Domande e risposte Capitoli 5 -10. Descrivi il moto di rotazione e rivoluzione della luna mettendoli in riferimento con le fasi lunari. La Luna compie un moto di rotazione il cui periodo è uguale al periodo del moto di rivoluzione attorno alla Terra, per questo motivo essa rivolge sempre la stessa faccia verso il nostro pianeta. Si definisce novilunio il momento in cui la luna è in congiunzione con il sole, la parte illuminata sarà quella opposta alla Terra. Dopo circa 7 giorni avrà compiuto un quarto del suo moto di rivoluzione e sarà nel primo quarto apparendo illuminata solo per metà . La fase di plenilunio con la Luna completamente visibile, si ha quando questa è in opposizione, mentre l’ultimo quarto si avrà al momento che la Luna avrà percorso i tre quarti della propria orbita attorno alla Terra. Descrivi quali condizioni al contorno devono verificarsi perché possa avvenire un'eclisse di sole o di luna. Quale ulteriore condizione è necessaria perché si verifichi un'eclisse anulare di sole? Le eclissi si verificano quando la Luna si trova nelle posizioni di congiunzione (eclisse di sole) e di opposizione (eclisse di Luna). La Luna deve però allo stesso tempo trovarsi o in prossimità o esattamente sulla linea dei nodi (linea data dall’intersezione tra il piano dell’orbita lunare e il piano dell’eclittica). Si ha un’eclisse anulare quando la porzione non oscurata del Sole forma un anello luminoso attorno al disco oscuro della Luna. Tale tipo di eclisse si ha più facilmente quando la Luna è in apogeo e il suo diametro apparente diminuisce. Definisci mese sinodico, mese siderale e mese draconico. Si definisce mese sinodico l’intervallo di tempo durante il quale la luna compie un movimento di rivoluzione completo rispetto al sistema di riferimento Terra – Sole, esso ha una durata di 29,53 giorni. Si definisce mese siderale l’intervallo di tempo durante il quale la Luna compie un movimento di rivoluzione rispetto alla stelle fisse, esso è pari a 27,32 giorni. Si definisce infine mese draconico l’intervallo tra due successivi passaggi della luna per lo stesso nodo, cioè uno dei due punti di intersezione tra il piano dell’orbita lunare e il piano dell’orbita terrestre, esso è di 27,21 giorni. Descrivi lo spettro elettromagnetico definendo in base a quali grandezze fisiche è possibile distinguere le diverse onde elettromagnetiche. Un’onda elettromagnetica è una perturbazione del campo elettromagnetico. Ogno onda viene definita in base alla lunghezza d’onda λ (distanza tra due successive creste), al periodo T (tempo che l’onda impiega a compiere un’osscillazione) e alla frequenza ν , cioè il numero di oscillazioni al secondo. Lo spettro elettromagnetico è la gamma delle varie onde elettromagnetiche in relazione alla lunghezza d’onda. Esso comprende (a partire dai valori più piccoli di λ ), raggi gamma, raggi x, ultravioletti, luce visibile, infrarossi, microonde, onde radio. Come si producono uno spettro continuo, uno spettro a righe in emissione e uno spettro a righe in assorbimento? Uno spettro continuo si produce quando viene diffratta, dopo essere passata per una fessura, la luce bianca prodotta da un gas compresso incandescente. Poiché essa contiene tutte le possibili lunghezze d’onda si ottiene uno spettro continuo. Se la luce è prodotta da un gas rarefatto caldo verranno emesse solo precise lunghezze d’onda che formeranno singole righe colorate su uno sfondo nero, se invece la luce emessa da un gas compresso caldo attraversa gas rarefatto freddo prima di essere diffratta, essa formerà uno spettro continuo con righe nere in corrispondenza delle frequenze assorbite dal gas. In che modo un astronomo può usare spettri di emissione o di assorbimento per ottenere informazioni riguardo all'universo che ci circonda? Se la temperatura di un corpo raggiunge un valore sufficiente esso inizia ad emettere onde elettromagnetiche. La relazione tra le diverse lunghezze d’onda e la potenza con cui vengono emesse è descritta dalla legge di Plank. In particolare il picco di emissione si sposta verso lunghezze d’onda minori all’aumentare della temperatura, osservando lo spettro di una stella è possibile quindi determinarne la sua temperatura superficiale (classificazione di Harvard). Osservando invece spettri a righe in emissione o in assorbimento è possibile identificare elementi chimici presenti negli starti superficiali di una stella o interposti tra la sorgente luminosa e l’osservatore in quanto ogni elemento emette o assorbe solo su determinate lunghezze d’onda. Infine misurando il redshift sugli spettri provenienti da galassie lontane è stato possibile determinarne il moto relativo rispetto alla nostra. Descrivete in base a quali parametri vengono definite, magnitudine apparente, magnitudine assoluta e classe spettrale di una stella. La magnitudine apparente è una misura della luminosità di una stella così come viene percepita da un osservatore sulla Terra, essa è pari a m=-2,5 log (I) + K dove I è l’intensità luminosoa percepita e K una costante. La magnitudine assoluta corrisponde alla magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse a una distanza di 10 parsec dalla Terra. La classe spettrale di una stella dipende dalla sua temperatura superficiale che determina il relativo picco di emissione. Essa è usata nella classificazione di Harvard. Essa comprende sette classi che, in ordine decrescente di temperatura, sono indicate con le lettere OBAFGKM. Descrivete il diagramma H-R. Quali “famiglie” di stelle è possibile individuare sul diagramma? Il diagramma HR è una rappresentazione grafica della relazione tra la classe spettrale, riportata in ascissa, e la magnitudine (o luminosità) assoluta, riportata in ordinata. Le coordinate ascrivibili alla maggior parte delle stelle si trovano all’interno di una fascia, chiamata sequenza principale, che attraversa il diagramma dall’angolo in alto a sinistra a quello in basso a destra. Nella parte alta del diagramma si trovano stelle giganti (giganti rosse a destra e giganti blu a sinistra). Nella parte in basso a sinistra si trovano le nane bianche. Mettete in relazione la massa iniziale di una stella con il suo tempo di permanenza sulla sequenza principale e con le possibili fasi finali della sua evoluzione. La massa iniziale della nebulosa da cui si origina una stella determina sia la durata di vita sia il tipo di evoluzione di quest’ultima. Maggiore è la massa iniziale, minore sarà il tempo di permanenza all’interno della sequenza principale del diagramma HR. Se la massa della stella non supera le otto masse solari, nelle ultime fasi della sua evoluzione essa si trasformerà in una gigante rossa che attraverserà la fase di nebulosa planetaria per poi esaurirsi come una nana bianca. Stelle molto grandi possono generare un’esplosione catastrofica come una supernova di tipo II, il nucleo collassato di tali stelle può dar vita ad una stella di neutroni o a un buco nero. Che cosa sono le cefeidi? Quale fondamentale contributo il loro studio ha dato all'astronomia? Le cefeidi sono stelle giganti e supergiganti che rientrano nella categoria delle variabili pulsanti. Esse variano la loro luminosità con un periodo molto costante che può variare tra uno e cinquanta giorni. La loro importanza è dovuta al fatto che la magnitudine assoluta media di una cefeide (M) è legata al suo periodo (T) dalla seguente relazione M = a – b log(T). Grazie a questa scoperta, fatta da Henrietta Leavitt, è possibile disporre di un potente strumento per misurare le distanze, conoscendo infatti la magnitudine media assoluta di una cefeide e confrontandola con la magnitudine apparente e possibile risalire alla sua distanza. Descrivi l'effetto Doppler e la legge di Hubble. L’effetto doppler consiste in un’alterazione della lunghezza d’onda percepita da un osservatore in moto relativo rispetto alla sorgente dell’onda. Quando la sorgente si avvicina all’osservatore la lunghezza d’onda diminuisce, spostando lo spettro verso il blu, succede il contrario con uno spostamento verso il rosso per sorgenti che si allontanano. Misurando lo spostamento verso il rosso (redshift) delle galassie, Hubble si è reso conto che l’apparente velocità di recessione delle galassie è direttamente proporzionale alla loro distanza, da cui la nota legge v=H0 r (dove r è la distanza e H0 un valore noto come costante di Hubble) Descrivi la teoria del big bang. Quali prove è possibile addurre a sostegno di tale teoria? In base alla legge di Hubble è possibile affermare che tutte le galassie si stanno allontanando le une dalle altre. Conseguenza logica di ciò è che esse erano in passato molto più vicine. Risalendo ad un passato sufficientemente lontano (13,7 miliardi di anni) è possibile ipotizzare che tutta la materia dell’universo fosse concentrata in un unico punto. Per big bang si intende l’evento iniziale che ha dato inizio all’espansione dell’universo, esso e coinciso con l’inizio dello scorrere del tempo. Prove del big bang sono la radiazione cosmica di fondo e la misura delle percentuali degli isotopi dell’idrogeno. Che cosa si intende per “densità critica”? Quali ipotesi è possibile fare sulla futura evoluzione dell'universo? L’espansione dell’universo viene contrastata dalla forza di attrazione della gravità. Si definisce densità critica il valore medio della densità dell’universo che si ritiene sufficiente per fermare l’espansione di quest’ultimo. Il rapporto tra la densità media dell’universo e la densità critica viene definito parametro di densità Ω. Se Ω è minore di uno l’universo continuerà ad espandersi all’infinito (universo aperto), se Ω è minore di uno, l’espansione terminerà e inizierà una fase di contrazione (universo chiuso), per Ω uguale a uno si avrebbe un continuo rallentamento senza però arrivare alla fase di contrazione.