Domande e risposte Capitoli 5 -10. Descrivi il moto di rotazione e

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.