ASSOCIAZIONE ASTRONOMICA CORTINA
AUTUNNO AL PLANETARIO - Planetario “Nicolò Cusano” 1/10–3/12/2010
Lezione 5: Il Profondo Cielo: stelle, ammassi, nebulose e galassie
STELLE
Osservando il cielo le stelle appaiono come migliaia di puntini luminosi, diversi per intensità, colore e dimensione, che si trovano
proiettati su di un'unica superficie a disegnare le più svariate forme. Sin dai tempi antichi infatti, nonostante esse occupino zone
contigue del cielo solo per effetto prospettico, essendo distanti fra loro a volte per migliaia di anni luce, è stato possibile raggruppare
le stelle più luminose in modo da formare quelle figure a cui si è dato il nome di costellazioni.
Le stelle si sono meritate inoltre nel corso dei secoli l'appellativo di fisse, anche se in effetti, al pari di tutti i corpi del sistema solare,
esse si muovono (moto proprio), ma in maniera talmente lenta che per notare degli spostamenti bisognerebbe attendere millenni.
Questo perchè, a differenza dei pianeti, esse si trovano ad una distanza talmente grande da rendere l'angolo che deriva dallo
spostamento quasi impercettibile.
Magnitudine stellare
Le stelle si distinguono in base alla magnitudine relativa (luminosità apparente), una scala di valori centrata sullo zero,
corrispondente al valore di luminosità della stella Vega, con i valori più alti espressi con numeri negativi. La differenza fra le più
brillanti e le più deboli visibili ad occhio nudo è di circa 1 a 600, vale a dire che le stelle di magnitudine 0 saranno circa 600 volte più
luminose di quelle di 6^ magnitudine, le più deboli percepibili senza ausilio ottico. Il rapporto di luminosità tra un valore di
magnitudine ed il successivo è di circa 2,5. Un'attenta valutazione va posta dunque alle distanze ed alle dimensioni stellari, che se
non correttamente valutate possono portare a considerazioni errate. Il Sole infatti, una stella di medie dimensioni, che è anche la più
vicina a noi (dista in media 149,6 milioni di chilometri, pari a 8 minuti luce), ci sembra ben più grande e luminoso di tutte le altre
stelle, che pur essendo, per la maggior parte, intrinsecamente più brillanti, appaiono molto deboli a causa della loro enorme
lontananza.
Per ovviare a questo problema, e considerando che l'intensità della luce diminuisce col quadrato della distanza della sorgente, si
usa allora la magnitudine assoluta (luminosità effettiva), ossia si considerano i corpi stellari come posti tutti alla stessa distanza,
fissata per convenzione in 10 parsec, equivalenti a circa 32 anni luce. Di seguito le 10 stelle più brillanti del cielo oltre al Sole (Mag.
appar.); come si può notare, tra tutte, il Sole è in realtà la meno luminosa in assoluto (Mag. reale):
Nome
Costellazione
Distanza (A.L.)
Migliore Visibilità
Mag. appar.
Mag. reale
Sole
Zodiaco
8 min. luce
Tutto l’anno
-26,4
+4,83
Sirio
Cane maggiore
8,6
inverno
-1,4
+1,4
Canopo
Carena
312
australe
-0,7
-5,53
Rigil Kentaurus
Centauro
4,4
australe
-0,2
+4,38
Arturo
Bifolco
36,7
primavera estate
-0,1
-0,38
Vega
Lira
25,3
estate autunno
0
+0,58
Capella
Auriga
42,2
autunno inverno
+0,08
-0,48
Rigel
Orione
773
inverno
+0,1
-6,7
Procione
Cane minore
11,4
inverno
+0,3
+2,65
Achernar
Eridano
144
australe
+0,4
-2,77
Betelgeuse
Orione
427
inverno
+0,5 var
-5,6
Metodi per la misura delle distanze stellari
Per risalire alla distanza stellare un metodo molto usato è quello che sfrutta il fenomeno della parallasse annua. Infatti,
considerando il nostro pianeta in un punto qualsiasi della sua orbita, e puntando da esso una stella x, dopo sei mesi, quando la
Terra sarà in un punto esattamente opposto, si vedrà lo stesso astro spostato sullo sfondo celeste di un angolo che sarà tanto più
piccolo quanto esso sarà distante da noi. Misurando dunque l'entità di tale angolo, e conoscendo il raggio dell'orbita terrestre, 1
U.A., dalla trigonometria avremo la distanza D = 1/tgA espressa in parsec. Tuttavia per le stelle più lontane, essendo l'angolo
risultante talmente piccolo da non poter essere misurato, si usano altri metodi come quello spettroscopico o quello delle cefeidi. Il
primo consiste nello scomporre la luce della stella nelle sue componenti fondamentali facendola passare attraverso un prisma.
Analizzandola si notano le bande colorate dello spettro che risultano separate da righe oscure, che non sono altro che assorbimenti
da parte dei gas che compongono il corpo stellare. Da queste è dunque facile risalire alla composizione chimica ed alla magnitudine
assoluta delle stelle, che poi posta a confronta con quella apparente ci darà la distanza. Spesso si ricorre anche alle cefeidi, così
nominate dalla progenitrice Delta Cephei, la prima stella con queste proprietà ad essere stata scoperta, che hanno la caratteristica
di variare in modo regolare la loro luminosità secondo un periodo ben determinato che è direttamente proporzionale alla stessa
intensità luminosa. Dunque più lungo sarà questo periodo, maggiore risulterà la magnitudine assoluta, dalla quale otterremo poi
quella apparente e quindi la distanza.
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informazioni raccolte ed elaborate da Wikipedia portale di astronomia (http://it.wikipedia.org/wiki/Portale:Astronomia
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Lezione 5: Il Profondo Cielo: stelle, ammassi, nebulose e galassie
Classificazione stellare: tipi spettrali, stelle doppie, stelle variabili
Analizzando la luce stellare si può vedere come questa attraversando un prisma venga rifratta nello spettro, ossia nell'insieme delle
componenti della luce di diversa lunghezza d'onda, le quali forniscono praticamente delle informazioni riguardo alla struttura ed alla
composizione delle stelle. Come criterio di classificazione si usano allora le caratteristiche spettrali, e quindi la temperatura ed il
colore, che portarono alla prima suddivisione delle stelle, ad opera di A. Secchi, in 4 gruppi fondamentali. Successivamente agli inizi
del '900 fù introdotto invece un nuovo sistema con la creazione di 6 gruppi principali (tipi o classi spettrali), indicati da lettere
dell'alfabeto. Esistendo tuttavia delle stelle che presentano delle caratteristiche che ne impediscono la piena classificazione nelle
classi precedenti, sono state create delle ulteriori 10 sottoclassi che vengono indicate con i numeri da 0 a 9.
Classe spettrale
Tipo di stella
Temperatura
O-B
Bianco azzurre
60.000 – 10.000
A
Bianche
10.000-7.500
F
Bianche
7.500-6.000
G
Gialle
6.000-5.000
K
Arancio
5.000-3.000
M
Rosso
meno di 3.000
Le caratteristiche stellari sono state sintetizzate inoltre in un grafico da due scienziati, che da loro prende il nome di diagramma di
Hertzsprung-Russel. In esso, inserendo sull'asse delle ordinate i dati relativi alla magnitudine assoluta, e su quello delle ascisse
quelli relativi alla temperatura, si notano cinque gruppi che contraddistinguono le varie tappe dell'evoluzione stellare: supergiganti,
giganti, nane bianche, nane rosse ed infine la sequenza principale, che comprende il numero più alto di corpi stellari, compreso il
Sole.
Stelle doppie (Binarie)
Anche le stelle, come i pianeti e tutti gli altri corpi celesti, sono
soggette alla legge di gravitazione universale, e perciò due (o più
nei casi di sistemi stellari multipli) di esse possono attrarsi e
muoversi, secondo orbite ellittiche, attorno ad un comune centro
di massa. Generalmente sono di tre tipi:
Ad Eclissi - quando, a seconda dell'inclinazione del loro piano
orbitale rispetto alla linea di visuale dalla Terra, danno vita a
periodici fenomeni di occultazione che si riflettono sulla luminosità
complessiva del sistema;
Spettroscopiche - se a causa della distanza che li separa dalla
Terra non sono nettamente distinguibili, ed in tal caso saranno
rivelate dallo spostamento delle loro righe spettrali dovute
all'effetto doppler;
Visuali - quando le due componenti sono risolvibili mediante uno
strumento ottico;
Prospettiche - stelle che sono viste vicino solo per un effetto di
proiezione, mentre in realtà si trovano a distanze diverse.
Stelle variabili
Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro luminosità
periodicamente, in maniera più o meno regolare, a causa di
variazioni delle caratteristiche geometriche del sistema orbitante
(fenomeni di eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo stellare
Esempio di stella doppia: Albireo (β Cygni)
(contrazioni e decontrazioni). Delle prime abbiamo già detto,
mentre generalmente possiamo notare che le stelle variabili si distinguono in:
Regolari - quando seguono un periodo ben definito secondo il quale variano la propria luminosità (fanno parte di questo gruppo le
cefeidi);
Irregolari - se invece, espandendosi e comprimendosi, pulsano in maniera casuale.
Fra le variabili irregolari vi sono anche quelle stelle che espellono materia causando così un improvviso e breve aumento della loro
luminosità. Sono le novae e le supernovae. Le prime sono quasi sempre doppie strette, ossia stelle orbitanti a breve distanza, che a
causa delle reciproche interazioni gravitazionali provocano un flusso continuo di materia da una stella verso l'altra. Il risultato è che
ad un certo punto una di esse espellerà tutta la materia acquisita, provocando quindi un temporaneo aumento della luminosità.
Nelle supernovae invece l'evento, ancora più devastante, essendo caratteristico dei corpi stellari di grandi dimensioni, segna la loro
stessa fine per autodistruzione. Il nucleo infatti, dopo aver esaurito ormai tutto il combustile nucleare, crolla su se stesso per effetto
delle immense forze gravitazionali, reagendo con una immane esplosione che causa effetti disastrosi nelle stesse vicinanze della
stella. Vengono emesse infatti grandi quantità di radiazioni che provocano un aumento di luminosità di oltre un milardo di volte i
valori normali.
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Lezione 5: Il Profondo Cielo: stelle, ammassi, nebulose e galassie
Evoluzione stellare
La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella dell'intero universo, configurabile nella teoria del Big-Bang,
attualmente la più accreditata.
Come abbiamo detto per il sistema solare, ed in particolar modo per il Sole, le stelle si sono formate, e continuano a formarsi, a
partire da materiale interstellare, ricco di polveri e gas, che vaga per lo spazio galattico.
Spesso esso si addensa in fitte nubi, come quelle che occupano il piano equatoriale della galassia, così che al loro interno la
materia inizierà a raggrupparsi, per effetto delle reciproche interazioni gravitazionali fra le particelle, in agglomerati, detti
comunemente globuli di Bok, dei veri e propri embrioni stellari. Ognuno di questi a sua volta accumulerà sempre più materia, in
modo tale da far crescere anche le forze gravitazionali, che di conseguenza contrarranno sempre più gli strati interni facendone
aumentare la temperatura e la densità.
Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni di gradi, si innescheranno allora le prime reazioni termonucleari, che
provocando una pressione interna capace di controbilanciare la contrazione, creeranno uno stato di equilibrio con l'avvio del
processo di nucleosintesi stellare, nel quale l'idrogeno si fonde in elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia.
Tutto questo avviene nell'arco di milioni di anni, in maniera più o meno veloce a seconda della massa iniziale della nube, sino ad
arrivare ad un punto, definito sequenza principale, la fase di maggior attività di ogni stella, che durerà per un tempo dipendente dalla
quantità di materia presente nella stella. Infatti, tanto più grande sarà la massa stellare, tanto più la stella brillerà di splendore,
bruciando però più velocemente le proprie risorse energetiche. Di conseguenza le stelle massiccie avranno una vita inferiore
rispetto a quelle di dimensioni minori.
A questo punto inizia inoltre un meccanismo di autoregolazione dell'attività stellare, che permette ad ogni stella di dosare le proprie
risorse energetiche. In pratica ad ogni abbassamento di temperatura, corrisponderà una contrazione del corpo stellare, e quindi un
riscaldamento, viceversa ad ogni aumento del volume stellare corrisponderà invece una dilatazione, e perciò un raffreddamento.
Successivamente, quando il combustibile nucleare inizierà ad esaurirsi, ossia quando tutto l'idrogeno si sarà tramutato in elio, il
nucleo centrale della stella non riuscirà più a produrre quella quantità di energia necessaria a contrastare le forze gravitazionali, che
così torneranno a contrarre l'astro. I conseguenti aumenti di temperatura, riscaldando gli strati adiacenti al nucleo, causeranno
l'espansione degli strati gassosi esterni, che liberi ormai da vincoli gravitazionali, si estenderanno per centinaia di milioni di km
(gigante rossa).
Per le fasi successive gli studiosi pensano che il nucleo stellare continui a contrarsi dando fondo a tutte le risorse energetiche. Gli
ultimi elementi fonderanno allora in altri sempre più pesanti (elio, carbonio, ossigeno, ecc...), sino a raggiungere uno stato di
squilibrio dove, a seconda delle dimensioni della stella, essa evolve in differenti maniere. Facendo infatti riferimento ad una massa
pari a quella del Sole, abbiamo che le
stelle concludono la loro vita in:
Nana bianca - lo stadio finale di
quelle con massa fino ad 1,4 masse
solari. In essa praticamente, dopo
l'espulsione degli strati esterni,
rimarrà un involucro gassoso in
espansione che creerà una nebulosa
planetaria, al centro della quale vi
sarà il nucleo stellare che, essendo
composto da materia degenerata per
le intense forze gravitazionali, non
irradierà più energia, raffreddandosi
quindi in maniera molto lenta sino a
diventare una nana nera.
Stella di neutroni - se la massa è
compresa fra 1,4 masse solari fino ad
un valore di 2-3 volte tanto. In questo
caso il corpo stellare, passando per
una fase di supernova, espanderà gli
strati esterni espellendo più o meno
violentemente la materia che creerà
poi un involucro gassoso in rapida
espansione.
Il
nucleo
invece,
diminuendo le proprie dimensioni,
aumenterà allo stesso tempo la
densità, così da risultare alla fine una
sfera estremamente compatta (con
Il modello di una stella di neutroni
un diametro di una decina di km),
che per effetto dell’enorme forza
gravitazionale risultante e dell'intenso campo magnetico, inizierà a girare vorticosamente attorno al proprio asse emettendo
particolari impulsi sotto forma di onde radio (pulsar). La composizione della materia subirà inoltre cambiamenti radicali mutando tutti
i propri elettroni e protoni in neutroni.
Buco nero - quando la massa ammonta ad oltre 3 volte quella del Sole. In questo caso la stella inizia a contrarsi per effetto delle
grandi forze gravitazionali, ed in maniera molto più massiccia, che non nelle stelle di dimensioni minori. La densità crescerà allora
all'infinito dando inizio ad una fase di contrazione, che nemmeno la degenerazione della materia riuscirà ad arrestare, mentre di pari
passo aumenteranno le sue capacità attrattive, sino ad impedire persino alla luce di sfuggire.
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Lezione 5: Il Profondo Cielo: stelle, ammassi, nebulose e galassie
Oggetti galattici: nubi, nebulose, ammassi stellari .
Nella nostra galassia, oltre alle stelle, esistono molte altre tipologie di oggetti: residui di stelle, ammassi stellari, nebulose ed
immense quantità di materia interstellare addensata in nubi. Vediamoli in dettaglio:
Ammassi stellari
Anche le stelle, come tutti gli altri corpi celesti, sono soggette alla legge di gravitazione universale, così spesso, per effetto delle
reciproche forze gravitazionali, esse orbitano tutte assieme attorno ad un comune centro di massa. Inoltre, quando esse sono
caratterizzate dalle medesime origini e proprietà fisiche, formano dei gruppi omogenei, gli ammassi stellari, che a seconda delle loro
caratteristiche geometriche si distinguono in:
Ammassi Aperti - fra gli oggetti piu' giovani della nostra galassia, non presentano alcuna regola di simmetria, avendo una forma
irregolare. Si estendono per decine di anni luce lungo il piano equatoriale galattico e sono formati da centinaia o addirittura migliaia
di stelle spesso associate con nebulose diffuse.
Ammassi Globulari - contengono fino a centinaia di
migliaia di corpi stellari ed hanno una forma sferica con un
diametro di centinaia di anni luce. Si trovano lungo l'alone
che ricopre il nucleo galattico e risalgono probabilmente al
periodo di formazione della galassia.
Una variante degli ammassi sono le associazioni stellari,
agglomerati di giovani stelle omogenee, caratterizzati da
una più lenta forza di coesione, che quindi non impedisce
il loro dissolvimento dopo pochi milioni di anni.
Generalmente si trovano lungo i bracci di spirale.
Residui di supernovae
Residui di materia espulsa da supernovae che si
espandono a velocità di centinaia di km/sec, diventando
luminosi per le radiazioni UV derivanti dall'esplosione o
per l'onda d'urto, e le interazioni con la materia esistente
nello spazio, con cui i gas vanno praticamente a
scontrarsi. Fra le supernovae piu' famose quella registrata
nel 1054 da astronomi cinesi, di cui ora possiamo
ammirare i resti nella famosa Nebulosa del Granchio
(M1).
Ammasso Globulare M13 in Ercole
Nebulose planetarie
Involucro gassoso in espansione espulso da stelle di avanzata evoluzione (giganti rosse), che per effetto delle radiazioni stellari si
ionizza assumendo un aspetto fluorescente generalmente a forma di globo, clessidra o di anello, sino alla sua completa dispersione
nello spazio. Al termine della fase evolutiva, resterà al suo posto solo il nucleo stellare in via di esaurimento (nana bianca).
Nubi di materiale interstellare
Si tratta di grandi quantità di materia estremamente rarefatta, essenzialmente composta da gas e polveri interstellari, che spesso si
addensa in immense ed estese nubi che possono essere distinte in:
Nubi oscure - se non si lasciano attraversare dalla luce, della quale ne assorbono gran parte, diventando perciò osservabili solo
quando sono proiettate sullo sfondo di nebulose luminose o di ricchi campi stellari.
Nebulose diffuse o a riflessione - se divengono brillanti diffondendo o riflettendo la luce stellare.
Nebulose ad emissione - quando il gas di cui sono composte
diviene ionizzato e fluorescente dalle radiazioni provenienti da
stelle vicine.
Nubi molecolari - Immense strutture contenenti molecole e
caratterizzate da più alte temperature e densità delle nubi oscure.
LA VIA LATTEA, LA NOSTRA GALASSIA
Per lo studio delle galassie non si può prescindere dall'esaminare
la nostra, che denominata dagli antichi Via Lattea, a causa di
quella striscia lattiginosa che taglia il cielo, fa parte del Gruppo
Locale insieme ad altre componenti fra le quali le galassie di
Andromeda, del Triangolo e le Nubi di Magellano.
Essa appartiene al gruppo delle galassie cosiddette “a spirale” ed
è composta da centinaia di miliardi di stelle, oltre ad una quantità
immensa di polveri e gas interstellari. Ha la forma di un disco
Nebulosa d’Orione M42
appiattito, con un diametro di 100 mila anni luce, al cui centro si
trova il nucleo circondato da filamenti che prendono il nome di
bracci di spirale. Orizzontalmente lungo il piano equatoriale stanno delle nubi oscure che apparentemente la dividono in due
emisferi. Il nucleo è composto da stelle ed ammassi stellari la cui nascita sembra risalire al periodo di formazione della stessa
galassia. Si trova in direzione della costellazione del Sagittario, ed è stato rintracciato solo grazie all'abbondanza delle radiazioni
emesse, visto che la sua visibilità è a noi celata da nubi oscure. Il disco è invece formato in larga parte da nubi di polvere, gas
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Lezione 5: Il Profondo Cielo: stelle, ammassi, nebulose e galassie
interstellari e giovani e luminose stelle azzurre che spiraleggiando si dipartono dal nucleo. Tutto attorno un alone composto da
materia a bassissima densità, quasi a rasentare il vuoto assoluto, oltre ad una miriade di ammassi globulari.
La prova della struttura della nostra galassia la si è avuta solo in tempi recenti, anche se già nel 1785 W. Herschel aveva disegnato
una mappa che grosso modo ne richiama la forma, nel 1918 H. Shapley, analizzando la distribuzione degli ammassi globulari,
scoprì che essi erano situati attorno ad un punto distante circa 30.000 anni luce dal Sole. In virtù di queste considerazioni, era
dunque chiaro che il sistema solare era immerso in un esteso contenitore di stelle che letteralmente lo circondava, e dislocato in
una posizione eccentrica, a poco più di metà strada, fra quello che sarebbe risultato il nucleo galattico e le estremità dei bracci di
spirale. Tutto ciò diventa evidente osservando altre galassie ed esaminando quel cerchio che il profilo della Via Lattea disegna nel
cielo e che taglia da un estremo all'altro tutta la volta celeste in determinati periodi dell'anno. Guardando in tale direzione (il piano
equatoriale galattico), è possibile notare una maggiore distribuzione di stelle rispetto a quelle presenti nelle altre regioni celesti, che
aumentano ancora di più in corrispondenza del Sagittario dove, come abbiamo detto, si trova il nucleo galattico.
Anche la nostra galassia ruota su se stessa, ma in maniera diversa da come fanno la maggior parte dei corpi celesti, generalmente
corpi rigidi. I bracci di spirale infatti, orbitano attorno al nucleo con velocità differenti l'uno dall'altro, più velocemente quelli interni e
più lentamente quelli situati verso l'esterno. Tutte le stelle vengono trascinate da questo movimento, così come il Sole e tutto il
sistema solare, che seguono praticamente una traiettoria ellittica attorno al centro galattico con un periodo che viene stimato in 250
milioni di anni e con una velocità di circa 250 km/sec.
Catalogo Messier
Anche gli oggetti del cielo profondo sono stati in passato catalogati e recensiti in speciali elenchi. Di questi il piu' famoso è il
catalogo compilato dall'astronomo francese C. Messier, e pubblicato nel 1774, che comprendeva inizialmente 45 elementi ai quali
ne vennero aggiunti altri 58, da parte di un collaboratore dell'autore, P. Mechain, fino a raggiungere, all'inizio del XX° secolo, un
totale di 110 fra nebulose, galassie ed ammassi stellari, i quali vengono indicati con una M seguita dal numero d'ordine:
M1
Nebulosa diffusa del Granchio Toro
M 24
Ammasso aperto
Sagittario
M2
Ammasso globulare
Acquario
M 25
Ammasso aperto
Sagittario
M3
Ammasso globulare
Cani da caccia
M 26
Ammasso aperto
Scudo
M4
Ammasso globulare
Scorpione
M 27
Nebulosa planetaria Manubrio Volpetta
M5
Ammasso globulare
Serpente
M 28
Ammasso globulare
Sagittario
M6
Ammasso aperto Insetto
Scorpione
M 29
Ammasso aperto
Cigno
M7
Ammasso aperto
Scorpione
M 30
Ammasso globulare
Capricorno
M8
Nebulosa diffusa Laguna
Sagittario
M 31
Galassia spirale di Andromeda Andromeda
M9
Ammasso globulare
Ofiuco
M 32
Galassia ellittica
Andromeda
M 10
Ammasso globulare
Ofiuco
M 33
Galassia spirale Triangolo
Triangolo
M 11
Ammasso globulare
Scudo
M 34
Ammasso aperto
Perseo
M 12
Ammasso globulare
Ofiuco
M 35
Ammasso aperto
Gemelli
M 13
Ammasso globulare di Ercole
Ercole
M 36
Ammasso aperto
Auriga
M 14
Ammasso globulare
Ofiuco
M 37
Ammasso aperto
Auriga
M 15
Ammasso globulare
Pegaso
M 38
Ammasso aperto
Auriga
M 16
Nebulosa diffusa Aquila
Serpente
M 39
Ammasso aperto
Cigno
M 17
Nebulosa diffusa Omega
Sagittario
M 40
Errore
Stella doppia
M 18
Ammasso aperto
Sagittario
M 41
Ammasso aperto
Cane maggiore
M 19
Ammasso globulare
Ofiuco
M 42
Nebulosa diffusa di Orione
Orione
M 20
Nebulosa diffusa Trifida
Sagittario
M 43
Nebulosa diffusa
Orione
M 21
Ammasso aperto
Sagittario
M 44
Ammasso aperto del Presepe Cancro
M 22
Ammasso globulare
Sagittario
M 45
Ammasso aperto delle Pleiadi Toro
M 23
Ammasso aperto
Sagittario
M 46
Ammasso aperto
Poppa
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Lezione 5: Il Profondo Cielo: stelle, ammassi, nebulose e galassie
M 47
Ammasso aperto
Poppa
M 79
Ammasso aperto
Lepre
M 48
Ammasso globulare
Hydra
M 80
Ammasso globulare
Scorpione
M 49
Galassia ellittica
Vergine
M 81
Galassia a spirale
Orsa maggiore
M 50
Ammasso aperto
Unicorno
M 82
Galassia irregolare
Orsa maggiore
M 51
Galassia spirale Vortice
Cani
M 83
Galassia a spirale
Hydra
M 52
Ammasso aperto
Cassiopeia
M 84
Galassia a spirale
Vergine
M 53
Ammasso globulare
Chioma
M 85
Galassia ellittica
Chioma
M 54
Ammasso globulare
Sagittario
M 86
Galassia ellittica
Vergine
M 55
Ammasso globulare
Sagittario
M 87
Galassia ellittica
Vergine
M 56
Ammasso globulare
Lira
M 88
Galassia a spirale
Chioma
M 57
Nebulosa planetaria della Lira Lira
M 89
Galassia ellittica
Vergine
M 58
Galassia a spirale
Vergine
M 90
Galassia a spirale
Vergine
M 59
Galassia ellittica
Vergine
M 91
Galassia a spirale barrata
Chioma
M 60
Galassia ellittica
Vergine
M 92
Ammasso globulare
Ercole
M 61
Galassia a spirale
Vergine
M 93
Ammasso aperto
Poppa
M 62
Ammasso globulare
Ofiuco
M 94
Galassia a spirale
Cani da caccia
M 63
Galassia spirale Girasole
Cani da caccia
M 95
Galassia a spirale
Leone
M 64
Galassia spirale Occhio Nero
Chioma
M 96
Galassia a spirale
Leone
M 65
Galassia a spirale
Leone
M 97
Nebulosa planetaria Gufo
Orsa maggiore
M 66
Galassia a spirale
Leone
M 98
Galassia a spirale
Chioma
M 67
Ammasso aperto
Cancro
M 99
Galassia a spirale
Chioma
M 68
Ammasso globulare
Hydra
M 100
Galassia a spirale
Chioma
M 69
Ammasso globulare
Sagittario
M 101
Galassia a spirale
Orsa maggiore
M 70
Ammasso globulare
Sagittario
M 102
Galassia lenticolare
Dragone
M 71
Ammasso aperto
Freccia
M 103
Ammasso aperto
Cassiopeia
M 72
Ammasso globulare
Acquario
M 104
Galassia a spirale Sombrero
Vergine
M 73
Ammasso aperto
Acquario
M 105
Galassia ellittica
Leone
M 74
Galassia a spirale
Pesci
M 106
Galassia a spirale
Cani da caccia
M 75
Ammasso globulare
Sagittario
M 107
Ammasso globulare
Ofiuco
M 76
Piccola Nebulosa Manubrio
Perseo
M 108
Galassia a spirale
Orsa maggiore
M 77
Galassia a spirale
Balena
M 109
Galassia a spirale barrata
Orsa maggiore
M 78
Nebulosa diffusa
Orione
M 110
Galassia ellittica
Andromeda
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informazioni raccolte ed elaborate da Wikipedia portale di astronomia (http://it.wikipedia.org/wiki/Portale:Astronomia
)
ASSOCIAZIONE ASTRONOMICA CORTINA
AUTUNNO AL PLANETARIO - Planetario “Nicolò Cusano” 1/10–3/12/2010
Lezione 5: Il Profondo Cielo: stelle, ammassi, nebulose e galassie
GALASSIE
Le galassie sono degli enormi contenitori di stelle, il cui diametro può essere di centinaia di migliaia di anni luce, che come delle
vere e proprie isole nell'universo si trovano situate nello spazio a distanze enormi (anche miliardi di a.l.) le une dalle altre. A
separarle solo immense quantità di pulviscolo intergalattico e materiale interstellare estremamente rarefatto.
Data la grandissima distanza che ci separa dalle più vicine, esse sono state scoperte solo negli ultimi tre secoli, anche se la
certezza della loro esistenza la si è avuta solo nel 1924, grazie ad E. Hubble, che misurando la distanza di alcune cefeidi individuate
nella galassia di Andromeda, ebbe la prova di come quest'ultima fosse situata nello spazio esterno ben al di là della Via Lattea.
Prima di allora, infatti, quelle poche galassie che erano state scoperte venivano scambiate per stelle o nebulose, vista la mancanza
di strumenti adeguati all'osservazione di oggetti così lontani.
La nascita delle galassie è ancora avvolta nel mistero, ma sembra che esse traggano la loro origine per l'aggregazione della
materia primordiale che, centinaia di milioni di anni dopo il Big-Bang, iniziò ad addensarsi in grandi nubi, le quali, a causa delle
immense forze gravitazionali risultanti, cominciarono a contrarsi ed a ruotare attorno a se stesse dando vita alle "protogalassie". E'
sicuramente in questo frangente, che le diverse velocità di rotazione condizionarono quelle che poi sarebbero risultate le forme finali
di ciascuna delle galassie attuali.
Classificazione delle Galassie
Hubble infatti le distinse in base al loro aspetto
ed alle loro dimensioni in gruppi omogenei,
suddivisi a loro volta in sottogruppi:
Ellittiche - Hanno una forma ellissoidale con un
nucleo molto intenso e brillante che si disperde
verso l'esterno. Per la maggior parte sono
composte da stelle di vecchia formazione;
Spirali - Dello stesso tipo della nostra galassia,
si caratterizzano per il nucleo centrale, di forma
quasi sferica, che si trova circondato da un
alone da cui si dipartono i bracci a forma di
spirale. In questo tipo di galassia coesistono
stelle di tutte le età, anche se quelle più giovani
sembrano trovarsi nel disco;
Barrate - Pressocchè uguali alle precedenti,
differiscono solo per i bracci, che invece di
essere a forma di spirale, sono collegati agli
estremi di una barra centrale.
Altri gruppi minori sono quelle irregolari, dalle forme prive di simmetria, e le lenticolari, una via di mezzo fra quelle ellittiche e quelle
a spirali, che probabilmente hanno perso la forma originaria per l'interazione gravitazionale con altri corpi galattici vicini.
Distribuzione delle galassie
Le galassie hanno la caratteristica di aggregarsi in ammassi e quindi in superammassi (un migliaio di oggetti nel primo caso e
centinaia di migliaia nel secondo) che possono essere aperti, se composti da una struttura irregolare, o regolari, se mostrano una
forma sferica che solitamente è più densa verso il centro.
Considerando l'alta densità che caratterizza i superammassi, può capitare che avvengano scontri fra galassie, ma senza le
conseguenze che si potrebbe immaginare. Esse sono costituite infatti da zone estremamente rarefatte, con il risultato che spesso si
fondono fra loro creando altre galassie di dimensioni maggiori. Se invece lo scontro avviene a velocità tali da permettere di sfuggire
alla forza di mutua attrazione, allora esse verrano intaccate solo marginalmente, subendo variazioni nella loro forma.
Galassie attive
Oltre a quelle enunciate, esistono anche altre specie di galassie, che emettendo energia in grandissima quantità sotto forma di
radiazioni; esse si meritano l'appellativo di “galassie attive”. Le cause di tutto questo sono ancora sconosciute, forse un buco nero
particolarmente massiccio che risiede nel nucleo galattico. E’ comunque possibile distinguerle secondo il tipo di energia irradiata in:
Radiogalassie - Emettono radiazioni sotto forma di onde radio ed hanno una forma ellittica ed un nucleo formato da due lobi
contrapposti;
Quasars - Particolari tipi di radiogalassie scoperte negli anni '60 e situate a distanze enormi, che emettono una quantità di energia
centinaia di volte maggiore quella di una galassia normale;
Galassie di Markarian - La loro caratteristica è la grande emissione di radiazione ultravioletta ed è probabile che siano fra le più
giovani di tutto l'universo;
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Lezione 5: Il Profondo Cielo: stelle, ammassi, nebulose e galassie
Galassie di Seyfert - Scoperte dall'astronomo di cui portano il nome, sono caratterizzate da emissioni di raggi gamma, da una forma
a spirale e da un nucleo molto luminoso.
UNIVERSO: CENNI DI COSMOLOGIA
Nel corso della storia diversi filosofi si sono posti il problema dell'origine e dell'evoluzione dell'universo, fornendo quasi sempre
come soluzione, quella dell'esistenza di una entità infinita ed incommensurabile, spesso identificata con la nostra stessa galassia.
L'ipotesi di una pluralità di universi-isola, fù invece postulata per la prima volta nel 18° secolo da E. Kant, secondo il quale il sistema
solare era contenuto in un immenso contenitore di stelle (la Via Lattea), che insieme ad altre analoghe strutture popolavano l'intero
cosmo. Ambedue le ipotesi furono ampiamente discusse dagli studiosi fino ai primi 20 anni del secolo scorso, finchè non arrivò la
scoperta dello spazio extragalattico, ad opera di E. Hubble nel 1924 che, dettando la parola fine sulla questione, disegnava
l'immagine completamente nuova di uno spazio immenso e sconfinato suddiviso a sua volta in diversi "universi-isola", le galassie,
ognuna delle quali composta da centinaia di miliardi di stelle ed altri oggetti celesti.
Principio cosmologico
Nasceva così la moderna cosmologia, una scienza dedita allo studio delle origini e dell'evoluzione dell'universo, la quale ci fornisce
tuttora, la configurazione di un gigantesco sistema strutturato in livelli gerarchici. Partendo infatti dalla Terra, che non è un punto
privilegiato, ma solo il nostro posto d'osservazione, arriviamo al Sole, e quindi al sistema solare, giungendo poi, attraverso la nostra
galassia, agli ammassi di galassie ed ai superammassi, sino ad arrivare concettualmente ai "confini dell'universo", da dove questo
appare in maniera isotropa ed omogenea, uguale in ogni direzione ed in ogni luogo (principio cosmologico).
Paradosso di Olbers
Alla luce di queste considerazioni, nasceva allora l'esigenza di determinare se l'universo fosse o meno dotato di limiti. In passato
infatti, è stato fatto rilevare da uno studioso del diciottesimo secolo, che se esso fosse infinito nel cielo dovremmo vedere un numero
grandissimo di stelle sparse in ogni direzione e illuminanti a giorno la volta celeste. Oggi però sappiamo che non è così, la soluzione
del "paradosso di Olbers" consiste infatti nel fatto che tutte le galassie si stanno allontanando fra di loro e che dunque facciamo
parte di uno spazio in espansione.
Legge e Costante di Hubble
La prova di ciò la fornì ancora una volta Hubble, il quale aveva notato che nello spettro di alcune galassie osservate, le righe
spettrali apparivano spostate verso il rosso in maniera tanto più marcata quanto esse fossero deboli (lontane). Tutto questo, noto
anche come redshift, era dunque dovuto all'effetto doppler (causato dall'allontanamento della sorgente luminosa rispetto
all'osservatore), ragion per cui nel 1929 pubblicò la legge che porta il suo nome (Legge di Hubble) e secondo la quale tutte le
galassie si allontanano fra loro con una velocità che è direttamente proporzionale alla loro distanza:
V=H*D
Dove V = velocità di allontanamento di una galassia in km/sec; D = distanza misurata in megaparsec; H = costante di Hubble
La costante tuttora non è stata quantificata con esattezza, ma dividendo la velocità della luce per il valore calcolato dagli studiosi, si
ottiene una distanza di circa 15 miliardi di anni-luce, appunto l'età dell'universo teorizzata dagli scienziati, che viene definita anche
come orizzonte di Hubble.
Ipotesi sull'espansione dell'universo
Dunque un'universo in espansione che va sempre più mutando le proprie proprietà fisiche, divenendo meno denso e più freddo,
anche se c'è da considerare ora la densità media della materia, che essendo maggiore, minore od uguale ad un valore cosiddetto
critico, determinerebbe rispettivamente tre possibili configurazioni:
Chiuso - la quantità di materia rallenta e blocca la crescita dell'universo, facendolo richiudere poi su se stesso in un grande crollo, il
Big Crunch;
Aperto - la materia non riesce a frenare la spinta primordiale, causando quindi una espansione all'infinito;
Piatto - con un valore esattamente uguale l'espansione sarebbe ancora infinita, ma in continuo rallentamento.
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I MODELLI COSMOLOGICI
in alto: Universo aperto
Al centro: Universo piatto
In basso: Universo chiuso
Materia oscura
Secondo le nostre attuali conoscenze nell'universo non c'è tanta materia quanta ne sarebbe sufficiente ad innescare la prima
ipotesi, la densità di quella visibile viene infatti quantificata in circa il 2% di quella necessaria. Viene comunque vagliata la possibilità
della sua esistenza sotto forma di materia oscura, invisibile, le prove sono fornite dalle galassie e dagli ammassi di galassie, i cui
movimenti e le relative velocità sembrano derivare da effetti gravitazionali dovuti a quantità di materia ben maggiori di quelle sinora
osservabili.
Big Bang
Accertata l'espansione dell'universo, i modelli che hanno cercato di spiegare la sua nascita e la sua evoluzione, sono stati
soprattutto due: il modello stazionario e quello inflazionario. Il primo, proposto fino alla fine degli anni sessanta, ed ormai caduto
praticamente in disuso, prevedeva l'esistenza di un universo in espansione, ma caratterizzato da una continua creazione di materia
che ne garantiva così il mantenimento delle medesime proprietà fisiche. Invece nel secondo, nel quale si rispecchia la teoria del Big
Bang, formulata da A. Friedmann nel 1929, e poi completata da A. Gamow nel 1940, l'universo non è sempre esistito, ma sembra
che sia nato all'incirca 15 miliardi di anni fà da quella gigantesca “deflagrazione” che diede inizio ad un viaggio della materia
dall'infinitamente piccolo, come era subito dopo l'esplosione, all'infinitamente grande, come la vediamo oggi. Una teoria attualmente
molto accreditata, che è anche suffragata da due importanti scoperte: la Legge di Hubble e la radiazione cosmica di fondo. Della
prima abbiamo già detto, mentre riguardo a quest'ultima possiamo dire che essa fù individuata dai due ricercatori americani, A.
Penzias ed R. W. Wilson, che nel 1965 intercettarono l'eco di quella remota esplosione, una sorta di rumore primordiale che
proveniva in maniera uguale da ogni direzione dello spazio.
Nascita del tempo e dello spazio
Un evento dunque che diede inizio alla scala del tempo e dello spazio, su cui ora inesorabilmente l'universo si muove. Di
conseguenza in origine tutto doveva essere concentrato in un minuscolo punto, dalla densità e gravità infinite, dove il tempo e lo
spazio erano appunto pari a zero e la temperatura dell'ordine di miliardi di miliardi di gradi. Cosa ci fosse prima rimane per ora un
mistero, visto che nemmeno gli scienziati avanzano ipotesi, ritenendo i momenti anteriori a tale istante come inconoscibili ed
inspiegabili da qualsiasi teoria. Dopo una piccola frazione di secondo questa indescrivibile entità, da molti definita idealmente come
una "palla di fuoco", iniziò a crescere, e raggiunte le dimensioni di giorni luce l'universo era già un miscuglio di particelle (neutroni,
protoni, elettroni, antielettroni, fotoni, neutrini ed altre) che cominciavano ad interagire fra di loro. Subito dopo entrarono in gioco le
forze fondamentali dell'universo, ed alla già esistente forza gravitazionale, che regola l'attrazione fra le masse, si aggiunsero le altre
tre che insieme a questa governano l'universo: la forza debole, che agisce a livello atomico, la forza forte che governa i nuclei
atomici, la forza elettromagnetica responsabile di tutti i fenomeni elettromagnetici quali la luce, le onde radio, ecc...
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Era della radiazione
Passati alcuni secondi, mentre la densità andava sempre più scemando sotto la spinta inflazionistica della deflagrazione iniziale,
l'universo entrava nella cosiddetta "era della radiazione" interamente dominata dai fotoni strettamente accoppiati alla materia. Nel
frattempo anche la temperatura scendeva fino a raggiungere il milione di gradi, così che i protoni ed i neutroni iniziarono ad
aggregarsi fra loro creando le prime quantità di deuterio ed elio, e questo ne spiega la loro grande diffusione nell'universo.
Era della materia
Dopo alcune centinaia di migliaia di anni, l'universo era divenuto ancora meno denso e più freddo; avveniva a questo punto la
"ricombinazione" di protoni ed elettroni per creare i primi atomi di idrogeno. Finiva a quel punto la prima parte della storia
dell'universo, quella dominata dalla radiazione, ed iniziava "l'era della materia" che vedeva l'aggregazione delle particelle nelle
prime forme atomiche, mentre i fotoni, liberi ormai da ogni vincolo, potevano così irradiarsi in tutte le direzioni sotto forma di
radiazione cosmica di fondo. Dopo qualche milione di anni si erano già formati i primi agglomerati di materia, che aggregandosi a
loro volta per l'attrazione gravitazionale, daranno vita qualche centinaio di milioni di anni dopo alle protogalassie, che una volta che
si saranno evolute in galassie formeranno le stelle e tutti gli altri corpi celesti.
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