SCIENZE
CLASSE V
INDICE:
BIG BANG
MISURARE L’UNIVERSO
STELLA
TEORIE SCIENTIFICHE SULLA FINE DELL'UNIVERSO
SISTEMA SOLARE
LA TERRA NEL SISTEMA SOLARE
LEGGI DI KEPLERO
I MOTI DELLA TERRA
ATMOSFERA
GEOSFERA
TERREMOTO
VULCANO
BIG BANG
Il Big Bang è il modello cosmologico riguardante lo sviluppo e
l'espansione dell'universo predominante nella comunità scientifica e che
ha le maggiori conferme dal punto di vista delle prove e delle
osservazioni. Con il termine Big Bang i cosmologi si riferiscono
generalmente all'idea che l'universo iniziò ad espandersi a partire da una
condizione iniziale estremamente calda e densa e che questo processo di
espansione è durato per un intervallo di tempo finito e continua tutt'ora.
Le prime ipotesi di una teoria che prevedesse l'espansione del cosmo
furono formulate da Georges Lemaître con quella che lui chiamò "ipotesi
dell'atomo primitivo", che si basa sulle equazioni della relatività generale
di Albert Einstein nella formulazione proposta da Alexander Fridmann e
su ipotesi semplificatrici, come l'omogeneità e l'isotropia dello spazio
(unitamente al principio cosmologico). Un ulteriore sviluppo a tale teoria
fu dato quando Edwin Hubble scoprì che la distanza delle galassie più
lontane è proporzionale al loro redshift, come ipotizzato da Lemaître nel
1927, e tale osservazione fu usata come prova del fatto che le galassie e
gli ammassi hanno una velocità apparente di allontanamento rispetto ad
un determinato punto di osservazione: tanto più sono lontane, tanto più è
elevata la loro velocità apparente. Se la distanza fra gli ammassi di
galassie sta aumentando oggi, ciò suggerisce che tutti gli oggetti spaziali
fossero più vicini in passato; andando a ritroso nel tempo, densità e
temperatura tendono a infinito e si arriva perciò a un istante in cui tali
valori sono così elevati che le attuali teorie fisiche non sono più
applicabili (ciò avvenne una piccolissima frazione di secondo dopo
l'inizio del processo). Infatti, per esempio, alcune grandezze fisiche
assumono valore infinito nell'istante iniziale. La costruzione di
acceleratori di particelle ha permesso di verificare il comportamento della
materia in condizioni estreme e ha permesso di trovare conferme alla
teori ; tuttavia questi acceleratori non hanno la possibilità di esaminare a
fondo il regime di energie più elevato. Senza alcun dato sperimentale
relativo
alle
condizioni
fisiche
associate
ai
primissimi
istanti
dell'espansione, la teoria del Big Bang non è adeguata per descrivere tale
condizione iniziale, tuttavia essa fornisce un'ottima descrizione
dell'evoluzione dell'universo da un determinato periodo di tempo in poi.
L'abbondanza degli elementi leggeri come l'idrogeno e l'elio presenti nel
cosmo è in buona corrispondenza con i valori previsti per la produzione
di questo tipo di atomi in seguito al processo di nucleosintesi, avvenuto
nei primi minuti successivi all'istante iniziale. Dopo la scoperta della
radiazione cosmica di fondo a microonde nel 1964 e soprattutto quando il
suo spettro, cioè la quantità di radiazione emessa per ogni lunghezza
d'onda, risultò corrispondere allo spettro di corpo nero, la maggior parte
degli scienziati fu convinta che i dati sperimentali confermavano che un
evento simile al Big Bang aveva veramente avuto luogo.
MISURARE L’UNIVERSO
Il parsec (abbreviato in pc) è un'unità di lunghezza usata in astronomia.
Significa "parallasse di un secondo d'arco" ed è definito come la distanza
dalla Terra (o dal Sole) di una stella che ha una parallasse annua[1] di 1
secondo d'arco. È basato sul metodo della parallasse trigonometrica, che è
il modo più antico ed affidabile di misurare le distanze stellari, sebbene
ancora oggi sia applicabile solo agli oggetti relativamente vicini (vedi più
avanti per i dettagli).
Un parsec corrisponde quindi a:
360×60×60/2π UA = 2,062 648 062 5×105 UA = 3,085 677 580
666 ≈ 3,086×1016 m ≈ 3,26147086 anni luce.
(Vedere 1 E16 m per una lista di distanze comparabili, e notazione
scientifica per una spiegazione della notazione utilizzata.) Per motivi
storici, gli astronomi in genere usano il parsec per le distanze
astronomiche, invece degli anni luce. La prima misurazione diretta di un
oggetto a distanze interstellari (della stella 61 Cygni), eseguita da
Friedrich Wilhelm Bessel nel 1838, fu fatta basandosi sulla trigonometria,
utilizzando l'ampiezza dell'orbita terrestre come linea di base. Il parsec,
calcolato sempre in modo trigonometrico, geometricamente è il cateto
lungo del triangolo rettangolo che ha come base l'Unità Astronomica, e
come angolo al vertice un secondo (1") di grado sessagesimale. Più è
vicina una stella, più la sua parallasse è grande. Ma nessuna stella
conosciuta ha una parallasse maggiore di 1 secondo d'arco, eccezion fatta
per il Sole, perché nessuna stella è abbastanza vicina: il record appartiene
alla stella Proxima Centauri, con una parallasse di 0,762 arcosecondi, ad
una distanza di circa 4,28 anni luce, pari a circa 1,3 parsec. Poiché per
archi molto piccoli l'arco e la corda tendono ad avere la stessa lunghezza,
la distanza di un corpo celeste in parsec è il reciproco della sua parallasse
in secondi. La misura delle distanze degli oggetti celesti in parsec è un
aspetto chiave dell'astrometria, la scienza del misurare le posizioni degli
oggetti celesti. A causa della piccolezza degli spostamenti parallattici, le
osservazioni da terra forniscono misure affidabili per distanze stellari non
più grandi di circa 100 parsec (325 anni luce), corrispondenti a parallassi
di almeno 1 centesimo di secondo d'arco, o 10 mas (1 mas = 1 millesimo
di secondo d'arco). Tra il 1989 e il 1993 il satellite Hipparcos, lanciato
dall'Agenzia Spaziale Europea (ESA) nel 1989, ha misurato le parallassi
di circa 100 000 stelle con una precisione di 0,97 mas, e ha quindi
ottenuto misure di distanza accurate per stelle fino a 100 parsec di
distanza. Il satellite FAME della NASA avrebbe dovuto essere lanciato
nel 2004, per misurare le parallassi di 40 milioni di stelle con precisione
sufficiente per distanze fino a 200 parsec. Purtroppo, i finanziamenti
necessari per la missione sono stati annullati dalla NASA nel gennaio
2002. Il satellite GAIA dell'ESA, previsto per la metà del 2012, avrà una
precisione sufficientemente alta per misurare distanze stellari fino al
centro galattico, a circa 8000 parsec di distanza nella costellazione del
Sagittario, con una precisione del 90%.
STELLA
Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e
astrofisica il termine designa uno sferoide luminoso di plasma che genera
energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale
energia è irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e
particelle elementari (neutrini), le quali costituiscono il vento stellare.[1]
Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, i
più abbondanti nell'Universo, vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle
tramite il processo di nucleosintesi. La stella più vicina alla Terra è il
Sole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle,
ad eccezione di alcune supernovae, sono visibili solamente durante la
notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli
effetti distorsivi operati dall'atmosfera terrestre (seeing). Sono oggetti
dotati di una massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–200 masse
solari (M☉). Gli oggetti con una massa inferiore a 0,08 M☉ sono detti
nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono
energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere,
almeno apparentemente, stelle di massa superiore a 200 M☉, per via del
limite di Eddington. Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i
pochi km delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e
ipergiganti, e le luminosità, comprese tra 10−4 e 106 - 107 luminosità
solari (L☉). Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in
sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi
multipli), legate dalla forza di gravità.[6] Un buon numero di stelle
convive in associazioni o ammassi stellari (suddivisi in aperti e
globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas
e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di
galassie.
Nel corso della storia numerosi filosofi, poeti, scrittori e
musicisti si sono ispirati al cielo stellato per la realizzazione delle loro
opere e, in diversi casi, si sono interessati direttamente allo studio
dell'astronomia.
TEORIE SCIENTIFICHE SULLA FINE
DELL'UNIVERSO
Fino a tempi piuttosto recenti, anche la visione scientifica dell'Universo
era quella di un'esistenza eterna e senza cambiamenti. Dopo la scoperta di
un Universo in espansione ad opera di Edwin Hubble all'inizio del XX
secolo, la nozione di un inizio e, di conseguenza, di una fine fu
all'improvviso soggetta all'investigazione scientifica.
Le teorie basate sul Big Bang possono essere divise in tre gruppi
principali:
•
quelle per cui, nonostante le osservazioni, l'Universo è eterno come
prima si pensava: la teoria dello stato stazionario e l'Universo
oscillante
•
quelle per cui l'Universo ha avuto un inizio, ma non avrà una fine
vera e propria: la morte termica dell'Universo e il Big Rip (Grande
Strappo)
•
quelle per cui l'Universo ha avuto un inizio, ed avrà una fine ben
definita: il Big Crunch.
Il primo gruppo non è discusso in questo articolo, perché nega l'idea
stessa di una fine dell'Universo. In queste teorie, qualche tipo di attività
significativa può durare per sempre.
Tutte le teorie devono conciliarsi con la relatività generale, che fornisce
uno sfondo teorico comune per le speculazioni cosmologiche. La maggior
parte di queste teorie sono soluzioni delle equazioni della relatività
generale, cambiando parametri come la densità media, la costante
cosmologica, e così via.
SISTEMA SOLARE
Il sistema solare è il sistema planetario costituito dai vari oggetti celesti
mantenuti in orbita dalla forza di gravità del Sole; vi appartiene anche la
Terra. È costituito da otto pianeti, dai rispettivi satelliti naturali, da cinque
pianeti nani e da miliardi di corpi minori. Quest'ultima categoria
comprende gli asteroidi, in gran parte ripartiti fra due cinture asteroidali
(la fascia principale e la fascia di Kuiper), le comete, le meteoroidi e la
polvere interplanetaria.
In modo schematico, il sistema solare è composto dal Sole, dai quattro
pianeti rocciosi interni, dalla fascia principale degli asteroidi, dai quattro
giganti gassosi esterni, dalla cintura di Kuiper, dal disco diffuso e dalla
ipotetica nube di Oort, sede di gran parte delle comete.
Il vento solare, un flusso di plasma e particelle cariche proveniente dal
Sole, permea l'intero sistema solare. Questo crea una bolla nel mezzo
interstellare conosciuta come eliosfera, che si estende fino oltre alla metà
del disco diffuso.
In ordine di distanza dal Sole, gli otto pianeti sono: Mercurio, Venere,
Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
A metà 2008 cinque oggetti del sistema solare sono stati classificati come
pianeti nani: Cerere, situato nella fascia degli asteroidi, ed altri quattro
corpi situati al di là dell'orbita di Nettuno, Plutone (in precedenza
classificato come il nono pianeta), Haumea, Makemake, e Eris.
Sei dei pianeti e tre dei pianeti nani hanno in orbita attorno ad essi dei
satelliti naturali; inoltre tutti i pianeti esterni sono circondati da anelli
planetari, composti di polvere ed altre particelle.
LA TERRA NEL SISTEMA SOLARE
La Terra ruota da ovest verso est una volta al giorno, inteso come giorno
siderale, attorno all'asse che unisce il Polo Nord al Polo Sud in 23 ore, 56
minuti e 4,091 secondi. È per questo che il sole e tutte le stelle sorgono a
est e tramontano a ovest compiendo un movimento nel cielo ad una
velocità di circa 15°/h o 15'/min. Inoltre la Terra ruota attorno al Sole, ad
una distanza media di 150 000 000 km in un anno siderale. La sua
velocità di orbita è di circa 30 km/s (108 000 km/h), veloce abbastanza da
coprire il diametro del pianeta (circa 12 600 km) in 7 minuti, e la distanza
dalla Luna (384 000 km) in 4 ore.
Ha un satellite naturale, la Luna, che le gira attorno in 27,32 giorni.
Visti dal Polo Nord terrestre, tutti questi movimenti si svolgono in senso
antiorario.
I piani dei movimenti non sono precisamente allineati: l'asse della Terra è
inclinato di 23,5 gradi rispetto alla perpendicolare del piano Terra-Sole, e
il piano Terra-Luna è inclinato di cinque gradi, cosa che impedisce il
verificarsi di due eclissi (una solare ed una lunare) ogni mese, e le rende
invece un evento raro. Sempre a causa dell'inclinazione dell'asse terrestre,
la posizione del Sole nel cielo e l'incidenza delle sue radiazioni (vista da
un osservatore posto sulla superficie) varia nel corso dell'anno. Ad
esempio, un osservatore posto ad una latitudine settentrionale, quando il
polo nord è inclinato verso il sole, noterà dei periodi di luce giornaliera
più lunghi ed un clima più temperato, mentre disporrà di meno ore di luce
e di un clima più rigido nel caso opposto. Al di sopra dei due circoli
polari si raggiunge il caso estremo di alternanza di lunghi periodi di
assenza di luce (chiamati notti polari), a periodi di non tramonto del Sole.
Questa relazione tra il clima e l'inclinazione dell'asse terrestre viene
definita tramite le 4 stagioni. Esse, dal punto di vista astronomico, sono
determinate dai solstizi (i punti di massima inclinazione verso e contro il
Sole) e dagli equinozi (punti in cui l'inclinazione è perpendicolare alla
direzione del Sole). Il solstizio invernale cade il 21 dicembre, quello
estivo il 21 giugno; mentre i due equinozi cadono, quello primaverile il
20 marzo e quello autunnale il 23 settembre. L'alternanza delle stagioni è
opposta da un emisfero terrestre all'altro, data l'opposta inclinazione
dell'asse, comportando ad esempio, la presenza in quello nord dell'estate
ed in quello sud dell'inverno.
L'angolo di inclinazione è relativamente stabile se considerato su lunghi
periodi, tuttavia esso compie un lento e irregolare moto (conosciuto come
nutazione, con un periodo di 18,6 anni. L'orientazione dell'asse varia
secondo una precessione intorno ad un cerchio completo in un ciclo di
poco più di 25 800 anni. La presenza di una precessione è la causa dello
sfasamento tra un anno siderale ed un anno tropico. Entrambe le
variazioni del movimento dell'asse derivano dalla mutevole attrazione del
Sole e della Luna sulla parte equatoriale del pianeta. Anche la velocità di
rotazione del pianeta non è costante, ma varia nel tempo secondo un
fenomeno noto come "variazione della lunghezza del giorno".
In tempi moderni il perielio cade il 3 gennaio, mentre l'afelio circa il 4
luglio (per informazioni circa altre ere, controlla precessione e cicli di
Milankovitch). La differenza in termini energetici ricevuti dal Sole tra la
posizione di perielio e quella di afelio e di del 6,9% a favore del primo;
inoltre dal momento in cui l'emisfero meridionale è orientato verso il
Sole, a quello in cui il pianeta raggiunge il punto di perielio, tale emisfero
percepisce una leggera maggiore energia rispetto all'emisfero nord
durante l'intero anno. Questa differenza, seppure presente, è decisamente
poco significativa rispetto all'energia totale derivante dal cambiamento di
orientazione dell'asse, e, nella sua parte maggiore, viene assorbita e
compensata dalla più alta presenza di masse acquee dell'emisfero
meridionale.
La sfera di Hill (sfera gravitazionale di influenza) della Terra è di circa
1,5 Gm (1 496 620 km circa) di raggio. Questa è la massima distanza alla
quale l'influenza gravitazionale del pianeta è più forte di quella solare e
dei pianeti. Gli oggetti in orbita, devono rimanere all'interno di questo
raggio per non venire influenzati e resi instabili da perturbazioni
gravitazionali esterne.
Leggi di Keplero
Prima legge
L'orbita descritta da un pianeta è un ellisse, di cui il Sole occupa
uno dei due fuochi.
Seconda legge
l raggio vettore che unisce il centro del Sole con il centro del pianeta
descrive aree uguali in tempi uguali.
Terza legge
quadrati dei periodi di rivoluzione dei pianeti sono proporzionali
ai cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite.
I MOTI DELLA TERRA
Moti principali
•
Moto di rotazione: è il movimento della Terra attorno al suo asse.
•
Moto di rivoluzione: è il movimento della Terra attorno al Sole.
Moti millenari
•
Precessione degli equinozi: è il risultato del movimento doppioconico dell'asse terrestre per l'azione gravitazionale della Luna e
del Sole e per la rotazione terrestre.
•
Precessione anomalistica: movimento dell'orbita terrestre causato
dall'attrazione esercitata dagli altri pianeti.
•
Variazione dell'eccentricità dell'orbita: ogni 92.000 anni varia da
un massimo di 0,054 a un minimo di 0,003.
•
Variazione dell'inclinazione dell'asse terrestre: è la variazione che
l'asse di rotazione della Terra forma con il piano dell'orbita e varia
da un massimo di 24°20' a un minimo di 21°55' ogni 40.000 anni,
attualmente è di 23°27'. In aggiunta a questa variazione c'è un'altra
variazione dell'inclinazione assiale, la nutazione, che ha un periodo
molto più breve: 18,6 anni.
Moti galattici
Altri movimenti coinvolgono la Terra in quanto facente parte del Sistema
Solare, della Galassia e dell’Universo: il moto di translazione che il
Sistema Solare esegue in direzione della costellazione di Ercole; la
partecipazione al moto di recessione della Galassia, ossia alla probabile
espansione dell’Universo.
ATMOSFERA
La parola atmosfera (dal greco ἄθµος - àthmos - "vapore" e σφαίρα sphàira - "sfera") designa un fluido allo stato gassoso che avvolge un
pianeta, una stella o più in generale un corpo celeste, le cui molecole sono
trattenute dalla forza di gravità del corpo stesso. L'atmosfera terrestre non
è un "involucro" omogeneo e per questo viene suddivisa in vari strati che
presentano caratteristiche diverse. Gli strati dell'atmosfera terrestre,
partendo dal suolo, sono 5: Troposfera; Stratosfera (contenente
l'ozonosfera); Mesosfera; Termosfera; Esosfera.La Terra possiede
un'atmosfera caratterizzata da una struttura piuttosto complessa e
suddivisa in più strati, che in ordine di altezza sono: troposfera,
stratosfera, mesosfera, ionosfera, esosfera; la sua composizione chimica
media al suolo è la seguente:
•
Azoto (N2): 78,08%
•
Ossigeno (O2): 20,95%
•
Argon (Ar): 0,93%
•
Vapore acqueo (H2O): 0,33% in media (variabile da circa 0% a 56%)
•
Biossido di carbonio (CO2): 0,032% (320 ppm)
•
Neon (Ne): 0,00181% (18 ppm)
•
Elio (He): 0,0005% (5 ppm)
•
Metano (CH4): 0,0002% (2 ppm)
•
Idrogeno (H2): 0,00005% (0,5 ppm)
•
Kripton (Kr): 0,000011% (0,11 ppm)
•
Xeno (Xe): 0,000008% (0,08 ppm)
•
Ozono (O3): 0,000004% (0,04 ppm)
ono anche presenti, in tracce, Ossidi di azoto (NO, NO2; N2O),
Monossido di carbonio (CO), Ammoniaca (NH3), Biossido di zolfo
(SO2), Solfuro di idrogeno (H2S).
NON tutti gli strati hanno le stesse concentrazioni di gas: ad esempio il
vapore acqueo è presente quasi soltanto nella troposfera, lo strato più
basso, ed è praticamente assente nella termosfera e nell'esosfera, che
viceversa contengono quasi tutto l'elio e l'idrogeno. L'ozono è contenuto
in massima parte nella stratosfera, in cui costituisce un importante strato.
GEOSFERA
L'interno della Terra, detto anche geosfera, è costituito da rocce di
diversa composizione e fase (solida, principalmente, ma talvolta anche
liquida).
Grazie allo studio dei sismogrammi si è giunti a considerare l'interno
della terra suddiviso in una serie di gusci; difatti si è notato che le onde
sismiche subiscono fenomeni di rifrazione nell'attraversare il pianeta. La
rifrazione consiste nella modifica della velocità e della traiettoria di
un'onda quando questa si trasmette ad un mezzo con differente densità. Si
sono potute così rilevare superfici in profondità in cui si verifica una
brusca accelerazione e deviazione delle onde, e in base a queste sono
state identificate quattro zone sferiche concentriche: la crosta, il mantello,
il nucleo esterno e il nucleo interno.
L'interno della Terra, come quello degli altri pianeti terrestri, è diviso
chimicamente in una crosta formata da rocce da basiche ad acide, un
mantello ultrabasico e un nucleo terrestre composto principalmente da
ferro. Il pianeta è abbastanza grande da avere un nucleo differenziato in
un nucleo interno solido e un nucleo esterno liquido, che produce un
debole campo magnetico a causa della convezione del suo materiale
elettricamente conduttivo. Dal punto di vista delle proprietà meccaniche,
la crosta e la porzione superiore del mantello formano la litosfera, rigida;
mentre una porzione intermedia del mantello, che si comporta in un certo
senso come un fluido enormemente viscoso, costituisce l'astenosfera.
Materiale proveniente dall'astenosfera si riversa continuamente in
superficie attraverso vulcani e dorsali oceaniche non conservando però la
composizione originale perché soggetto a cristallizzazione frazionata.
Lo schema seguente riassume le profondità, la caratteristica principale
per la definizione dei vari gusci che compongono la Terra e la loro
densità.
Terremoto
terremoti (dal latino terrae motus), detti anche sismi o scosse telluriche
(dal latino Tellus, la dea romana della Terra), sono movimenti improvvisi
e rapidi della crosta terrestre, provocati dalla liberazione di energia in un
punto interno, detto ipocentro; di qui, una serie di onde elastiche, dette
"onde sismiche", si propagano in tutte le direzioni, anche all'interno della
Terra stessa; il luogo della superficie terrestre posto sulla verticale
dell'ipocentro, si chiama epicentro ed è generalmente quello più
interessato dal fenomeno.
La superficie terrestre è in lento ma costante movimento (vedi tettonica) e
i terremoti si verificano quando la tensione risultante eccede la capacità
del materiale roccioso di sopportarla. Questa condizione occorre molto
spesso ai confini delle placche tettoniche nelle quali la litosfera terrestre
può essere suddivisa. Gli eventi sismici che si verificano ai confini tra
placche sono detti terremoti interplacca; quelli meno frequenti che
avvengono all'interno delle placche della litosfera sono detti terremoti
intraplacca.
Ogni giorno sulla Terra si verificano migliaia di terremoti; solo qualche
decina sono percepiti dalla popolazione e la maggior parte di questi ultimi
causano poco o nessun danno. La durata media di una scossa è molto al di
sotto dei 30 secondi; per i terremoti più forti, però, può arrivare fino a
qualche minuto. Le onde elastiche che si propagano durante un terremoto
sono di diverso tipo e in alcuni casi possono risultare in un movimento
prevalentemente orizzontale o verticale del terreno (scossa ondulatoria o
sussultoria). Un terremoto può essere accompagnato da forti rumori che
possono ricordare boati, rombi, tuoni, sequenze di spari, eccetera; questi
suoni sono dovuti al passaggio delle onde sismiche all'atmosfera e sono
più intensi in vicinanza dell'epicentro.
Alcuni terremoti, specialmente i più forti, sono anche accompagnati,
preceduti o seguiti da fenomeni naturali, come: bagliori o lampi;
modificazioni improvvise del campo magnetico, elettrico o della
radioattività locale (emissione di radon); nervosismo degli animali;
variazione del livello delle falde o delle acque costiere; attività vulcanica.
Tutte queste manifestazioni hanno trovato riscontro nelle osservazioni e
nelle testimonianze, e sono state studiate e confermate dalla ricerca
scientifica che è giunta alla spiegazione di ognuna di esse, anche se, in
mancanza di consenso unanime, non costituiscono di fatto misure
effettivamente riconosciute o adottate sul fronte della previsione.
Vulcano
ell'accezione comune il vulcano è il rilievo formato dalle masse di rocce
ignee eruttate dall'interno della Terra. In generale sono vulcani tutte le
discontinuità nella crosta terrestre attraverso le quali, con manifestazioni
varie, si fanno strada i prodotti dell'attività magmatica endogena: polveri,
gas, vapori e materiali fusi solidi. La fuoriuscita di materiale è detta
eruzione e i materiali eruttati sono: lava, cenere, lapilli, gas, scorie varie e
vapore acqueo.
Ciò che noi comunemente chiamiamo Vulcano, in realtà è definito
edificio vulcanico o cono vulcanico, ma siccome ormai il termine vulcano
è di uso più comune, l'edificio vulcanico molto spesso è chiamato così
anche in geologia.
I vulcani testimoniano l'esistenza, nelle zone profonde della litosfera, di
masse fuse silicatiche naturali dette magmi.
Schema strutturale di un vulcano
Un generico vulcano è formato da:
•
una camera magmatica, alimentata dal magma; quando questa si
svuota in seguito ad un'eruzione, il vulcano può collassare e dar
vita ad una caldera. Le camere magmatiche si trovano tra i 10 e i
50 km di profondità nella litosfera.
•
un condotto principale, luogo di transito del magma dalla camera
magmatica verso la superficie.
•
un cratere sommitale, dove sgorga il condotto principale.
•
uno o più condotti secondari, i quali, sgorgando dai fianchi del
vulcano o dalla stessa base, danno vita a dei coni secondari.
•
delle fessure laterali, fratture longitudinali sul fianco del vulcano,
provocate dalla pressione del magma. Esse permettono la
fuoriuscita di lava sotto forma di eruzione fessurale.
Classificazione dei vulcani
I vulcani possono essere classificati in base al tipo di apparato vulcanico
esterno o al tipo di attività eruttiva: entrambe queste caratteristiche sono
strettamente legate alla composizione del magma e della camera
magmatica (e quindi della lava che emettono). Tale classificazione è detta
Classificazione Lacroix dal geologo francese Alfred Lacroix che per
primo la ideò.
In base al tipo di apparato vulcanico esterno
Vulcani a scudo
Un vulcano a scudo presenta fianchi con pendenza moderata, ed è
costruito dall'eruzione di lava basaltica fluida. La lava basaltica tende a
costruire tali enormi coni a bassa pendenza in quanto la sua scarsa
viscosità le consente di scorrere agilmente sul terreno o sotto di esso, nei
tubi di lava, fino ad arrivare a molti km di distanza senza consistente
raffreddamento. I maggiori vulcani del pianeta sono vulcani a scudo. Il
nome viene ovviamente dalla geometria degli stessi, che li fa
assomigliare a scudi appoggiati al terreno.
Il più grande vulcano a scudo del mondo si trova nelle Hawaii, il suo
nome è Mauna Loa. È alto circa 4000 m s.l.m. ma la sua base è situata
5000 metri sotto il livello del mare, perciò la sua altezza effettiva è di
9000 metri, mentre il suo diametro alla base è di circa 250 km.
Vulcani a cono - Stratovulcani
Troviamo un vulcano a cono quando le lave sono acide. In questi casi il
magma è molto viscoso e trova difficoltà nel risalire, solidificando
velocemente una volta fuori. Alle emissioni laviche si alternano emissioni
di piroclastiti, materiale solido che viene sparato fuori e che, alternandosi
con le colate, forma gli strati dell'edificio. Eruzioni di questo tipo
possono essere molto violente, poiché il magma tende ad ostruire il
camino vulcanico creando un “tappo”; solo quando le pressioni interne
sono sufficienti a superare l'ostruzione l'eruzione riprende (eruzione di
tipo vulcaniano), ma nei casi estremi ci può essere un'esplosione che può
arrivare a distruggere l'intero vulcano (eruzione di tipo peleèano). Il
vulcanismo di questo tipo è presente lungo il margine continentale delle
fosse o dei sistemi arco-fossa, dove il magma proviene dalla crosta, dove
le rocce sono di composizione più eterogenea.
In base al tipo attività eruttiva
Tipo hawaiano
Le eruzioni non sono riconducibili alla tettonica, cioè non sono dovute a
movimenti della placca quanto piuttosto a dei fenomeni che vedono il
magma risalire dai pennacchi caldi fino ai punti caldi (hot spot); la
sommità del vulcano è occupata da una grande depressione chiamata
caldera, limitata da ripide pareti a causa del collasso del fondo. Altri
collassi avvengono all'interno della caldera, creando una struttura a pozzo.
La lava è molto basica e perciò molto fluida, producendo edifici vulcanici
dalla tipica forma a scudo, con debolissime pendenze dei versanti.
Tipo islandese
Le eruzioni avvengono attraverso lunghe fenditure. Le colate, alimentate
da magmi basici ed ultrabasici, tendono a formare degli altopiani
basaltici. Gli esempi più caratteristici si trovano in Islanda, donde la
particolare denominazione del tipo; un ottimo esempio di eruzione di
vulcano islandese è quella del Laki del 1783, una delle più famose
eruzioni vulcaniche della storia europea.
Tipo stromboliano
Magmi basaltici molto viscosi danno luogo ad un'attività duratura
caratterizzata dalla emissione a intervalli regolari di fontane di lava e
brandelli di lava che raggiungono centinaia di metri di altezza e dal lancio
di lapilli e bombe vulcaniche. La ricaduta di questi prodotti crea coni di
scorie dai fianchi abbastanza ripidi. Stromboli, l'isola-vulcano dal quale
prende il nome questo tipo di attività effusiva, è in attività da due
millenni, tanto da essere noto, sin dai tempi delle prime civiltà, come il
"faro del Mediterraneo".
Tipo vulcaniano
Dal nome dell'isola di Vulcano nell'arcipelago delle Eolie. Sono eruzioni
esplosive nel corso delle quali vengono emesse bombe di lava e nuvole di
gas cariche di ceneri. Le esplosioni possono produrre fratture, la rottura
del cratere e l'apertura di bocche laterali.
Tipo vesuviano
Dal nome del vulcano Vesuvio (NA), è simile al tipo vulcaniano ma con
la differenza che l'esplosione iniziale è tremendamente violenta tanto da
svuotare gran parte della camera magmatica: il magma allora risale dalle
zone profonde ad alte velocità fino ad uscire dal cratere e dissolversi in
minuscole goccioline. Quando questo tipo di eruzione raggiunge il suo
aspetto più violento viene chiamata eruzione di tipo pliniano (in onore di
Plinio il Giovane che per primo ne descrisse lo svolgimento, nel 79 d.C.)
Tipo peleano
Le eruzioni sono prodotte da magma molto viscoso. Si formano
frequentemente nubi ardenti, formate da gas e lava polverizzata. Sono
eruzioni molto pericolose che si concludono generalmente con il collasso
dell'edificio vulcanico o con la fuoriuscita di un tappo di lava detto spina
o duomo. In alcuni casi si verificano entrambi i fenomeni. Queste
eruzioni prendono il nome dal vulcano Pelée della Martinica; gli apparati
vulcanici che manifestano questo comportamento eruttivo sono
caratterizzati dalla forma a cono
