titolo: stelle e costellazioni

MODULO DI APPROFONDIMENTO n. 3
TITOLO: STELLE E COSTELLAZIONI
SOTTOTITOLO: Il cielo è certamente uno spettacolo
continuo.
DOCENTE: prof.ssa Contini Roberta (docente di Scienze Naturali)
DESTINATARI: studenti del primo anno (Com. 201 e Com. 215)
DURATA: 8 ore
CALENDARIO:
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Martedì 17 gennaio, ore 14.00 – 16.00
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Martedì 31 gennaio, ore 14.00 – 16.00
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Martedì 7 febbraio, ore 14.00 – 16.00
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Martedì 14 febbraio, ore 14.00 – 16.00
INTRODUZIONE: il breve corso intende “additare” a chi prova curiosità per i
fenomeni del cielo alcune avvincenti osservazioni che si possono compiere con facilità
a occhio nudo o con il binocolo; non sarà tutta l’astronomia, ma alcuni argomenti di
interesse pratico e teorico di cui fanno parte l’orientamento, il riconoscimento delle
costellazioni e dei pianeti, il passaggio di satelliti artificiali e gli sciami di stelle cadenti
attraverso il “pensiero” dell’Uomo.
ARTICOLAZIONE E CONTENUTI
1. Guida all’osservazione del cielo ad occhio nudo e con il binocolo: la volta
celeste, le condizioni migliori, le distanze angolari, i metodi di esplorazione.
2. Riconoscimento delle principali stelle e costellazioni: la chiave del cielo,
asterismi e allineamenti, il cielo boreale invernale ed estivo
3. Caratteristiche fisiche e chimiche delle stelle: distanza, massa, densità,
temperatura, luminosità, composizione, classificazione
4. Evoluzione stellare ed elementi di cosmologia: reazioni nucleari delle stelle,
diagramma HR, legge di Hubble, modelli cosmologici.
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LEZIONE N.1 DEL 17 GENNAIO 2017
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LEZIONE N.2 DEL 31 GENNAIO 2017
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LEZIONE N.3 DEL 7 FEBBRAIO 2017
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Le stelle
sono masse gassose incandescenti
in cui pressione, densità e
temperatura aumentano con simmetria radiale verso la parte centrale o nucleo in cui il
gas si trova in uno stato di plasma e va incontro a reazioni termonucleari di fusione
con trasformazione di elementi leggeri in elementi via via più pesanti.
Le caratteristiche delle stelle si conoscono indirettamente dallo studio delle radiazioni
emesse che vengono analizzate da parte di diversi strumenti:
- telescopio: posizione, distanza,
- spettrometro: composizione, temperatura, velocità radiale
- fotometro: luminosità
dallo studio di modelli di laboratorio (corpo nero) e da calcoli matematici e geometrici.
La posizione delle stelle risulta apparentemente proiettata su una sfera celeste e non
tiene conto della distanza, per cui le stelle sembrano raggruppate in costellazioni che
si muovono giornalmente attorno all'asse terrestre-celeste in senso orario da est
verso ovest e che risultano circumpolari od occidue a seconda dell'orizzonte. La
posizione sulla sfera delle stelle viene indicata attraverso due sistemi di coordinate
celesti:
- coordinate equatoriali (declinazione e ascensione retta) - sistema assoluto
- coordinate altazimutali (altezza, azimut) - sistema relativo
(vedi coordinate celesti)
La distanza delle stelle viene calcolata per via geometrica conoscendo l'angolo di
parallasse trigonometrico che sottende il semiasse dell'orbita di rivoluzione terrestre.
(vedi parallasse trigonometrica) e viene espressa generalmente in parsec, una delle
unità di misura astronomiche:
UA (unità astronomica)
al (anno luce)
= 150 milioni KM
= 63.000 U.A.
pc (parallasse secondo)
= 32,6 al
distanza media Terra-Sole
distanza percorsa dalla luce
in un anno con c= 300.000
Km/s
distanza di un punto il cui
angolo di parallasse vale 1"
La composizione delle stelle si deduce dagli spettri di assorbimento prodotti dalla
atmosfera stellare che trattiene determinate radiazioni emesse dalla superficie visibile
della stella (fotosfera) e che risulta per il 95% costituita dai gas più leggeri: idrogeno
ed elio.
La temperatura delle stelle si deduce dalle radiazioni emesse con maggiore intensità
dalla stella dal momento che la loro lunghezza d'onda risulta inversamente
proporzionale alla temperatura, per cui le stelle più calde (40.000K) sono blu e le
stelle più fredde (3000K) sono rosse.
(vedi leggi della radiazione)
La velocità radiale delle stelle è la componente vettoriale della velocità reale
scomposta lungo la direzione visuale e si ricava per effetto Doppler dallo spostamento
spettrale(Z) delle righe rispetto ai valori teorici:
Z = lunghezza d'onda reale - lunghezza d'onda teorica/lunghezza d'onda teorica
velocità radiale = Z x c
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allontanamento: spostamento verso il rosso
avvicinamento: spostamento verso il blu
La luminosità delle stelle è il ritmo con cui emettono energia radiante, si distingue:
- luminosità assoluta che dipende dalla distanza
- luminosità apparente che non tiene conto della distanza
(vedi leggi della radiazione)
La luminosità si esprime in classi di magnitudine con un rapporto tra una classe e
l'altra pari a 2,5. Per la magnitudine assoluta si rapporta la luminosità alla distanza
convenzionale di 10 pc.
La massa delle stelle si calcola indirettamente dallo studio dei moti orbitali delle stelle
binarie e dai valori di luminosità. Le stelle hanno massa compresa tra 1/10 e 60
masse solari.
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PRINCIPI DI COSMOLOGIA
1929 legge di Hubble
v=HD
v = velocità radiale delle galassie
H = costante di Hubble
D = distanza (megaparsec)
Le galassie si allontanano radialmente dalla terra con una velocità direttamente
proporzionale alla loro distanza quindi tutte le galassie si allontanano tra loro come
schegge cosmiche portando all'ipotesi di un'espansione determinata da una esplosione
iniziale.
1948 Teoria dell'Universo stazionario di Hoyle
Si basa sul principio cosmologico perfetto che considera l'universo sempre uguale in
ogni punto e in ogni tempo. L'allontanamento delle galassie crea dei vuoti che
vengono compensati dalla creazione continua di nuova materia in modo che la densità
media dell'Universo rimane costante. Questa teoria, rivelatasi incompatibile con la
scoperta della radiazione cosmica di fondo avvenuta nel 1965, trova oggi un ridotto
numero di sostenitori.
1946 Teoria dell'Universo evolutivo di Gamow
Si basa sul principio cosmologico ristretto che considera l'universo uguale in ogni
luogo, ma non in ogni tempo per cui il comportamento nel tempo cosmico di una
qualsiasi porzione dell'Universo rispecchia fedelmente l'evoluzione dell'intero cosmo.
Egli propone un nuovo modello di universo, originatosi da una grande esplosione
iniziale, detta Big Bang cosmico avvenuta 15 miliardi di anni fa.
Secondo le versioni più moderne della teoria del Big Bang, la materia si sarebbe
trovata inizialmente in condizioni di temperatura e densità tali da essere
completamente scomposta in quark, le più "piccole" particelle elementari note fino a
oggi. A seguito dell'espansione dell'universo, la massa iniziale di energia e materia si
sarebbe raffreddata e rarefatta; a frazioni infinitesime di secondo dopo l'esplosione
iniziale, i quark si sarebbero uniti a gruppi di tre a formare i protoni, i neutroni e gli
altri adroni. Dopo circa tre minuti, i protoni e i neutroni si sarebbero a loro volta uniti
per dare origine ai nuclei degli elementi più leggeri (idrogeno, elio e una minima
quantità di litio). Tutti gli altri elementi chimici non si sarebbero formati che alcuni
miliardi di anni dopo, grazie alle reazioni nucleari che avvengono nei nuclei stellari e
durante le esplosioni di supernove. A 300.000 anni dal Big Bang, nuclei ed elettroni si
sarebbero infine uniti a formare gli atomi, mentre le stelle e le galassie sarebbero nate
entro il primo miliardo di anni di vita dell'universo.
Mentre l'universo si espandeva, la radiazione residua del Big Bang si raffreddava;
oggi la sua temperatura è di circa 3 K (-270 °C). Questa radiazione cosmica di
fondo, rivelata dai radioastronomi nel 1965, costituisce una conferma molto
convincente della teoria del Big Bang.
1965 Radiazione cosmica di fondo
Radiazione a microonde di bassa temperatura, che giunge sulla superficie terrestre
dallo spazio interstellare; è così chiamata perché forma un fondo a tutte le sorgenti
radio discrete osservabili per mezzo di radiotelescopi.
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Scoperta casualmente da Arno Penzias e Robert W. Wilson nel 1965, la radiazione
cosmica di fondo era già stata ipotizzata nel 1948 come conseguenza della teoria del
Big Bang sull'origine dell'universo essa sarebbe infatti la testimonianza fossile delle
condizioni estreme che vi erano nei primi istanti che succedettero al Big Bang.
Dal 1989 viene osservata dal satellite Cosmic Background Explorer (COBE), che ne
ha messo in evidenza piccole disomogeneità, di importanza fondamentale per le
attuali teorie sull'evoluzione dell'universo.
Evoluzione dell'universo
A tutt'oggi non si è ancora stabilito con certezza se l'universo sia aperto o chiuso, in
altre parole se sia destinato a espandersi indefinitamente o se a un certo punto
comincerà a contrarsi.
Si suppone l'esistenza di una grande quantità di materia invisibile, la cosiddetta
materia oscura, che, secondo recenti studi, sarebbe presente anche all'interno delle
galassie. L'esistenza della materia oscura è ormai accettata dalla quasi totalità degli
scienziati, nonostante non sia stato ancora possibile costruire uno strumento in
grado di rilevarla direttamente. Sulla natura della materia oscura sono state
formulate molte ipotesi, nessuna delle quali si è rivelata pienamente soddisfacente;
essa costituisce un problema ancora aperto al quale si dedicano insieme fisici delle
particelle, che forniscono le ipotesi su quali possano essere i suoi costituenti, e
cosmologi, che verificano se le proprietà delle particelle suggerite sono compatibili
con le osservazioni.
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ERE COSMOLOGICHE (Universo evolutivo)
Era quantica
da 0 a 10
– 43
Era adronica
da 10
– 43
sec a 10
Era leptonica
da 10
–6
Era nucleare
da 1sec a 15 min
Era radiativa
da 15 min a 10
Era galattica
da 10
6
sec
–6
sec
sec a 1 sec
6
anni
anni a oggi
Era futura
Nell'istante 0 tutto l'Universo che oggi
conosciamo era concentrato in un nucleo la cui
esplosione o BIG BANG, di cui si ignora il
meccanismo d'innesco, proiettò dapprima
energia e poi materia in tutte le direzioni dello
spazio con un progressivo ed esponenziale
aumento del volume, diminuzione della
densità e della temperatura (T = 10 30 K)
La densità di radiazione diminuì a vantaggio
della densità di materia, la temperatura
diminuì, ma restò a valori alti (T = 10 20 K) i
quark si combinarono a dare gli adroni:
protoni e neutroni liberi che condividevano lo
stesso comportamento delle radiazioni con
velocità paragonabile alla luce e collisioni che
continuamente producevano particelle di
materia e antiparticelle di antimateria. Le
successive
annichilazioni
e
la
rapioda
espansione
asimmetrica
portarono
alla
predominanza
della
materia
rispetto
all'antimateria.
Si formarono nuove particelle elementari: i
leptoni (elettroni e neutrini) e nuove
antiparticelle (positroni e antineutrini) con
conseguenti annichilazioni a vantaggio della
materia. La temperatura scese fino a T = 10 10
K
Continuò l'espansione dell'Universo e il suo
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raffreddamento (T = 10
K) dalla
combinazione delle particelle di materia si
formano i primi nuclei atomici di elementi
leggeri: H, D, He.
Nel corso del primo milione di anni l'Universo
raggiunse con l'espansione un raggio mille
volte più piccolo dell'attuale e una T = 3.000°
- 4.000°C. Ciò permise ai nuclei leggeri di
combinarsi con gli elettroni liberi formando
atomi neutri e nuovi elementi. Si raggiunse
una situazione critica con il disaccoppiamento
tra materia e radiazione che non condivisero
più le stesse leggi e la materia divenne
trasparente alla radiazione (radiazione fossile).
Si formarono le prime galassie (ammassi
globulari) e poi nuove stelle e nuove galassie
(ammassi aperti). La via lattea ha un'età di 10
miliardi di anni e il sole di 5 miliardi,
complessivamente l'Universo ha un'età di 1518 miliardi di anni.
Ipotesi Universo aperto (buio)
Ipotesi Universo chiuso (contrazione)
Si allegano n. 5 TAVOLE ESERCITAZIONE
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