L`AMBIENTE CELESTE: VERIFICA delle CONOSCENZE

L’AMBIENTE CELESTE:
VERIFICA delle CONOSCENZE
1. Qual era il significato iniziale dei termini stelle e pianeti? Quali erano i pianeti secondo gli antichi greci? Che cosa
sono le costellazioni? Per quale motivo le costellazioni non possono essere considerate delle realtà fisiche? In quale
modo sono indicate le stelle appartenenti ad una costellazione? Quante sono le costel-lazioni utilizzate per
suddividere la volta celeste? Con quale termine sono indicate le costellazioni poste sul piano dell’eclittica? Per
quale ragione le costellazioni dello zodiaco visibili variano nel corso dell’anno?
2. Che cosa è la sfera o volta celeste? Qual è il moto diurno apparente associato alla sfera celeste? Qual è la causa
reale di tale moto diurno?
3. Quali sono i due sistemi di riferimento geocentrici utilizzati per individuare le stelle della volta celeste?
4. Che cosa è l’asse del mondo? Che cosa sono i poli celesti? Che cosa sono i paralleli ed i meridiani celesti? Che
cosa sono l’equatore celeste ed il coluro equinoziale? Che cosa sono ed in quale modo possono essere definiti i
punti γ ed ω? Che cosa è l’eclittica? Quali sono le coordinate celesti utilizzate per definire la posi-zione di un corpo
celeste nel sistema di riferimento equatoriale? Quali sono i possibili valori associati alla declinazione celeste δ e
all’ascensione retta α?
In quali modi è possibile esprimere il valore dell’ascensione retta α? Per quale motivo il sistema di riferimento
equatoriale è un sistema di riferimento universale? Per quali corpi celesti le coordinate celesti nel sistema di
riferimento equatoriale possono variare?
5. Che cosa è la verticale astronomica del luogo di osservazione? Che cosa rappresentano lo zenit ed il nadir? Che cosa
è l’orizzonte astronomico? Che cosa è il meridiano celeste del luogo di osservazione? Che cosa sono i punti
cardinali celesti nord, sud, est ed ovest? Quali sono le coordinate celesti utilizzate per definire la posizione di un
corpo celeste nel sistema di riferimento azimutale? Quali sono i possibili valori associati alla altezza h e all’azimuth
A? Per quale motivo il sistema di riferimento azimutale è un sistema di riferimento relativo?
6. Qual è la ragione fisica del moto diurno apparente descritto dalle stelle sulla volta celeste? Che cosa sono le stelle
circumpolari? Che cosa sono le stelle occidue? A quale gruppo di stelle appartengono gli astri visibili da un
osservatore posto al polo nord? A quale gruppo di stelle appartengono gli astri visibili da un osser-vatore posto in
corrispondenza dell’equatore geografico? Conoscendo la latitudine del luogo di osser-vazione, in quale modo è
possibile stabilire se una stella è una stella circumpolare oppure occidua?
7. Quali sono le tre principali unità di misura utilizzate per esprimere le distanza astronomiche? Qual è la definizione
di unità astronomica? Qual è la distanza, espressa in chilometri, corrispondente ad una unità astronomica? Qual è la
principale applicazione di questa unità di misura?
8.
Qual è la definizione di anno luce? Qual è la distanza, espressa in chilometri, corrispondente ad un anno lu-ce? Qual
è la definizione di parsec? Qual è la distanza, espressa in chilometri, corrispondente ad un parsec? Quanto tempo
impiega la luce emessa dal Sole per raggiungere la superficie terrestre?
9.
Che cosa è il fenomeno della parallasse? Che cosa si intende indicare, in ambito astronomico, con il termine angolo
di parallasse? In quale modo è possibile determinare le distanze astronomiche con il metodo della parallasse
diurna? Quali parametri influenzano il valore dell’angolo di parallasse diurna? In quale modo è possibile
determinare le distanze astronomiche con il metodo della parallasse annua? Quali parametri influenzano il valore
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dell’angolo di parallasse annua? Qual è l’ordine di grandezza dell’angolo di parallasse annua? Qual è la relazione
utilizzata per determinare la distanza di un corpo celeste a partire dall’angolo di parallasse annua? Qual è la distanza
massima che può essere determinata con il metodo della parallasse annua? Perché esiste un limite al valore di tale
distanza?
10. In base a quale criterio nel II secolo a.C. le stelle vennero suddivise in sei classi di grandezza o di magnitu-dine?
Che cosa è e da quali parametri è influenzata la luminosità apparente? Qual è la relazione tra energia radiante
emessa da una stella e luminosità apparente? Qual è la relazione tra distanza e luminosità apparen-te? Attraverso
quale parametro viene espressa la luminosità apparente di una stella? Qual è il riferimento utilizzato per assegnare la
magnitudine apparente di una qualsiasi stella? Qual è la differenza di luminosità apparente associata ad una
differenza unitaria di magnitudine apparente?
11. Qual è la definizione astronomica e la definizione fisica di luminosità assoluta? Che cosa si intende indicare con il
termine corpo nero? Qual è l’enunciato della legge di Stefan-Boltzmann? Alla luce di tale legge, in quale modo può
essere espressa la luminosità assoluta? Attraverso quale parametro viene espressa la lumi-nosità assoluta di una
stella? Qual è la relazione tra magnitudine assoluta e magnitudine apparente?
12. Che cosa sono le stelle variabili? In quale modo possono essere classificate le stelle variabili? Che cosa sono le
cefeidi e da dove deriva il loro nome? In quale modo è stato possibile definire il metodo delle cefeidi per la
determinazione delle distanze astronomiche?
13. Qual è l’enunciato della legge di Wien? In quale modo questa legge può essere utilizzata per definire la temperatura
superficiale di una stella qualsiasi e del Sole in particolare? Il quale modo possono essere determinate le dimensioni
di una stella?
14. Che cosa sono le stelle binarie? Per quale motivo esse sono particolarmente importanti? In quale modo è possibile
ricavare la massa delle stelle appartenenti ad un sistema binario?
15. Quando vennero eseguiti e da chi vennero eseguiti i primi spettri stellari? Quale caratteristica delle stelle
determinava le proprietà dei rispettivi spettri? Quando vennero interpretati e da chi vennero interpretati i primi
spettri stellari? Per quale motivo gli spettri stellari sono degli spettri di assorbimento?
16. In quante classi spettrali ed in quante sottoclassi possono essere suddivise le stelle? In quale modo si posso-no
definire le composizioni chimiche superficiali delle stelle a partire dai rispettivi spettri? In quale modo vennero
inizialmente interpretate le differenze tra gli spettri stellari? Qual è la vera ragione delle differenze tra gli spettri
stellari? Qual è la composizione chimica superficiale di tutte le stelle?
17. Che cosa è il diagramma HR? Quali sono le grandezze riportate su tale diagramma? Quali stelle sono state utilizzate
per costruire il diagramma HR? Per quale motivo sono state utilizzate solo queste stelle? Quali sono le
caratteristiche associate alle stelle che appartengono ad una retta orizzontale oppure verticale all’in-terno del
diagramma HR? In quale regione del diagramma HR si collocano la maggior parte delle stelle e qual è lo stadio
evolutivo associato alle stelle che appartengono a questa regione del diagramma? Per quale motivo la maggior parte
delle stelle occupano tale regione del diagramma? In quale modo è possibile risalire alla massa delle stelle della
sequenza principale utilizzando il diagramma HR? Quali sono le regioni occupate all’interno del diagramma HR?
Quali sono le ipotesi che è necessario assumere per definire il ciclo evolutivo delle stelle a partire dal diagramma
HR? In quale modo il diagramma HR può essere utilizzato per la determinazione delle distanze astronomiche?
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18. In quali regioni si formano le stelle? Qual è la densità media di queste regioni? Qual è la loro composizione
chimica? Qual è la culla stellare più estesa presente all’interno della Via Lattea? Per quale motivo le polveri
interstellari hanno un ruolo fondamentale nella formazione delle stelle? Che cosa è il limite di Jeans e da quali
parametri è influenzato?
19. Che cosa è una protostella? Qual è la sua temperatura? Dove si colloca all’interno del diagramma HR? Per quale
motivo all’interno di una protostella non avvengono delle reazioni di fusione nucleare? Quali sono le temperature
necessarie per innescare le prime reazioni di fusione nucleare? In corrispondenza di quali temperature le reazioni di
fusione nucleare avvengono con velocità significative? Quale parametro influen-za la durata della fase prestellare?
Qual è il destino delle protostelle la cui massa è inferiore ad un decimo della massa del Sole?
20. Quali erano le prime ipotesi formulate sulla fonte energetica delle stelle? Qual è la reale fonte di energia delle
stelle? Che cosa è una reazione di fusione nucleare? Che cosa è il difetto di massa? Qual è l’enunciato
dell’equazione di Einstein? Per quale motivo anche piccole variazioni di massa sono associate a conside-revoli
quantità di energia prodotta?
21. Quali sono le condizioni fisiche necessarie per il verificarsi delle reazioni di fusione nucleare? Per quale motivo le
reazioni di fusione nucleare possono avvenire solo in tali condizioni? Per quale motivo due nuclei possono collidere
tra loro nonostante la forza repulsiva tende ad impedire tale evento? In quale modo la natura dei nuclei può
influenzare le temperature necessarie per fare avvenire le reazioni di fusione nucleare? Per quale ragione le reazioni
di fusione nucleare richiedono pressioni molto elevate? Quali sono le due forze che agiscono contemporaneamente
all’interno di una stella? Qual è lo stato fisico della materia pre-sente nel nucleo delle stelle?
22. Qual è la reazione di fusione termonucleare che avviene all’interno delle stelle della sequenza principale? Quali
sono i due possibili meccanismi con cui si verifica la fusione nucleare dell’idrogeno? Qual è il para-metro
fondamentale nel definire il ciclo attraverso il quale avviene la fusione nucleare dell’idrogeno? In quali condizioni
prevale il ciclo protone-protone? Qual è il meccanismo associato al ciclo protone-protone? Quali sono gli aspetti
cinetici associati al ciclo protone-protone? Qual è il parametro che determina per quanto tempo una stella rimarrà
lungo la sequenza principale? In quale modo e perché tale parametro deter-mina la durata di questa prima fase di
stabilità nel ciclo evolutivo delle stelle?
23. Che cosa avviene nel momento in cui all’interno del nucleo di una stella cessano le reazioni di fusione
termonucleare dell’idrogeno? Qual è il ciclo evolutivo delle stelle con massa inferiore alla metà della massa solare?
Qual è lo stato della materia all’interno delle nane bianche? Qual è il destino delle nane bianche?
24. Qual è il ciclo evolutivo delle stelle con massa superiore alla metà della massa solare? Che cosa avviene durante il
processo di fusione nucleare dell’elio? Quali sono i processi nucleari che si verificano contempo-raneamente
all’interno di una gigante rossa? Qual è il parametro che influenza il ciclo evolutivo di una gi-gante rossa?
25. Qual è il ciclo evolutivo delle giganti rosse con una massa inferiore a due masse solari? Qual è il ciclo evo-lutivo
delle giganti rosse con una massa superire a due masse solari ma inferiore ad otto masse solari? Che cosa sono le
nebulose planetarie e qual è l’origine del loro nome?
26. Qual è il ciclo evolutivo delle stelle di grande massa? Qual è il processo di fissione termonucleare che precede la
formazione di una supernova? Qual è la principale differenza di tale processo rispetto a tutte le precedenti reazioni
di fusione termonucleare? Quali sono le due ultime supernovae osservate all’interno della nostra galassia? Quali
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sono i termini con cui esse vengono indicate e per quale motivo hanno rappre-sentato un fenomeno tanto
importante?
27. Che cosa sono le stelle di neutroni ed i buchi neri? Quali sono le fasi che portano alla formazione di una stella di
neutroni? Qual è l’intervallo delle possibili masse associate ad una stella di neutroni? Che cosa so-no le pulsar?
Qual è il modello generalmente utilizzato per descriverne il comportamento?
28. Quali sono le fasi che portano alla formazione di un buco nero? Qual è l’intervallo delle possibili masse associate ad
un buco nero? Qual è la definizione di buco nero? In quale modo è possibile determinare il rag-gio di un buco nero
a partire dalla definizione di quest’ultimo? Qual è l’origine del termine buco nero? Qua-li sono le prove indirette
della presenza di un buco nero?
La STRUTTURA dell’UNIVERSO
VERIFICA delle CONOSCENZE
1. Che cose sono gli ammassi stellari? In quale modo possono essere classificati gli ammassi stellari? Quali sono le
differenze tra ammassi aperti ed ammassi globulari in termini di forma, densità stellare, quantità di materia
interstellare ed età delle stelle?
2. Che cosa le galassie? Che cosa sono gli ammassi di galassie? Qual è il nome dell’ammasso di galassie a cui
appartiene la Via Lattea? Quali sono i moti associati alle galassie? Quali sono le possibili conseguenze delle
collisioni galattiche?
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3. Che cosa è la materia oscura? In quale modo è stato possibile definirne l’esistenza? Quali sono le possibili ipotesi in
merito alla natura della materia oscura?
4. In quale modo le galassie possono essere classificate facendo riferimento alla loro forma? In quale modo Hubble
interpretò l’esistenza di galassie con forme diverse?
5. Qual è il nome della nostra galassia? Qual è la forma della nostra galassia? Qual è il suo diametro? In quale modo
varia lo spessore della nostra galassia allontanandoci dal centro galattico? A quale distanza dal centro galattico si
trova il Sole? Che cosa sono le nubi molecolari e per quale motivo hanno avuto una certa impor-tanza nello studio
della struttura della Via Lattea? Qual è la probabile natura del nucleo galattico? Quali sono state le prove
sperimentali a favore della presenza di un buco nero nel centro della nostra galassia?
6. Che cosa sono le galassie attive? Qual è la probabile struttura presente al centro di una qualsiasi galassia attiva? Che
cosa sono le radiogalassie e qual è l’origine delle onde radio emesse da queste galassie? Che cosa sono le quasar?
Quando ed in quale modo vennero identificate? Qual è l’ipotesi sull’origine della loro elevata luminosità?
7. Qual è l’enunciato delle legge di Hubble? In quale modo è stata determinata la legge di Hubble? Qual è
l’interpretazione fisica della legge di Hubble e quali sono le ragioni che ci hanno portato a tale interpreta-zione? In
quale modo la legge di Hubble può essere utilizzata per determinare la distanza delle galassie? In quale modo è
possibile datare il big-bang utilizzando la legge di Hubble?
8. Che cosa è la cosmologia? Qual era l’assunzione del principio cosmologico preponderante sino agli inizi del secolo
scorso? Quali teorie vennero proposte dopo la scoperta della legge di Hubble? In quale modo la teo-ria dello stato
stazionario può essere conciliata con l’espansione dell’Universo? Da chi venne proposta inizialmente la teoria
dell’Universo inflazionario? Qual era l’idea che stava alla base della teoria dell’Uni-verso inflazionario? Quali sono
i punti salienti del modello standard proposto per descrivere l’evoluzione dell’Universo? Quali sono state le prove
che hanno fatto prevalere l’ipotesi dell’Universo inflazionario? In quale modo è possibile giustificare l’attuale
eterogeneità dell’Universo?
9. Quali sono i possibili destini dell’Universo? Qual è il parametro che può determinare il destino dell’Univer-so? In
quale modo sarebbe possibile prevedere il destino dell’Universo?
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QUESITI A RISPOSTA APERTA
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Che cosa sono gli spettri stellari e quali informazioni si possono trarre dal loro studio?
Lo spettro di un qualsiasi corpo celeste altro non è che l’insieme di tutte le frequenze contenute nella luce emessa da quello stesso corpo celeste:
gli spettri stellari hanno uno sfondo continuo solcato da una serie di righe nere (rughe di assorbimento) la cui posizione dipende dalla intima
costituzione della materia e dallo stato fisico in cui essa si trova (temperatura, densità, pressione e presenza di campi magnetici più o meno
intensi).
Dalla analisi degli spettri stellari si possono avere informazioni in merito alla composizione chimica ed alla temperatura superficiale della stella:
inoltre la comparsa di righe di assorbimento nello spettro è indice della presenza di una atmosfera stellare con temperature inferiori rispetto a
quelle delle regioni interne.
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Lo studio degli spettri può essere utile anche nella determinazione della velocità radiale di una stella: lo spostamento a lunghezze d’onda maggiori
o inferiori è infatti indice di un allontanamento oppure di un avvicinamento della sorgente all’osservatore.
Spiega quali forze sono in gioco nella formazione di una stella a partire da un ammasso di gas.
La formazione delle stelle a partire da un ammasso di gas è regolata dalla forza di attrazione gravitazionale che può innescare dei processi di
contrazione gravitazionale al termine dei quali si ottengono degli aggregati indicati anche con il termine di globuli di Bok, dal nome
dell’astronomo che nel 1947 li osservò per primo. Per effetto di questi processi di contrazione gravitazionale, questi aggregati si riscaldano:
inizialmente il calore viene dissipato nello spazio circostante, successivamente però il collasso gravitazionale porta alla formazione di una
protostella.
La contrazione prosegue ed il nucleo della protostella si riscalda: se la massa della nebulosa è sufficientemente elevata, la protostella continua a
riscaldarsi fino a raggiungere i dieci milioni di gradi; in queste condizioni, si innescano le reazioni di fusione termonucleare e la protostella si
trasforma così in una stella.
Descrivi le caratteristiche delle nane bianche e illustra le principali tappe che portano alla loro origine.
Le nane bianche sono stelle estremamente piccole e poco luminose: sebbene le loro dimensioni non superino quelle della Terra, la loro massa può
essere anche superiore a quella del Sole: per questo motivo la loro densità può esser anche un milione di volte superiore a quella dell’acqua.
All’interno di una nana bianca non si verificano più delle reazioni di fusione nucleare: questi oggetti celesti sono pertanto destinati a raffreddarsi,
perdere progressivamente luminosità sino a trasformarsi in una nana nera.
Le nane bianche rappresentano la stadio finale del ciclo evolutivo di stelle con una massa simile a quella del Sole: queste stelle, dopo l’esaurimento
dell’idrogeno nel nucleo, danno inizio ad una nuova reazione di fusione nucleare, nella quale l’elio si trasforma in carbonio.
L’energia liberata da queste nuove reazioni di fusione nucleare porta alla formazione di una gigante rossa: inizialmente gran parte del gas che
circonda la porzione interna della gigante rossa comincia a distribuirsi nello spazio interplanetario, formando una nebulosa planetaria; quando tutta
la massa gassosa si è dispersa nello spazio interplanetario si forma una nana bianca in cui non sono più presenti fonti di energia.
Come si formano le stelle a neutroni.
Le stelle a neutroni si formano a partire da stelle con una massa almeno dieci volte superiore rispetto a quella del Sole: in queste stelle, dopo
l’esaurimento dell’idrogeno nel nucleo, si forma una supergigante rossa nella quale si verificano tutta una serie di nuove reazioni di fusione
termonucleare in cui si ottengono elementi sempre più pesanti. In breve, si arriva ad una situazione in cui il nocciolo della stella è costituito
essenzialmente da nuclei di ferro, la temperatura è nell’ordine dei 10 miliardi di gradi e la densità è circa un miliardo di volte maggiore rispetto a
quella dell’acqua; in queste condizioni i nuclei di ferro si disintegrano in particelle alfa, ovvero in nuclei di elio:
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Fe
→ 134He + 4 n
Questa reazione nucleare tuttavia non produce energia ma assorbe energia, portando quindi ad una notevole diminuzione della temperatura:
l’agitazione termica delle particelle di gas non è quindi più in grado di bilanciare la forza gravitazionale, e tutta la massa collassa verso la regione
centrale; le parti più esterne della stella, compresse durante la caduta libera verso il centro, si riscaldano a molti milioni di gradi, ma poiché in
quelle parti più esterne abbondano ancora nuclei in grado di dar luogo a reazioni nucleari, queste si scatenano nel giro di poche decine di minuti.
La stella produce ora molta più energia di quanta non sia in grado di dissiparne e quindi esplode lanciando nello spazio circostante tutti i prodotti
delle reazioni nucleari: si è formata una supernova. Al centro della supernova rimane un corpo celeste con un raggio di pochi chilometri e con una
densità che è circa un miliardo di volte superiore a quella dell’acqua: in queste condizioni, protoni ed elettroni vengono, per così dire, uniti tra loro
a formare dei neutroni ed il nucleo centrale della supernova si trasforma in una stella di neutroni.
Quali eventi causano la trasformazione di una stelle sequenza principale in una gigante rossa?
Dapprima si arrestano le reazioni di fusione nucleare, perché è stato consumato quasi tutto l'idrogeno del nocciolo: in tali condizioni riprende
quindi la contrazione gravitazionale e la stella si scalda; quando nello strato esterno al nucleo la temperatura è sufficientemente elevata, inizia la
fusione dell'idrogeno e la stella si espande, mentre nel nocciolo si innescano le reazioni di fusione dell'elio con produzione di carbonio.
Descrivi quali sono le differenze e le somiglianze tra:
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a.
una gigante rossa e una gigante azzurra della sequenza principale;
b.
una nana rossa della sequenza principale e una bianca;
c.
una nana rossa e una gigante rossa;
d.
una stella azzurra e una stella rossa della sequenza principale.
Una gigante rossa ha una temperatura superficiale inferiore rispetto ad una gigante azzurra, e dimensioni superiori o simili; analogamente una nana
rossa ha una temperatura superficiale inferiore rispetto a una nana bianca e dimensioni maggiori. Una nana rossa ed una gigante rossa hanno
dimensioni diverse ma temperature superficiali uguali; poiché infine le stelle della sequenza principale sono nella stessa fase evolutiva, la stella
azzurra ha una temperatura superficiale e quindi una massa maggiore rispetto ad una stella rossa.
Che cos'è il nocciolo di una stella? La sua composizione chimica si modifica nel tempo? Perché?
Il nocciolo di una stella ne rappresenta la zona in cui si verificano le reazioni di fusione nucleare: la sua composizione e le sue dimensioni si
modificano a mano a mano che si innescano nuove reazioni di fusione nucleare.
In quali fasi dell'evoluzione stellare e in quali condizioni vengono prodotti gli elementi pesanti?
Gli elementi più pesanti vengono prodotti nella fase di gigante o supergigante rossa o nella fase di supernova, in condizioni di temperatura
decisamente superiori rispetto a quelle associate alla fusione dell’idrogeno.
Qual è la sorgente dell'energia stellare? Quali sono le caratteristiche delle reazioni che avvengono nelle stelle?
La fonte dell’energia stellare è costituita dalle reazioni di fusione nucleare, nel corso delle quali si ha la trasformazione di massa in energia: queste
reazioni di fusione di nuclei atomici richiedono temperature e pressioni elevatissime (in queste condizioni la materia è allo stato di plasma) e in
genere hanno un difetto di massa, in quanto la soma delle masse dei reagenti è superiore alla soma delle masse dei prodotti. Questa differenza di
massa viene convertita in energia in base alla relazione di Einstein:
E=mc2
dove m è il difetto di massa e c è la velocità della luce; quando tuttavia i nuclei di ferro si disintegrano in particelle alfa:
56
Fe
→ 134He + 4 n
si ha un incremento della massa e la reazione risulta assorbire energia, portando quindi ad una brusca diminuzione della temperatura.
All'interno delle stelle la materia può assumere caratteristiche diverse da quelle degli stati fisici che osserviamo sulla Terra;
spiega come si organizza la materia:
nel nocciolo di una stella della sequenza principale;
in una nana bianca;
in una stella a neutroni.
In una stella della sequenza principale il nocciolo contiene materia allo stato di plasma; una nana bianca è formata da materia allo stato degenere:
gli elettroni sono separati dai nuclei, ma si dispongono intorno ad essi avvicinandosi il più possibile gli uni agli altri fino a quando la repulsione
elettrostatica non impedisce un ulteriore collasso. Nella stelle a neutroni, invece, si verifica la fusione di protoni ed elettroni. I diversi stati di
aggregazione dipendono sia dai valori di temperatura esistenti nei diversi corpi, sia dalla diversa pressione generata dalla contrazione
gravitazionale, sia dalla presenza o assenza di pressione radiativa che contrasta la pressione gravitazionale.
La forza gravitazionale esercita un ruolo decisivo nella vita di una stella, in particolare nelle fasi iniziali e terminali: spiegane i
motivi.
Nelle fasi iniziali, la forza di attrazione gravitazionale determina un aumento locale della densità, provocando il collasso della nube di gas dalla
quale avrà origine la protostella: durante la contrazione, l'energia gravitazionale viene convertita in calore che in parte riscalda l'interno della
protostella. Raggiunte temperature intorno al migliaio di kelvin, la protostella inizia a emettere radiazioni infrarosse.
Nelle fasi finali della vita di una stella, quando cessano le reazioni nucleari, la forza gravitazionale determina il collasso della stella: l’evoluzione
successiva, poiché la forza gravitazionale dipende dalla massa, è condizionata dalla massa della stella.
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Spiega perché nell’Universo si ritrovano gli stessi elementi chimici presenti sulla Terra.
Tutti gli elementi chimici presenti nell’Universo, e quindi anche sulla Terra, si sono formati attraverso le reazioni nucleari che avvengono
all’interno delle stelle durante il ciclo evolutivo di queste ultime; in particolare sono le stelle di massa maggiore che, attraverso successive reazioni
di fusione nucleare, possono portare alla formazione anche degli elementi chimici con masse atomiche maggiori.
Queste stelle, nella fase finale del loro ciclo evolutivo, esplodono lanciando nello spazio circostante tutti i prodotti delle reazioni nucleari,
formando così una supernova; a partire da questi detriti si sono formati anche i pianeti del Sistema Solare, tra cui ovviamente anche la Terra.
Perché le stelle invecchiano con velocità diversa?
Le stelle invecchiano con una diversa velocità in quanto al variare della loro massa varia la velocità con cui si verificano le reazioni di fusione
termonucleare all’interno del loro nucleo; le osservazioni indicano che quanto maggiore è la massa di una stella, tanto maggiore è la sua
luminosità:
le stelle di massa più piccola che si conoscano hanno massa pari a qualche centesimo della massa solare e sono quasi un milione di volte meno
luminose;
le stelle con masse di circa cento volte quella del Sole sono un milione di volte più luminose.
Questo significa che le stelle di piccola massa dispongono di un combustibile nucleare cento volte più piccolo del Sole, ma lo consumano anche un
milione di volte più lentamente: sono stelle povere di capitale energetico, ma dispongono delle loro fonti con molta parsimonia. Al contrario, le
stelle di grande massa, pur avendo una quantità di combustibile nucleare superiore rispetto al Sole, lo sperperano rapidamente e lo consumeranno
in un tempo minore.
Quali sono le fasi finali della vita di una stella di grande massa?
Nelle stelle con massa superiore a quella del Sole, una volta esaurito l’idrogeno nel nucleo si forma una gigante rossa, all’interno della quale si
verificano tutta una serie di nuove reazioni di fusione termonucleare in cui si ottengono elementi sempre più pesanti. Si arriva così ad una
situazione in cui il nocciolo della stella è costituito essenzialmente da nuclei di ferro: in queste condizioni i nuclei di ferro si disintegrano in
particelle alfa attraverso reazioni nucleari che assorbono energia. La temperatura quindi diminuisce bruscamente e l’agitazione termica delle
particelle di gas non è quindi più in grado di bilanciare la forza gravitazionale: il processo di contrazione gravitazionale determina un nuovo
incremento della temperatura. Le parti più esterne della stella si riscaldano a molti milioni di gradi, ma siccome in quelle regioni abbondano ancora
nuclei in grado di dar luogo a reazioni nucleari, queste si scatenano nel giro di poche decine di minuti: la stella quindi esplode formando una
supernova.
Al centro della supernova la densità è circa un miliardo di volte superiore a quella dell’acqua: in queste condizioni, protoni ed elettroni vengono,
per così dire, uniti tra loro a formare dei neutroni ed il nucleo centrale della supernova si trasforma in una stella di neutroni; se la massa iniziale
della stella è molto grande, anche il gas di neutroni non è in grado di arrestare il collasso gravitazionale e si forma un buco nero, ovvero una
regione contenente una massa così elevata in un volume così piccolo che anche la luce non può uscirne.
Come si stabilisce la composizione chimica delle stelle?
La composizione chimica delle stelle può essere definita attraverso gli esami spettroscopici, che analizzano la luce proveniente dai corpi celesti
dando origine ad uno spettro, ovvero alla sequenza delle frequenze (o delle lunghezze d’onda) emesse dalla regione superficiale di una stella.
Poiché le frequenze (o le lunghezze d’onda) dipendono dalla natura chimica delle sostanze gassose presenti nelle regioni superficiali delle stelle,
l’esame degli spettri ci può dare delle informazioni in merito alla composizione chimica delle stelle.
Descrivi quali informazioni si possono ricavare dallo studio degli spettri stellari.
Analizzando l'intensità delle radiazioni presenti nello spettro e determinando la posizione delle righe di assorbimento è possibile stabilire la
composizione chimica della parte superficiale di una stella e la corrispondente temperatura superficiale.
Ogni elemento chimico assorbe sempre le medesime radiazioni: confrontando le righe presenti nello spettro di una stella con gli spettri di
assorbimento ottenuti in laboratorio utilizzando atomi, molecole o ioni di composizione nota, si può risalire alla composizione della parte più
superficiale dell'astro. L'analisi degli spettri ha permesso di scoprire che nell'involucro esterno delle stelle ci sono sostanzialmente idrogeno e elio.
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La temperatura superficiale di una stella può essere determinata considerandone il colore e la classe spettrale: le stelle hanno un infatti un colore
diverso a seconda della loro temperatura.
Una stella di colore rosso ha una temperatura superficiale superiore o inferiore rispetto a una stella gialla? Perché?
Una stella di colore rosso ha una temperatura superficiale inferiore: essa emette in prevalenza radiazioni rosse, che hanno una lunghezza d'onda
maggiore e un'energia minore rispetto alle radiazioni gialle; lo studio dell'emissione di radiazioni da parte dei corpi dimostra che la frequenza della
radiazione è inversamente proporzionale alla temperatura assoluta superficiale del corpo emittente.
Spiega perché il metodo della parallasse, usato per calcolare la distanza delle stelle, può essere utilizzato solo per le stelle che si
trovano in un raggio di 100pc. In quale modo può essere determinate la distanza per le stelle più lontane?
Il metodo della parallasse può essere utilizzato solo per calcolare la distanza di stelle relativamente vicine in quanto, per le stelle oltre i 100 pc, non
è possibile misurare in maniera accurata il valore dell’angolo di parallasse: è chiaro infatti che il valore di quest’angolo è tanto più piccolo quanto
maggiore è la distanza dell’astro dalla Terra.
Per le stelle la cui distanza dalla Terra è maggiore di 100 pc, è possibile utilizzare la seguente relazione tra magnitudine apparente e magnitudine
assoluta:
m − M = −5 + 5 ⋅ Log d
In base ai dati spettroscopici, infatti, le diverse stelle possono essere classificate in una serie di classi spettrali: in particolare conoscendo la classe
spettrale è possibile risalire alla luminosità assoluta e quindi la stessa magnitudine assoluta; conoscendo la magnitudine assoluta è possibile risalire
alla distanza di una stella mediante applicazione della relazione sopra riportata.
Nel caso in cui infine la stella di cui si vuole calcolare la distanza sia una cefeide, è possibile utilizzare il metodo delle cefeidi in cui a partire dal
periodo di pulsazione si ricava prima la magnitudine assoluta e poi la distanza.
Le stelle, nel corso della loro esistenza, occupano sempre la medesima posizione sul diagramma H-R? Spiega perché.
La posizione sul diagramma dipende dalle dimensioni della stella e dalla sua temperatura superficiale: questi due parametri si modificano nel corso
dell’evoluzione di una stella in relazione al variare della pressione gravitazionale e della pressione radiativa; per questo motivo la posizione di una
stella nel diagramma HR varia nel corso della sua evoluzione.
Spiega la differenza del livello evolutivo tra una stella della sequenza principale ed una gigante rossa.
Le stelle che appartengono alla sequenza principale si trovano in una condizione di stabilità e all’interno del loro nocciolo convertono l’idrogeno in
elio; nel ciclo evolutivo di una stella, lo stadio di gigante rossa è lo stadio successivo a quello delle stelle della sequenza principale, e si viene a
creare nel momento in cui nel nucleo si è esaurito l’idrogeno.
Dopo aver spiegato la costruzione del diagramma HR e il suo significato, chiarire in cosa consistono le eccezioni alla sequenza
principale.
Il diagramma HR è stato costruito utilizzando i parametri relativi alle stelle di cui si conosce la distanza: questo diagramma può essere ottenuto
riportando in ascissa la classe spettrale (e quindi la temperatura) e in ordinata la magnitudine assoluta (e quindi la luminosità).
Esaminando il diagramma è possibile osservare come la maggior parte delle stelle si disponga lungo una fascia che si sviluppa diago-nalmente
dalla sinistra in alto alla destra in basso: questa porzione del diagramma HR è chiamata sequenza principale ed è formata da stelle di piccole
dimensioni, in cui l’idrogeno presente nel nucleo viene trasformato in elio attraverso delle reazioni di fusione nucleare. Le altre stelle del
diagramma si addensano in differenti zone:
-
lungo una fascia orizzontale alla quale è stato dato il nome di zona delle giganti rosse;
-
in una zona in alto a destra che comprendente tutti i tipi spettrali alla quale è stato dato il nome di zona delle supergiganti rosse;
-
in una zona, detta delle nane bianche, collocata in basso a sinistra.
Secondo il modello evolutivo delle stelle, quali caratteristiche hanno in comune le stelle della sequenza principale?
Tutte le stelle che appartengono alla sequenza principale trasformano, nel nocciolo, idrogeno in elio: queste stelle sono inoltre stabili e mantengono
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pressoché costanti le loro dimensioni.
Descrivi i vari tipi di stelle e la loro collocazione sul diagramma HR.
Sugli assi orizzontali del diagramma HR sono rappresentati i diversi tipi spettrali e le temperature decrescenti da sinistra verso destra; sugli assi
verticali sono invece indicate la luminosità e la magnitudine assoluta, crescenti dal basso verso l’alto. La maggioranza delle stelle è collocata lungo
una fascia chiamata sequenza principale , che raccoglie tutte le stelle in condizioni di equilibrio nel cui nucleo l’idrogeno viene convertito in elio
attraverso processi di fusione termonucleare.
Nel tratto superiore della sequenza principale vi sono le supergiganti blu, nella parte mediana vi è il Sole e nel tratto inferiore le nane rosse. Al di
fuori della sequenza principale vi sono le giganti e le supergiganti rosse, molto luminose perché di grandi dimensioni ma con bassa temperatura; in
basso a sinistra le nane bianche, poco luminose ma con temperatura elevata.
Per quale motivo il diagramma HR può essere definito un’istantanea dell’Universo?
Il diagramma HR può essere definito come un’istantanea dell’Universo perché in esso compaiono contemporaneamente stelle di età diversa
caratterizzate da un differente stadio di evoluzione: è come se noi cercassimo di ricostruire le fasi di sviluppo degli esseri umani partendo da una
fotografia di gruppo in cui compaiono persone di tutte le età.
L’ipotesi del big-bang è suffragata da diverse evidenze sperimentali: il candidato descriva queste evidenze e le connessioni con la
grande esplosione.
Le tre principali evidenze sperimentali che confermano l’ipotesi del big-bang sono costituite dal moto di recessione delle galassie, dalle percentuali
di idrogeno ed elio presenti nell’Universo attuale e dalla presenza della radiazione cosmica di fondo. Nel 1929 Edwin Hubble osservò che lo
spostamento per effetto Doppler delle galassie è tanto maggiore quanto maggiore è la loro distanza: egli dedusse quindi che le galassie si
allontanano da noi tanto più velocemente quanto maggiore è la loro distanza.
Questa prima osservazione sperimentale ha portato alla formulazione dell’ipotesi del big-bang, secondo la quale l’Universo, all’inizio, era
caratterizzato da densità e temperature straordinariamente elevate: in seguito ad una grande esplosione, nel giro di frazioni di secondo, si verificò
un aumento del volume dell’Universo di miliardi e miliardi di volte, con una rapida diminuzione della temperatura.
La seconda evidenza sperimentale è costituita dalle percentuali di idrogeno ed elio presenti nell’Universo: se non si fosse verificato il big-bang
tutto l’elio deriverebbe dalle reazioni di fusione nucleare delle stelle; la quantità di elio rilevata è però troppo grande (specialmente nelle regioni in
cui non ci sono stelle) ed uniforme ovunque. Ciò è in accordo con l’ipotesi che parte dell’elio si sia formato nell’Universo primordiale, prima della
nascita delle stelle e delle galassie.
La terza e più convincente prova è costituita dall’esistenza della radiazione cosmica di fondo: se l’Universo è il risultato di un’esplosione
verificatasi circa 15 miliardi di anni fa, questo stesso Universo dovrebbe essere oggi pervaso da una radiazione costituita dai fotoni prodotti in
seguito al big-bang che, per effetto Doppler, dovrebbero dar luogo a delle onde radio. Nel 1965 Arno Penzias e Robert Wilson rilevarono queste
radiazioni che possono essere quindi considerate come l’eco del big-bang.
La legge di Hubble ed il red-shift.
Con il termine red-shift si intende indicare lo spostamento (per effetto Doppler) verso il rosso delle righe di emissione di una sorgente luminosa
che si allontana rispetto all’osservatore: nel 1929 Edwin Hubble scoprì che per le galassie questo spostamento verso il rosso è tanto maggiore
quanto maggiore è la loro distanza. Hubble dedusse quindi che esse si allontanano da noi tanto più velocemente quanto maggiore è la loro distanza
e formulò tale concetto nella legge qui riportata:
v = H⋅ d
in cui v è la velocità di recessione, H è la costante di Hubble e d è la distanza. La legge di Hubble fu di fondamentale importanza in quanto,
evidenziando l’espansione dell’Universo, portò poi alla formulazione della teoria del big-bang.
Dopo aver spiegato che cosa sono gli ammassi aperti e precisato dove si trovano, illustratene le più importanti caratte-ristiche.
Gli ammassi aperti sono costituiti da gruppi di stelle di recente formazione che si trovano sul piano galattico e che sono immerse all’interno della
materia interstellare: a differenza degli ammassi globulari, che sono dispersi nell’alone galattico, essi sono meno fittamente popolati. Le stelle
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presenti in un ammasso aperto sono cioè numericamente molto inferiori a quelle presenti in un ammassi globulare: inoltre le stelle sono meno
vicine le une alle altre (e proprio per questo sono chiamati ammassi aperti).
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QUESITI presi dai precedenti ESAMI di STATO
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Che cos’è una galassia? Quali tipi di galassie si osservano? Descrivi la struttura della nostra galassia, la Via Lattea e spiega
come sono distribuite al suo interno le stelle di prima e seconda generazione, dopo aver precisato quali sono le differenze tra
le due categorie.
Che cos’è la materia oscura? Quali dati ne suggeriscono l’esistenza?
Gli spettri delle galassie presentano uno spostamento delle righe spettrali: è uguale per tutte le galassie? Quale effetto
bisogna considerare per spiegarlo?
Enuncia la legge di Hubble e spiega perché ha rappresentato un passo importante nello studio della struttura dell’Universo.
Che cos’è la recessione galattica? E come è possibile rilevare il moto di recessione delle galassie?
Che cosa afferma la teoria dell’Universo stazionario? Il modello dello stato stazionario ammette, come il modello del big
bang, il fenomeno della recessione delle galassie: in quale modo ne tiene conto?
Che cos’è il big bang? Quali prove possono essere addotte a favore della teoria del big bang?
Perché la densità dell’Universo è un dato importante? Quale parametro dell’Universo può condizionare? Come?
Quali differenze esistono tra le stelle di prima generazione e le stelle di seconda generazione?
All’interno delle stelle la materia può assumere caratteristiche diverse da quelle degli stati fisici che osserviamo sulla Terra.
Spiega come si organizza la materia nel nocciolo di una stella della sequenza principale, in una nana bianca e in una stella
a neutroni.
Spiega che cosa rappresentano la declinazione e l’ascensione retta.
Le stelle sono corpi celesti che emettono luce propria. Spiega perché è importante studiare gli spettri delle stelle e quali
informazioni è possibile ricavare dal loro studio.
Perché le stelle “invecchiano” con velocità diversa? Da quale parametro dipende la velocità con cui si trasfor-mano?
Che cosa si intende per magnitudine apparente e assoluta di una stella? Che cosa si intende per parallasse annua di una
stella?
Come si ricava la temperatura superficiale delle stelle?
Spiega in che modo, tramite le leggi del corpo nero (di cui dovrai scrivere l’enunciato e la formulazione matematica) si
possa determinare la temperatura superficiale e la luminosità delle stelle.
Illustra il diagramma HR e spiegane il significato nel contesto della teoria dell’evoluzione stellare.
Disegna schematicamente il diagramma HR: che cosa è la sequenza principale? Per quanto tempo le stelle rimangono sulla
sequenza principale? Quali indicazioni circa lo stato attuale di una stella ci fornisce la posizione occupata dal Sole sul
diagramma HR?
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Descrivi il diagramma HR e spiegane l’importanza nella classificazione delle stelle: riporta inoltre tutte le possibili
applicazioni di questo spettro nella determinazione delle caratteristiche stellari.
Individuare tramite il diagramma HR le caratteristiche principali delle stelle della sequenza principale, specificando la
relazione tra massa, luminosità e tempo di vita.
All’interno del diagramma HR esistono le nane rosse e le nane bianche: in cosa differiscono tra loro?
Esponi il processo di formazione del Sole e la sua probabile evoluzione.
Enuncia le principali tappe che è lecito presumere per l’evoluzione del Sole e spiega il motivo delle continue espansioni e
contrazioni.
La luminosità delle stelle viene misurata in magnitudine: il candidato spieghi le differenze tra magnitudine assoluta e
magnitudine apparente e definisca la relazione tra queste due grandezze.
Dopo aver disegnato il grafico, descrivi il diagramma HR evidenziando per ciascun gruppo di stelle lo stadio evolutivo, le
loro caratteristiche e il tipo di reazione termonucleare che avviene nel loro nucleo.
Spiega la nascita e l’evoluzione di una stella con massa iniziale appena superiore a 1,44 masse solari.
Che cosa è una supernova?
Due stelle aventi la stessa magnitudine apparente possono avere diversa magnitudine assoluta? Spiega la tua risposta.
Per quale motivo le cefeidi sono di particolare interesse per gli astronomi?
Spiega i principi dell’analisi spettroscopica e le sue applicazioni in campo astronomico.
In un testo non superiore alle venti righe, si effettui una analisi sistematica delle fasi dell’evoluzione di una stella, con
particolare riferimento agli stadi finali.
Che cosa significa e su cosa si basa il concetto di Universo in espansione?
Illustra il significato rivoluzionario della legge di Hubble in merito allo studio dell’Universo e dimostra come essa ci
consenta di determinarne addirittura l’età.
Descrivi brevemente le prove a favore della teoria del big bang.
Che cosa si intende per radiazione cosmica di fondo?
Illustra le ipotesi sull’origine dell’Universo.
La concezione di Universo in espansione trova la sua spiegazione nella teoria del big bang: definisci il significato del
concetto di Universo in espansione, illustra brevemente la teoria del big bang esponendo le prove a favore di tale teoria.
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