. Possono essere distinti in sideriti
(metalli), aeroliti (roccia, silicati) e sideroliti (roccia + metalli).
LEGGE DI TITIUS – BODE
Permette di conoscere, con buona approssimazione, la distanza “pianeti-sole”. Si scrivono numeri
in progressione che, a partire dal secondo, siano doppi del precedente:
0 – 3 – 6 – 12 – 24 – 48 – 96 – 192 -………….
A ciascuno si aggiunge 4:
4 – 7 – 10 – 16 – 28 – 52 – 100 – 196 ………
si divide ciascuna cifra per 10:
0.4 – 0.7 – 1,0 – 1,6 – 2,8 – 5,2 – 10,0 – 19,6 ………
Mercurio
Venere
Terra
Marte
Pianetini Giove
Saturno Urano……………..
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LA GEODESIA (nata nel '600)
Forma e dimensioni e moti della Terra
Contenuti:
La forma della Terra e le dimensioni, secondo i metodi geodetici antichi (Eratostene, Posidonio) e
moderni (triangolazioni, trilaterazioni, aerofotogrammetria, telerilevamento)
Il reticolato geografico e le coordinate (polari e geografiche)
I movimenti della Terra: definizioni, senso, durata, prove e conseguenze.
Obiettivi in termini di conoscenze e competenze
Obiettivi formativi:
Comprendere che la scienza possiede una intrinseca tendenza alla quantizzazione
Capire che i fenomeni naturali possono venire descritti con buona approssimazione
mediante grafici, carte e modelli.
Obiettivi metodologici:
Impostare dal punto di vista storico il problema della forma e delle dimensioni della Terra
Esporre le osservazioni e le misure che hanno costretto gli studiosi a mutare nel tempo le
loro teorie circa la forma della Terra
Spiegare vantaggi e limiti dell’assumere l’ellissoide come modello di riferimento per la
forma della Terra.
Obiettivi gnoseologici:
Possedere il concetto di proporzionalità e riduzione in scala
Costruire e leggere un grafico
Discutere il problema della forma della terra
Elencare le principali dimensioni della terra
Definire ed elencare i vari tipi di orizzonte
Definire e distinguere geoide ed ellissoide
Discutere il metodo geodetico di Eratostene e Posidonio
Esporre il metodo della triangolazione e dell’aerofotogrammetria
Definire e spiegare l’orientamento terrestre, le coordinate geografiche e le carte…
Obiettivi operativi:
Eseguire esercizi con le potenze e le proporzioni
Costruire e leggere grafici vari, semplici piante e mappe, carte geografiche…..
STRUMENTI MATEMATICI
Le potenze
La proporzionalità: si intende l’uguaglianza di rapporti “1 : 2 = 2 : 4 = 3 : 6“. In questo caso il
fattore di proporzionalità o ragione è 2. E’ un’espressione matematica che permette di
calcolare il 4° proporzionale conoscendone tre. Viene usata sia per i grafici sia le carte
geografiche.
Le scale: applicano le proporzionalità e le potenze. Esistono scale numeriche e grafiche.
La forma e le dimensioni della Terra: carta di identità della Terra
La scienza moderna che studia la forma e i metodi di misurazione della Terra si chiama geodesia.
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IDEA GUIDA
La forma più diffusa nell’Universo è quella sferica, perché assicura il massimo di
uniformità in tutte le direzioni: infatti i raggi di una sfera sono tutti uguali.
Ciò è in accordo con il fatto che la forza fondamentale dell’Universo è la forza
gravitazionale che si manifesta con la medesima intensità in tutte le direzioni e, quindi,
produce oggetti sferici.
L’idea che la Terra sia sferica è molto antica. Già Pitagora l’aveva proposta nel 5° secolo a.C.,
come esigenza di armonia e di perfezione (ragione teorica o deduttiva). Aristotele propose anche
una serie di osservazioni empiriche o induttive.
La Terra non è perfettamente sferica, ma ha una forma irregolare, bitorzoluta. Essa è come
un’arancia con un po’ di gobbe. Probabilmente esse sono dovute al fatto che la Terra non è
omogenea, cioè in essa le masse non hanno una distribuzione uniforme.
Pertanto, la gravità (proporzionale alle masse) stiracchia il globo terrestre deformandolo.
La deformazione più importante è lo schiacciamento polare.
Prove della sfericità terrestre
1.
2.
3.
4.
5.
l’ombra circolare proiettata sulla Luna nelle eclissi di Luna;
l’altezza della stella Polare, che aumenta andando verso Nord;
i viaggi di circumnavigazione del globo;
le foto ottenute dalle navicelle spaziali;
la circolarità dell’orizzonte.
Concetto di orizzonte
Per orizzonte si intende il confine tra cielo e Terra. Bisogna distinguere diversi tipi di orizzonte:
1. orizzonte apparente: tangente alla sfera terrestre passante per il piede della perpendicolare
condotta dall’osservatore alla superficie;
2. orizzonte visivo o sensibile: linea circolare che comprende la superficie osservabile. Il
raggio dell’orizzonte visivo (R) aumenta con l’altezza dell’osservatore (H): R =
H (2r + H ) dove r = raggio terrestre. Esso dipende dalla quota dalla quale si osserva.
3. orizzonte astronomico: piano parallelo all’orizzonte apparente passante per il centro della
Terra.
La forma sferica non è un fatto casuale. Infatti, nel caso di un corpo celeste superiore a certe
dimensioni, la forza di gravità prevale sui legami chimici molecolari. Si creano dei tiranti
gravitazionali che agiscono radialmente facendo assumere una forma sferica …
Nei corpi di dimensioni minori l’effetto dei legami chimici non viene superato da quello
dell’attrazione gravitazionale. Di conseguenza il grumo di materia si accresce in modo casuale
e finisce per mantenere una forma irregolare.
La forma del nostro pianeta, però, come già riferito, non è quella di una sfera perfetta, ma
irregolare (sferoide), e non è esprimibile con le formule della geometria solida.
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La terra è dotata di rotazione e tale moto ha contribuito a modificare la forma terrestre,
che si presenta schiacciata ai poli e rigonfia all’equatore;
L’intensità della gravità terrestre varia nei diversi punti: è maggiore ai poli che
all’equatore;
La lunghezza sul meridiano di un grado di latitudine è maggiore al polo che
all’equatore.
La deformazione più importante è lo schiacciamento polare. Per la geodesia è necessario
razionalizzare la forma della Terra, cercando di minimizzare le irregolarità e attribuire alla
Terra una forma che sia trattabile con le regole della matematica e della geometria.
Ciò venne fatto introducendo due concetti:
1. Il geoide (geo = terra; eidos = somiglianza): poiché la forma della Terra non è
assimilabile a nessun solido geometrico, ma è bitorzoluta si è introdotto tale
concetto. Esso è un solido ideale, la cui superficie in ogni punto è perpendicolare al
filo a piombo e passante per il livello medio del mare (quota zero). La superficie del
geoide, però, anche se più vicino alla forma reale della Terra rispetto all’ellissoide, è
difficile da individuare e non è esprimibile con un algoritmo, cioè con una formula
matematica. Il concetto di geoide è legato alla perpendicolarità del luogo.
2. Ellissoide di rotazione: solido ideale la cui superficie è generata da un’ellisse che
ruota attorno al suo asse minore. Dato che la deformazione terrestre maggiore è lo
schiacciamento polare, questa figura è abbastanza prossima alla forma reale della
Terra ed è esprimibile matematicamente e, pertanto, viene usata per i calcoli di
geodesia e per costruire le carte geografiche. E’ legato alle medie delle misure
terrestri.
Ma per costruire l’ellissoide terrestre occorrono le misure di due assi (maggiore e minore) e
stabilire le medie. A causa delle piccole irregolarità nell’andamento della gravità, la superficie
dell’ellissoide risulta più elevata, rispetto al geoide, presso gli oceani, più depressa presso i
continenti. Si tratta di scostamenti,molto limitati, massimo 120 metri.
Siccome, però, il geoide è un solido irregolare, i geodeti fanno riferimento all’ellissoide, per
definire le dimensioni della terra. Gli ellissoidi di rotazione più importanti proposti restano due:
L’ellissoide internazionale, determinato mediante misure a terra, adottato nel 1924.
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L’ellissoide astrogeodetico determinato nel 1968 mediante satelliti artificiali.
DIMENSIONE
Raggio equatoriale (a)
Raggio polare (b)
Raggio medio
Lunghezza equatore
Lunghezza meridiano
Schiacciamento polare (a – b /a)
Sup. terre emerse
Sup. terre sommerse
Superficie Terra
Densità media
Accelerazione gravità
MISURA
6.378 km
6.357 km
6.368 km
40.077 km
40.009 km
1/297
149.400.000 km2
360.700.000 km2
510.100.000 km2
5.52 g/cm3
9.81 m/s2.
METODI GEODETICI ANTICHI
metodo di Eratostene di Cirene ( 276 - 195 a.C.): in base alla distanza tra Siene (attuale
Assuan – Egitto) ed Alessandria d’Egitto ed utilizzando il Sole, calcolò la circonferenza
della Terra in 250.000 stadi egiziani (1 stadio = 157.5 m), pari a 39.375 km. Secondo altri
studiosi, Eratostene calcolò una circonferenza di 40.500 km, considerando l’angolo di 7° e
non di 7°12’.
metodo di Posidonio (II secolo a.C.): misurò l’angolo di meridiano tra Rodi ed Alessandria,
utilizzando non il Sole, bensì la stella Canopo. Egli ottenne per la circonferenza terrestre la
lunghezza di 240.000 stadi, cioè 37.800 km.
N.B. Nel 1492 Cristoforo Colombo, immaginava una circonferenza terrestre di circa 32.000 km.
METODI GEODETICI MODERNI
Metodo delle triangolazioni e delle trilaterazioni: i geodeti hanno fissato dei capisaldi
geodetici (vertici di triangoli in cui hanno suddiviso il territorio, triangoli di 1° ordine, di
2°, di 3°). La distanza tra un caposaldo e l’altro viene definita base geodetica. Le basi sono
state ricavate con la triangolazione e la trilaterazioni.
La triangolazione usa la trigonometria per calcolare angoli e misurare lati di triangoli.
Partendo da una base nota (AB) e fissato un vertice (C), con un teodolite si misurano gli
angoli alla base e si calcolano i lati del triangolo. Si rilevano anche quote, oltre a distanze
lineari
La trilaterazione usa un raggio laser e un’apparecchiatura calcola automaticamente lati ed
angoli in base al tempo di andata e ritorno del raggio laser.
Aerofotogrammetria: rileva distanze e quote del terreno partendo da foto aeree scattate da
aerei e lette per mezzo di restitutori.
Telerilevamento (remote sensing o rilevamento a distanza): ecografia radar da un satellite
artificiale. E’ una fotografia orbitale per ricerche minerarie, per monitorare l’inquinamento.
L’ORIENTAMENTO: SISTEMI DI RIFERIMENTO
Orientarsi significa determinare una direzione sulla superficie terrestre. Fin dall’antichità l’uomo
per orientarsi usò i quattro punti cardinali: nord, Sud, Est, ovest, che insieme agli intermezzi
formano la rosa dei venti. Essa indica i punti cardinali e i loro intermedi. Il nome deriva dal fatto
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che, presso i naviganti, si usa sostituire il nome del punto cardinale col nome del vento spirante in
quella direzione.
Per il Nord si usa la bussola
Per il Sud la culminazione del sole o della luna sull’orizzonte
Per l’Est il sorgere del sole
Per l’Ovest il tramontare del sole.
Per poter localizzare, cioè determinare la posizione esatta di qualunque punto sulla Terra, i
geografi hanno stabilito alcuni punti e linee di riferimento.
I poli sono punti dove passa l’asse di rotazione terrestre.
L’equatore è una linea che segna la circonferenza massima della Terra ed è equidistante dai poli.
Esso divide il globo terrestre in due emisferi: nord o boreale; sud o australe. Esso svolge la stessa
funzione che ha l’asse delle ascisse nel grafico cartesiano.
I paralleli sono linee parallele tra loro e all’equatore, in tutto sono 180 di cui 90 a nord e 90 a sud.
Il 90° parallelo è un punto e coincide con i poli. Alcuni paralleli sono importanti perché servono a
segnare i confini delle fasce climatiche.
I meridiani sono linee che uniscono i poli, sono tutti uguali e tagliano la Terra in tanti spicchi
uguali. Il meridiano fondamentale è il meridiano 0, o meridiano di Greenwich. I meridiani sono
360 di cui 180 ad est e 180 ad ovest. Il meridiano fondamentale svolge la stessa funzione dell’asse
delle y (ordinata) nel grafico cartesiano. Il termine meridiano vuol dire mezzogiorno. Infatti, il
meridiano è la linea che congiunge i punti della Terra dove è mezzogiorno nello stesso momento.
RETICOLATO GEOGRAFICO = l’incrociarsi, la rete dei meridiani e dei paralleli, le cui maglie
sono costituite da trapezi sferici o trapezoidi, eccetto ai poli dove ci sono triangoli sferici o
triangoloidi.
N.B. – A causa dello schiacciamento polare della Terra, la lunghezza dell’arco di un grado di latitudine o di
meridiano va crescendo dall’equatore ai poli: varia da 110,575 km a 111,699 km, con una media di circa 111
km, la cui 60a parte = 1852 metri (miglio marino e geografico (mentre il miglio terrestre = 1609 m). La
lunghezza di un grado di longitudine o di parallelo è, invece, molto più variabile, perché i paralleli non sono
tutti uguali tra loro: all’equatore ≅ 111 km, ai poli = zero.
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COORDINATE POLARI O TOPOGRAFICHE
Servono per l’orientamento o posizione relativa di un punto sulla Terra.
•
•
azimut: angolo α formato dalla congiungente il centro dell’orizzonte con il nord e la
congiungente il centro orizzonte con il punto in esame.
distanza: segmento che congiunge il punto con il centro orizzonte dove si immagina situato
l’osservatore.
ORIENTAMENTO ASSOLUTO
Per indicare la posizione assoluta di un punto sulla Terra si usano le coordinate geografiche:
•
•
•
latitudine: da latus = larghezza <<distanza angolare di un punto dall’equatore, misurata sull’arco di
meridiano che passa per quel punto. Si parla di latitudine nord e latitudine sud, massimo 90°>>.
longitudine, da longus = lunghezza: è <<distanza angolare di un punto dal meridiano fondamentale,
misurata sull’arco di parallelo che passa per il punto in esame. Può essere est, ovest. Massimo 180°>>.
altitudine = distanza verticale di un punto rispetto al livello del mare, misurata lungo la
verticale passante per il punto.
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DETERMINAZIONE
1. latitudine = può essere calcolata misurando l’altezza del sole a mezzogiorno che nei giorni
equinoziali = al complemento della latitudine, cioè: latitudine = 90° - H sole
Nei giorni non equinoziali si ha: Latitudine = 90° - H sole ± δ, dove δ = declinazione solare =
entità dello spostamento del sole sulla sfera celeste rispetto all’equatore.
+ nel semestre estivo, - nel semestre invernale.
2. longitudine = sulla base della differenza tra l’ora locale e quella del meridiano fondamentale,
sapendo che il sole impiega 24 h per percorrere 360°, 1 h / 15° e 4’/ 1°.
Cioè 360° : 24 = 15° ; 60° : 15 = 4’
Esempio a Greenwich = ore 12, nel nostro luogo = ore 10:
12 - 10 = 2 ore di differenza per cui 2 x 15 = 30° (ovest perché l’ora è maggiore a Greenwich).
Esempio a Greenwich = ore 14, da noi = ore 16.20, differenza = 2 ore e 20 minuti per cui si avrà:
2 x 15 = 30° ; 20’ : 4’ = 5°, longit. = 35° est.
3. DETERMINAZIONE ALTITUDINE
a) Con le levate topografiche o livellazioni, usando le stadie verticali e le livelle orizzontali
b) Attraverso le triangolazioni applicate nel piano verticale
c) Con l’uso dell’altimetro, ossia uno strumento che ricava l’altezza dalla differenza di
pressione atmosferica tra il piede di una montagna e la sua cima.
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LA MECCANICA CELESTE
INTRODUZIONE
La geografia matematica o astronomica, branca della geografia, si occupa dello studio dei corpi
celesti e della Terra come astro. Ne evidenzia le caratteristiche morfologiche, strutturali,
chimico-fisiche, i movimenti, l’evoluzione….
LA MECCANICA CELESTE: cinematica e dinamica celeste
Il sistema solare è piuttosto ballerino, nel senso che tutto si muove. Ma qual è la forza che
muove la macchina celeste? Il problema viene studiato da un ramo dell’astronomia: la
meccanica celeste, che analizza il movimento sia nelle sue traiettorie (cinematica), sia nelle sue
cause, cioè nella forza genetica (dinamica).
Tutti i corpi che fanno parte del Sistema Solare gravitano attorno al Sole seguendo le quattro
leggi della meccanica celeste, in altre parole le tre leggi di Keplero (come) e quella di Newton
(perché).
La cinematica celeste fu studiata da Copernico, Brahe, Keplero in riferimento al sistema
solare, ma le sue conclusioni si applicano a qualunque oggetto celeste orbitante attorno ad
un altro. Essa è riassumibile nelle tre leggi di Keplero (primo astronomo ad applicare la
matematica all’astronomia).
Idea guida
La forza gravitazionale (quale forza attrattiva direttamente proporzionale alle masse e inv. prop.
al quadrato della distanza dei corpi interessati) spiega tutti i movimenti dell’universo. Essa fa
orbitare i pianeti attorno al Sole e la Luna attorno alla Terra; fa in modo che la loro velocità sia
massima vicino all’astro centrale e minima lontano dal sole; infine, condiziona la velocità di
rivoluzione attorno al Sole, massima per i pianeti vicini e minima per i pianeti lontani. La forza
gravitazionale è una forza fondamentale, nel senso che è primitiva, irriducibile a qualunque altra.
Le altre forze fondamentali sono quella elettrodebole (elettricità, reazioni chimiche, decadimento
beta) e quella nucleare forte (energia di fusione e fissione).
le leggi di Keplero (tedesco - boemo)
Espongono con buona approssimazione le caratteristiche di moto dei pianeti intorno al Sole ed i
rapporti reciproci tra questi moti. Sono leggi empiriche, frutto di osservazioni ma senza
fondamento teorico. Spiegano solo come si muovono i pianeti e non il perché: ai tempi di Keplero
la gravità era un concetto ancora sconosciuto. Sono state enunciate da Keplero tra il 1609 e il 1619,
sulla base di numerose osservazioni eseguite dall’astronomo Tycho Brahe (danese).
prima legge: legge delle orbite (1609)
I PIANETI DESCRIVONO ORBITE ELLITTICHE ATTORNO AL SOLE, IL QUALE OCCUPA
UNO DEI FUOCHI.
Com’è noto dalla geometria, l’ellissi è una curva piana, chiusa, in cui si distinguono un asse
maggiore e un asse minore. Sull’asse maggiore si individuano due punti detti fuochi, in modo che
la somma delle loro distanze da qualsiasi punto della curva è costante ed uguale all’asse maggiore
(proprietà dell’ellissi).
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L’asse maggiore, passante per i due fuochi, è detto linea degli absidi o apsidi; esso tocca l’orbita in
due punti: afelio, punto più lontano dal sole; perielio, punto più vicino al sole. Il perielio e l’afelio
sono anche i punti di massima curvatura dell’orbita ellittica (apsis = curvatura). L’eccentricità
dell’orbita dipende dal rapporto tra la distanza dei due fuochi e la misura dell’asse maggiore, per
la terra = 1/60.
Conseguenza 1a legge: ne consegue che il pianeta non mantiene sempre la stessa distanza dal Sole, ma ora si trova
più lontano (afelio), ora più vicino (perielio).
seconda legge di Keplero (1609): legge delle aree o delle velocità
Si può enunciare in più modi:
Il raggio vettore, che unisce il centro del Sole al centro del Pianeta, descrive aree uguali
in tempi uguali;
Le velocità angolari dei pianeti sono inversamente proporzionali ai quadrati delle loro
distanze dal centro del sole (V/Va = Ra2/R2);
Gli archi percorsi da un pianeta in tempi uguali sono inversamente proporzionali alle
rispettive distanze dal centro del Sole.
Da questa legge deriva che la velocità dei pianeti nel moto di rivoluzione è varia nei vari punti
dell’orbita: massima in perielio (30 Km/s per Terra), minima in afelio (29 Km/s per la Terra).
I due tratti AB e CD non sono uguali; se analizziamo i triangoloidi β (A-sole-B) e Z (C-sole-D) troveremo che
misurano la stessa superficie. Poiché i tratti AB e CD vengono percorsi nello stesso tempo e poiché AB > CD,
la velocità in perielio è maggiore che in afelio.
TERZA LEGGE DI KEPLERO (1619): Legge dei tempi
“i quadrati dei tempi (di rivoluzione) impiegati dai pianeti a descrivere le loro orbite (periodo
orbitali), sono proporzionali ai cubi delle rispettive distanze medie dal sole”.
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In formula: D3/P2 = costante; R3/T2 = K; T2/R3 = K.
Da questa legge deriva che più un pianeta è lontano dal Sole, più è lento il suo moto di
rivoluzione. I pianeti, sottoposti alla gran forza d’attrazione (centripeta) del Sole, per non cadere su
di loro devono opporre a questa forza un’altra che agisca in senso contrario; questa è la forza
centrifuga. Siccome quest’ultima, come c’insegna la fisica, aumenta al crescere della velocità, i
pianeti più vicini, essendo attratti con maggiore intensità dei più lontani, devono muoversi più
velocemente.
Giove: T = 11,86 anni; D = 5,2 UA per cui: (11,86)2 / 5,23 = 1 ;
Terra: T = 1; D = 1 UA T2/D3 = 1
Mercurio: T = 88 gg cioè 0.241 anni ; D = 0,39 UA, 0.2412/0.393 = 1
Venere: T = 225 gg = 0.616 anni; D = 0.723 ua 0.6162/0.7233=1
Marte: T = 687 gg = 1,88 anni; D = 1,524 UA 1,882/1,5243=1.
Saturno: T = 29,5 anni; D = 9,539 UA, 29,52/9,5393=1
Urano: T = 84 anni; D = 19,18 UA, 842/19,183 = 1
Nettuno T =165 anni; D = 30 UA, 1652/303 = 1
LA DINAMICA CELESTE: QUARTA LEGGE DELLA MECCANICA CELESTE, LA
GRAVITAZIONE UNIVERSALE DI NEWTON (inglese)
La dinamica celeste fu studiata da Newton che nel 1687 enunciò la sua legge, fornendo una descrizione delle
forze agenti nel sistema attraverso la legge della gravitazione universale.
Newton introdusse l’idea di una forza fondamentale, attrattiva, che agisce in proporzione diretta alle masse
e in proporzione inversa al quadrato delle distanze.
La forza gravitazionale è fondamentale nel senso che non è riconducibile a nessun’altra: fa parte della
struttura dell’universo. Essa governa tutti i moti dell’Universo, purché a scala non piccolissima; è la colla che
tiene insieme gli oggetti cosmici, permettendo a ciascuno una certa indipendenza, ma anche assicurando la
relazione tra loro.
Nasce, così, la sinfonia o armonia del Cosmo: la complessità sistemica è applicabile all’intero Universo. La
legge della gravitazione universale è di fondamentale importanza in astronomia perché spiega il movimento
dei corpi celesti. Secondo Newton, tutti i corpi sono dotati di massa e si attraggono con una forza F, detta
gravitazionale, che risponde alla seguente legge:
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La legge si può così enunciare:
“due corpi di massa M ed m, posti ad una distanza R, si attraggono con una forza F che è direttamente
proporzionale al prodotto delle loro masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza”.
Questa legge ci permette di capire perché i pianeti descrivono intorno al Sole un’orbita
ellittica; infatti, essi sono soggetti a due forze: quella centripeta (attrattiva) e quella
centrifuga che imprime loro la velocità. Tali forze si compongono fra loro e danno come
risultante una forza che permette di capire il tipo di traiettoria descritta.
Secondo la legge di Newton, il pianeta e il Sole vanno considerati come un sistema nel
quale i due corpi interagiscono. Il sistema ha un baricentro (G) o centro di massa, attorno al
quale ambedue i corpi si muovono. Se due corpi hanno massa uguale, il centro di massa si
trova nel punto medio del segmento che li congiunge. Se i due corpi hanno masse diverse,
il centro di massa si trova più vicino al corpo di massa maggiore.
Poiché la massa del Sole è enormemente più grande di quella della Terra, il baricentro del
sistema Terra-Sole si trova dentro la sfera del Sole, non molto lontano dal centro del Sole.
Pertanto, la Terra ruota intorno al Sole. Infatti, la parola “pianeta” dal greco significa
“vagabondo”, “errante”.
I MOVIMENTI DELLA TERRA
Come tutti i pianeti del sistema solare, la Terra è caratterizzata da due movimenti principali:
Il moto di rotazione intorno al proprio asse;
il moto di rivoluzione intorno al sole.
Ma compie anche movimenti più complessi e millenari:
il moto conico dell’asse in 26.000 anni;
le nutazioni in 18 anni e mezzo;
mutamento inclinazione asse terrestre in 40.000 anni;
variazione eccentricità orbita in 92.000 anni
traslazione: movimento con i corpi del sistema solare verso la costellazione di Ercole (200
milioni di anni).
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IL MOTO DI ROTAZIONE
E’ il movimento che la Terra compie ruotando in senso antiorario (ovest-est, moto diretto) intorno al proprio
asse immaginario che passa per i due poli (asse terrestre o di rotazione, è inclinato di 23°27’ rispetto alla
perpendicolare al piano dell’orbita e di 66°33’ rispetto al piano orbitale. Il moto di rotazione è diretto perché
avviene nello stesso senso del moto di rivoluzione, eccetto Venere ed Urano che ruotano da est ad ovest.
COMPONENTI DEL MOTO DI ROTAZIONE
velocità angolare = 360°/24 h = 15°/h = angolo descritto da un qualsiasi punto della superficie
terrestre (escluso i poli) nelle 24 ore. Essa è identica a tutte le latitudini ad eccezione dei poli dove è
zero.
velocità lineare o tangenziale = distanza lineare percorsa da un punto nell’unità. Varia con la
latitudine: massima all’equatore = 463 m/s = 1668 km/h; minima ai poli dove è nulla.
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La velocità lineare è massima all’equatore, zero ai poli. Infatti, il punto A” posto sull’equatore deve
percorrere un arco più lungo per passare in B”, rispetto all’arco percorso dal punto A per passare in B.
Senso = ovest – est; diretto, antiorario.
Durata = giorno sidereo = 23h 56’ (vera durata della rotazione), giorno solare = 24h
Giorno sidereo (sidus = astro) = intervallo che intercorre tra due culminazioni successive di una stella
sullo stesso meridiano.
Giorno solare: intervallo tra due culminazioni successive del sole su di uno stesso meridiano terrestre.
Va da mezzogiorno a mezzogiorno, mentre il giorno civile va da mezzanotte a mezzanotte.
Giorno = rotazione completa della terra intorno al proprio asse in 24 ore = dì (parte illuminata) + notte
(parte non illuminata).
PROVE DELLA ROTAZIONE
Prova moderna: viaggi nello spazio.
Prove storiche:
1.
2.
3.
4.
5.
Esperienza di Guglielmini (1791), deviazione verso est dei corpi che cadono da notevole altezza;
l’entità della deviazione dipende dalla latitudine (massima all’equatore, nulla ai poli)
Esperienza di Foucault (1851)
Analogia con altri pianeti
Schiacciamento polare.
Variazione dell'accelerazione della gravità a causa dello schiacciamento polare.
CONSEGUENZE
1.
Alternarsi del dì e della notte, separati da una linea immaginaria detta circolo d’illuminazione: se la
terra fosse immobile, si avrebbe un emisfero sempre illuminato e un emisfero sempre al buio, perciò
la vita non sarebbe possibile sulla Terra.
2.
Moto apparente diurno del sole e della sfera celeste est-ovest
3.
Legge di Ferrel: “Corpi liberi in movimento (venti, correnti marine…) a causa della rotazione, subiscono una
deviazione della loro traiettoria verso destra nell’emisfero boreale e verso sinistra nell’emisfero australe”.
L’entità della deviazione dipende dalla latitudine. Il valore di questa forza deviante è stata calcolata
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da Coriolis e dipende dalla latitudine. E’ una forza apparente perché ciò che realmente si sposta a
velocità diversa è la Terra.
4.
Schiacciamento polare a causa della forza centrifuga che determina la velocità di rotazione;
5.
Variazione del peso dei corpi con la latitudine (dirett. prop.): ai poli i corpi pesano di più perchè più
vicini al centro della Terra.
prova di Guglielmini
Prova di Foucault
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Legge di Ferrel
MOTO DI RIVOLUZIONE
CARATTERISTICHE DEL MOTO DI RIVOLUZIONE
La Terra possiede anche un movimento di rivoluzione ellittico attorno al Sole, in senso diretto da
ovest ad est, in base alla 1a legge di Keplero, con velocità massima (30,3 km/s) in perielio e minima in
afelio (29,3 km/s) in base alla 2a legge di Keplero. La distanza dal sole è massima in afelio, con
152.000.000 di Km (3 luglio) e minima in perielio con 147.000.000 km (3 gennaio).
L’orbita terrestre è un’ellisse di 940.000.000 km, pochissimo schiacciata (1/297), complanare alla
traiettoria annua del Sole (eclittica) per questo anche l’orbita terrestre è chiamata eclittica.
Il piano dell’orbita terrestre (piano dell’eclittica) è inclinato di 23°27’ rispetto al piano equatoriale e la
linea in cui i due piani si intersecano si chiama “linea dei nodi”. I punti di intersezione si chiamano
punti equinoziali. La Terra passa per il punto equinoziale di primavera (γ) il 21 marzo ed il 23
settembre per il punto Ω equinozio d’autunno.
I punti solstiziali, invece, sono due punti dell’eclittica più lontani dal piano equatoriale e la linea che
li congiunge si chiama linea dei solstizi (21 giugno e 22 dicembre).
Durante il movimento, l’asse terrestre si mantiene parallelo a se stesso; esso inoltre è inclinato di
23°27’ rispetto alla normale e di 66°30’ rispetto al piano dell’orbita.
L’inclinazione e il parallelismo dell’asse terrestre sono di particolare importanza perché da loro
derivano rilevanti conseguenze della rivoluzione (diversa durata dì e notte, diversa H del sole…,
alternarsi delle stagioni).
DURATA
Intervallo detto anno, della durata di 365 g. Si può calcolare o riferendosi al Sole o ad una stella qualsiasi.
Nel primo caso, si parla di “anno solare o tropico”= 365gg5h 48m ed è l’intervallo tra due successive
culminazioni del sole rispetto ad un punto equinoziale.
Nel secondo caso, “anno sidereo” = 365gg6h9m = intervallo tra due successive e contemporanee
culminazioni del sole e di una stella sullo stesso meridiano terrestre (misura l’effettiva durata del moto).
PROVE
PROVE STORICHE:
1.
analogia con altri pianeti
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2.
apparente moto retrogrado del sole sulla sfera celeste nel corso dell’anno (est-ovest)
3.
aberrazione della luce stellare (Bradley, 1728)
4.
prova della parallasse stellare (Bessel, 1838): fenomeno per cui un oggetto sembra spostarsi rispetto
allo sfondo se si cambia il punto di osservazione.
5.
periodicità di sciami di stelle.
PROVA MODERNA: i viaggi interplanetari.
prova diretta di Bessel (1838): fenomeno della parallasse
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CONSEGUENZE RIVOLUZIONE TERRESTRE
1. apparente moto annuo del sole nella sfera celeste (descrizione dell’eclittica solare)
2. diversa durata del di’ e della notte durante l’anno a causa del parallelismo ed inclinazione
asse)
3. alternarsi delle stagioni (…inclinazione asse)
4. diversa durata del giorno solare e sidereo
5. variazione altezza sole sull’orizzonte
6. diversa inclinazione raggi solari
7. le 5 zone astronomiche, cioè porzioni della superficie terrestre con condizioni climatiche
caratteristiche.
INTERPRETAZIONE CONSEGUENZE
Diversa durata del dì e della notte: è dovuta all’inclinazione e al parallelismo asse terrestre durante la
rivoluzione. In caso contrario, il circolo d’illuminazione coinciderebbe sempre con un meridiano e tutti i
paralleli sarebbero divisi sempre a metà, perciò il dì sarebbe uguale alla notte. Questo, invece, non
accade perché, a causa del moto di rivoluzione, il circolo di illuminazione coincide con un meridiano
solo due volte l’anno (giorni equinoziali).Durante gli altri giorni dell’anno il circolo d’illuminazione
divide i paralleli in parti ineguali, perciò il dì e la notte hanno durata diversa.
diversa altezza del sole a mezzogiorno nei vari punti della Terra e nei diversi giorni: se la Terra non
fosse dotata di rivoluzione, il Sole avrebbe un’altezza diversa nei vari punti in relazione alla sua sfericità,
ma alla stessa ora l’altezza del Sole sarebbe costante, cioè pari al complemento della latitudine. Ma
questa situazione accade solo nei giorni equinoziali. Infatti, succede questo:
EQUINOZIO
SOLSTIZIO
equatore:
H = 90°
tropico cancro: H = 66°30’
equatore:
H = 66°30’
tropico cancro: H = 90°
circolo polare:
polo nord:
circolo polare:
polo N :
H = 23°30’
H = 0°
H = 47°
H = 23°30’
diversa inclinazione raggi solari: connessa all’altezza sole. Quando i raggi cadono perpendicolari
riscaldano una superficie minore ma in modo più intenso; quando sono obliqui riscaldano una
superficie maggiore ma con maggior dispersione di calore. Ai Tropici i raggi sono perpendicolari
una volta all’anno, all’equatore due volte, ai Circoli polari mai.
la conseguenza più evidente è data dall’alternarsi delle 4 stagioni: quando da noi è estate la Terra è
in afelio, cioè alla massima distanza rispetto al Sole, quando è inverno la Terra è in perielio. Significa
che la distanza non ha particolare incidenza sulle condizioni climatiche. Fattori importanti, invece,
sono: l’inclinazione dei raggi che dipende dall’altezza del sole, la sfericità terrestre, inclinazione asse terrestre
-
primavera = 93 giorni
estate = 93 giorni
autunno = 90 giorni
inverno = 89 gg.
N.B. – La diversa durata delle stagioni è una diretta conseguenza della 2a legge di Keplero. Quando
il sole si trova in perielio (massima velocità) è inverno, che pertanto dura meno.
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ALTRI MOTI TERRESTRI
Accanto a questi moti principali, verificabili con l’esperienza quotidiana, ne esistono altri secondari, i
cui effetti si manifestano in migliaia di anni, dovuti al fatto che la Terra:
-
non è una sfera perfetta
subisce l’azione gravitazionale solare e lunare.
moto conico dell’asse terrestre: a causa del rigonfiamento equatoriale, il Sole e la Luna esercitano
sull’equatore un’attrazione gravitazionale maggiore, tendente a raddrizzare l’asse terrestre, vale a
dire a farlo coincidere con la perpendicolare al piano. Vale a dire, tende a spostare in senso orario la
linea equinoziale (intersezione tra il piano equatoriale e il piano orbitale). Una rotazione completa
degli equinozi avverrebbe in 25.700 anni, significando anche far raddrizzare l’asse terrestre. Ma a
questo tentativo si oppone il moto di rotazione. L’asse terrestre conserva la sua inclinazione, ma non
la direzione, e nel lungo periodo non si mantiene parallelo a se stesso e cambia direzione,
descrivendo nello spazio un doppio cono, con vertice nel centro della terra, in 26.000 anni da est ad
ovest (retrogrado). Ma a causa dell’attrazione degli altri pianeti, la linea degli absidi (asse maggiore
orbita terrestre) si muove in senso ovest-est andando incontro al movimento precedente che da
26.000 anni dura 21.000, causando la precessione degli equinozi (20m prima ogni anno).
nutazioni (nutatio = oscillazione): oscillazioni asse terrestre, ondulando il cono (18,6 anni)- ciclo di Metone.
variazione eccentricità orbita: in 92.000 anni, da un massimo di 0,065 ad un minimo di 0,0018,
attualmente = 0,017, perché in 92.000 anni varia la differenza tra le distanze “perielio-sole” ed “afeliosole” che attualmente = 5.000.000 km e varia da un massimo di 14.000.000 km ad un minimo di
1.000.000 km, con variazione nell’escursione termica.
variazione inclinazione asse terra: in 40.000 anni l’inclinazione varia da un massimo di 24°20’ ad un
minimo di 22°(aumento dei ghiacciai polari), attualmente = 23°30’, a causa dell’attrazione esercitata
da altri pianeti sulla Terra nel Sistema Solare.
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LA
LUNA
OBIETTIVI
1) Descrivere la luna nelle sue generalità, origine, aspetto, moti
2) Indicare l’importanza della luna per la Terra
3) Definire le lunazioni e i mesi lunari
4) Discutere le conseguenze dei moti lunari e le maree
5) Stabilire le posizioni S-T-L in relazione alle eclissi.
La compagna spaziale della Terra ed unico satellite naturale della Terra. La sua forma non è
perfettamente sferica ma ellissoidale, cioè ellissoide a 3 assi. La luna è uno dei più grandi satelliti
del sistema solare (i maggiori sono Tritone, Ganimede e Titano) con un raggio pari a circa il
doppio rispetto a quello della Luna.
Terra e Luna formano in realtà un sistema binario di pianeti, tuttavia, per semplicità, si considera la Luna un
satellite che gira attorno alla Terra. Il baricentro del sistema Terra-Luna si trova nel sottosuolo terrestre a
circa 2000 km di profondità.
A causa della bassa gravità (1,6 m/s2) la luna non ha né acqua né atmosfera ed è priva di forme di vita.
La mancanza di agenti esogeni e l’assenza di attività vulcanica e sismica delle proporzioni di quelle terrestri,
contribuiscono a mantenere costante nel tempo la morfologia lunare (stabilità del suo aspetto).
Gli unici agenti morfologici attivi sulla Luna sono:
meteoriti
lunamoti (terremoti lunari).
Le caratteristiche della superficie lunare sono il risultato dell’azione di modellamento dovuta all’impatto
delle meteoriti e al vento solare.
Il fatto che l’atmosfera possa essere trattenuta da un corpo celeste dipende da due fattori che svolgono ruoli
opposti:
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1.
2.
Temperatura
Forza di gravità.
La temperatura influenza la velocità delle particelle; maggiore è la temperatura maggiore è la loro tendenza
a sfuggire alla forza di gravità che, invece, tende a trattenerle.
Se la velocità delle particelle supera una certa soglia detta velocità di fuga, l’astro non è più in grado di
trattenerle.
Per ogni astro esiste una velocità di fuga. Per la Terra = 11,2 km/s, per la luna = 2,4 km/s.
La luna ha una densità media = 3,3 g/cm3; una distanza massima dalla Terra = 406.000 km (apogeo), una
distanza minima = 363.000 km (perigeo), con una distanza media di circa 384.500 km.
Ha catene montuose molto elevate, aree pianeggianti dette mari, aree a morfologia complessa dette
continenti. Presenta molti crateri. Il suo aspetto è molto aspro ma costante. I crateri non sono di origine
vulcanica, ma dovuti all’impatto con meteoriti.
La temperatura presenta una forte escursione termica: > 100°C di giorno; < - 150 °C di notte.
La presenza della luna frena il moto di rotazione della Terra e determina le maree.
ORIGINE
1. Ipotesi della fissione o del distacco
2. Ipotesi della cattura
3. Ipotesi dell’accrescimento: la luna si sarebbe formata da un anello di corpuscoli orbitanti intorno
alla Terra
4. Ipotesi dell’impatto: un impatto enorme tra un asteroide e la Terra avrebbe scagliato in orbita
una cospicua quantità di frammenti, la cui successiva aggregazione avrebbe portato alla
formazione della luna.
STADI EVOLUTIVI
1.
2.
3.
4.
5.
6.
Origine luna
prima epoca di vulcanesimo
bombardamento meteoritico
seconda epoca di vulcanesimo
declino attività lunare
attuale stato di quiescenza.
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DIMENSIONI
∅ = 3.476 km cioè ¼ di quello terrestre;
Sup. = 38.000.000 km2, cioè ¼ delle terre emerse della terra;
volume = 22 miliardi di km3, cioè 1/50 di quello terrestre;
Massa ≅ 1/80 di quello della Terra;
Gravità ≅ 1/6 della Terra, cioè 1,6 m/s2.
NB: La nostra luna si allontana dalla Terra di 3 cm/anno. Fra 100.000 anni si troverà 3000 km più lontana
dalla Terra, perché la Terra rallenta il suo moto di rotazione.
MOVIMENTI LUNARI: durata e conseguenze.
1. rotazione da ovest ad est, intorno al proprio asse; durata = 27g 7h 43’
2. rivoluzione da ovest ad est, intorno alla Terra, su un’orbita inclinata di 5° rispetto all’orbita
terrestre con la quale si tocca in due punti chiamati nodi.
Mese sidereo = 27 gg 7 h 43’ = intervallo di tempo tra due
congiunzioni successive della luna con una stella.
DURATA
Mese sinodico = 29g 12h 44’= intervallo di tempo tra due
congiunzioni succ. della luna con il sole.
3. traslazione, con la terra intorno al sole, da ovest ad est.
4. librazioni = oscillazioni di piccola entità a causa dell’attrazione terrestre, per cui si vede poco
più della metà della superficie lunare (59%).
LE LIBRAZIONI LUNARI
Il fenomeno fu scoperto da Galilei che lo chiamò titubazione,. Le librazioni sono di tre tipi:
Librazione in longitudine: ci consente di osservare alternativamente una porzione di
lembo occidentale o orientale della faccia nascosta., perché la luna non percorre la sua orbita
con velocità costante intorno alla terra.
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Librazione in latitudine: per cui i due poli lunari non si mostrano sempre allo stesso
modo. E’ dovuta alla non perpendicolarità dell’asse di rotazione lunare rispetto al piano
orbitale.
Librazione diurna: per cui, a causa della rotazione terrestre, si può vedere parte della
superficie invisibile per circa 1° di ampiezza.
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A. FASI LUNARI: sono i diversi aspetti che la luna mostra in relazione alla sua posizione rispetto
al sole a alla terra.
• novilunio o luna nuova ( Sole – Luna - Terra), congiunzione, eclissi sole
• 1° quarto
• plenilunio o luna piena (Sole – Terra – Luna), opposizione, eclissi lunare
• ultimo quarto.
Novilunio + plenilunio = sigizie; 1° e ultimo quarto = quadrature.
B.
•
•
•
•
•
ECLISSI = occultamento parziale o totale di un astro dovuto ad un altro corpo celeste.
di sole
di luna
parziali
totali
di penombra.
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Le maree: conseguenze della presenza della Luna sulla Terra
La Luna è amica della vita perché mantiene stabile l’asse terrestre, genera le maree e regola i cicli
riproduttivi di molti animali. Senza la Luna il nostro pianeta non sarebbe lo stesso.
Le conseguenze più importanti sono le maree, cioè innalzamenti e abbassamenti periodici del
livello del mare a causa dell’attrazione lunare.
Ci sono due alte maree di cui una diretta dove l’attrazione è massima, mentre all’opposto si
verifica l’alta marea indiretta, dovuta al prevalere della forza centrifuga.
Nei punti intermedi c’è un abbassamento del livello del mare: le due basse maree compensano le
due alte.
Alta marea = flusso, bassa marea = riflusso.
Ci sono anche maree sui laghi, maree terrestri e maree atmosferiche che influenzano la
distribuzione della pressione.
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