Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Astronomia Astronomia Astronomia
Sfera celeste
Non percependo le diverse distanze che ci separano dai corpi celesti,
questi appaiono tutti proiettati su di una superficie sferica, di raggio
infinitamente grande, al cui centro si trova la Terra, il nostro punto
d'osservazione. Per muoverci agevolmente lungo la sfera celeste è
necessario individuare allora delle guide e dei punti di riferimento che
coincideranno con i corrispondenti del nostro pianeta, essendone
praticamente dei suoi prolungamenti proiettati all'infinito. Così abbiamo:
l'asse celeste - detto anche asse del mondo o polare, è il perno della rotazione apparente del
cielo;
i poli celesti - le intersezioni di esso con la sfera celeste;
l'equatore celeste - ossia quel cerchio massimo che si ricava dall'intersezione della sfera con
il piano perpendicolare all'asse celeste e passante per il centro della Terra, e che la divide
perciò in due emisferi uguali, quello settentrionale (boreale) e quello meridionale
(australe).
Sono inoltre fondamentali per l'osservazione astronomica anche i
seguenti riferimenti:
lo zenit - il punto in cui la verticale del luogo (la direzione
del filo a piombo) incontra la volta celeste, ed il suo opposto il
nadir;
il meridiano celeste - quel cerchio massimo passante per
lo zenit, il nadir ed i poli celesti, che non è altro che la
corrispondente proiezione del meridiano geografico, uno dei
circoli massimi delle coordinate terrestri;
il punto di mezzocielo - l'intersezione del meridiano celeste con
l'equatore celeste;
l'orizzonte astronomico - l'intersezione del piano tangente al
luogo di osservazione con la sfera celeste, che incrociando a sua
volta il meridiano e l'equatore crea rispettivamente i punti
cardinali Nord/Sud ed Est/Ovest;
la linea meridiana - la retta che congiunge i punti cardinali Nord
e Sud.
l'eclittica - il percorso annuale ed apparente del Sole
lungo lo zodiaco, che non è altro che la proiezione
celeste del piano orbitale disegnato dalla Terra, e che
risulta quindi inclinata di 23,5° dall'equatore celeste;
il punto d'ariete - chiamato anche punto equinoziale,
punto gamma o punto vernale, è quel punto della
sfera celeste dove appare proiettato il Sole quando la
Terra si trova all'equinozio di primavera.
Per orientarsi ci si avvale innanzitutto dei 4 punti cardinali (Nord, Sud, Est ed Ovest), che è
possibile individuare partendo dalla stella polare (che grosso modo indica il polo Nord celeste) per
poi tracciare la verticale sull'orizzonte sino ad intersecarlo in un punto che indicherà il polo Nord,
alla cui destra a 90° troveremo l'Est ed alla sinistra, sempre a 90°, l'Ovest. Dalla parte opposta
invece a 180° il Sud.
In alternativa è possibile osservare anche il tragitto apparente del Sole,
che quando passa al meridiano, approssimativamente a mezzogiorno del
tempo civile, raggiunge la sua massima altezza sull'orizzonte proiettando
quindi le ombre in direzione del Nord. Esso inoltre sorge e tramonta in
due punti opposti, i quali coincideranno rispettivamente con l'Est e l'Ovest
all'epoca degli equinozi, all'incirca il 21 Marzo ed il 23 Settembre.
Coordinate astronomiche
Definita la sfera celeste come una entità geometrica, per muoversi agevolmente
lungo la sua superficie basta servirsi allora di sistemi di coordinate, che allo
stesso modo di quelle terrestri ci permettano di individuare un punto qualsiasi
conoscendo solo due valori, e di punti e cerchi di riferimento, quest'ultimi a loro
volta distinti in circoli massimi (cerchi creati dalle intersezioni con la sfera dai
piani passanti per il suo centro) ed orari (circoli massimi passanti per i poli
celesti).
Abbiamo così i sistemi di coordinate astronomiche: altazimutali, equatoriali, eclittiche e
galattiche.
Coordinate Altazimutali
I riferimenti fondamentali di questo sistema sono l'orizzonte
astronomico e lo zenit, mentre rivestono notevole importanza anche i
cerchi verticali (circoli massimi passanti per lo zenit ed il nadir) ed il
meridiano celeste (cerchio verticale passante per lo zenit, il nadir ed i
poli Nord e Sud).
Azimut - Distanza angolare fra il polo Nord e l'intersezione del cerchio verticale passante
per il punto osservato con l'orizzonte. Viene misurata su quest'ultimo in senso orario, e
perciò verso Est, ed è compresa fra 0 e 360°.
Altezza - Tracciata sul cerchio verticale passante per il punto considerato, è pari all'angolo
compreso fra l'oggetto e l'orizzonte. Si conta da 0 a 90°, positivamente verso lo zenit e
negativamente verso il nadir, ragion per cui possiamo definire anche la distanza zenitale =
90 - h, che naturalmente rappresenta la distanza angolare di un astro dallo zenit.
Questo sistema permette di conoscere velocemente un punto celeste posizionato al di sopra
dell'orizzonte del luogo di osservazione, ma ha il difetto di essere relativo all'osservatore,
dipendendo da parametri come l'orizzonte, lo zenit ed il meridiano, variabili a seconda della
località. Infatti, visto che le stelle descrivono archi di cerchio che non sono paralleli all'orizzonte, le
due coordinate varieranno continuamente seguendo il moto della sfera celeste.
Coordinate Equatoriali
Questo sistema si basa sui poli celesti e sull'equatore celeste, mentre sono importanti anche i
cerchi orari (circoli massimi passanti per i poli celesti), il meridiano
celeste ed il punto che rappresenta l'equinozio di primavera, il punto
d'ariete.
Ascensione retta - Si misura sull'equatore celeste in ore (o gradi) e
frazioni di esse, in senso antiorario (verso Est), a partire dal punto di
ariete fino all'intersezione dello stesso equatore con il cerchio
massimo passante per il punto osservato. E' compresa tra 0 e 24 ore (o fra 0 e 360°).
Declinazione - Espressa in gradi e frazioni di essi sul cerchio passante per i poli celesti ed il
punto del cielo in osservazione, si conta da 0 a 90° a partire dall'equatore celeste,
positivamente verso il polo Nord e negativamente al contrario.
E' attualmente il sistema più utilizzato, essendo completamente svincolato dall'osservatore e
dipendendo solo dalla posizione degli astri. Le due coordinate infatti rimangono fisse, in quanto il
corpo da osservare si muove insieme a tutta la volta celeste. Non a caso tutte le mappe stellari sono
basate su di esso.
Esiste tuttavia anche una variante per questo sistema di coordinate. Infatti sostituendo all'ascensione
retta, l'angolo orario, che si misura sull'equatore in senso orario, da 0 a 24 ore, a partire dal punto
di mezzocielo, si ottiene un sistema di coordinate equatoriali relative al punto di osservazione.
Coordinate Eclittiche
Il sistema usato per lo studio e l'osservazione del sistema solare e dei corpi che ve ne fanno parte è
quello delle coordinate eclittiche, cosiddetto perchè si basa sull'eclittica ed i suoi poli. In esso
rivestono una certa importanza anche il punto d'ariete ed i cerchi di longitudine (passanti per i
poli Nord e Sud dell'eclittica).
Longitudine eclittica - E' l'arco compreso fra il punto d'ariete
e l'intersezione del cerchio passante per il punto in
osservazione con l'eclittica. Si misura in gradi e frazioni di
essi, da 0 a 360, a partire dal punto equinoziale in senso
antiorario (verso Est).
Latitudine eclittica - Tracciata sul cerchio che passa per
l'oggetto osservato, è anch'essa misurata in gradi, ma da 0 a
90 a partire dall'eclittica, positivamente verso il Nord e
negativamente verso il Sud.
Coordinate Galattiche
Quando il campo di osservazione si allarga alla galassia si usa spesso un sistema di coordinate con
riferimenti propri di essa: l'equatore galattico (inclinato di circa 62°41' dall'equatore celeste) ed i
poli galattici. Importanti sono il punto di centro galattico (A.R.17h42m30s Dec.-28°55'18") che è
situato nella costellazione del Sagittario ed i cerchi massimi passanti per i poli galattici.
Longitudine galattica - Misurata sull'equatore della galassia
in senso antiorario (verso Est) a partire dal punto di centro
fino all'intersezione dello stesso equatore con il cerchio
massimo passante per il punto in questione. E' compresa fra 0 e
360°.
Latitudine galattica - Tracciata su cerchi massimi, a partire
dall'equatore galattico verso i poli, è compresa fra 0 e 90° e si
conta positivamente verso il Nord e negativamente verso il Sud
galattico.
Osservazione e dinamica della volta celeste
Lo studio dell'astronomia parte necessariamente dall'analisi di quella immensa cupola che ci
sovrasta e che viene chiamata anche cielo, firmamento o piu' generalmente volta celeste. Osservarla,
e saperne decifrare le caratteristiche, sono i primi passi da compiere per esaminare ogni singolo
aspetto dell'universo.
Tutto ciò sembrerebbe comunque un'impresa ardua e riservata solo a coloro che fortunati possessori
di costosi telescopi, riescono a scandagliare ogni suo piu' recondito segreto grazie all'ausilio dei loro
strumenti. Ma se questo è vero per gli oggetti del cielo profondo, non lo è altrettanto per iniziare a
conoscere i fenomeni ed i corpi celesti più comuni e le relazioni che questi hanno con la nostra vita
di tutti i giorni. Basta pensare che gli astronomi dell'antichità riuscirono in questo intento
esclusivamente con l'ausilio di un solo strumento: l'occhio.
Iniziando dunque l'osservazione le prime cose che balzano
agli occhi sono quelle miriadi di puntini, piu' o meno
luminosi, sparsi per tutta la volta celeste senza un preciso
ordine, senza un qualsiasi nesso logico. Eppure basta
aguzzare un pò la vista, ed ecco come d'incanto apparire
quelle figure ai quali gli antichi hanno dato il nome di
costellazioni.
Un'ampia distesa stellata dunque che, ad un esame poco più approfondito e prolungato nel tempo,
rivela anche le dirette conseguenze dei moti di rotazione e di rivoluzione del nostro pianeta, ovvero
quelle lente e periodiche variazioni nel corso del breve (notte) e lungo periodo (anno), che ci
permettono, nell'arco di un'intera orbita attorno al Sole, di inquadrare ed osservare l'intero scenario
celeste.
Tutte le stelle allora, apparentemente ferme ed immutabili tanto da
meritarsi l'appellativo di fisse, verranno trascinate in direzione da
Est verso Ovest da una rotazione (moto apparente del cielo),
contraria a quella della Terra ed imperniata attorno all'asse celeste,
che farà descrivere ad esse delle traiettorie circolari che risulteranno
essere parallele fra loro e concentriche ai poli celesti (le intersezioni
dell'asse con la sfera).
La sfera celeste è però osservabile da un qualsiasi punto della superficie terrestre solo per metà. Le
traiettorie stellari appaiono infatti come due semicerchi, situati uno sopra e l'altro sotto l'orizzonte,
per cui i punti di massima e minima altezza del loro percorso giornaliero sono rispettivamente
chiamati culminazione superiore e culminazione inferiore.
Fanno eccezione le cosiddette stelle circumpolari che, descrivendo
dei cerchi completi attorno ai poli, non sorgono e non tramontano
mai, rimanendo sempre al di sopra dell'orizzonte fra il polo celeste
visibile e quel cerchio, distante dallo stesso polo di un angolo pari
alla latitudine geografica del posto d'osservazione, e che perciò viene
chiamato cerchio di perpetua apparizione. Viceversa, quelle
distanti lo stesso angolo dall'altro polo celeste, quello invisibile,
perchè sotto l'orizzonte, saranno occultate da quest'ultimo e
delimitate dal cerchio di perpetua occultazione.
Risulta dunque evidente come l'altezza dei poli celesti sia legata alla latitudine del luogo
d'osservazione. Infatti, tanto piu' ci si allontana o ci si avvicina all'equatore, e dunque tanto piu'
cresce o diminuisce la latitudine, di altrettanto essi si alzeranno o si abbasseranno nel cielo.
Conseguentemente si verificherà anche che:
ai poli - le stelle visibili non sorgeranno e non tramonteranno mai descrivendo delle
traiettorie parallele all'orizzonte;
all'equatore - tutte le stelle appariranno sorgere e tramontare descrivendo delle traiettorie
perpendicolari all'orizzonte;
alle latitudini intermedie - solo
alcune stelle sorgeranno e
tramonteranno descrivendo
delle traiettorie inclinate rispetto
all'orizzonte.
Al contrario delle stelle, praticamente incastonate sullo sfondo celeste, i pianeti variano
continuamente la loro posizione muovendosi da Ovest verso Est (moto diretto), per fermarsi
(stazione), invertire la direzione (moto retrogrado) e tornare poi a seguire il senso normale. Queste
loro particolari traiettorie, fatte di curve ed anelli, li rendono quindi spesso protagonisti di
interessanti fenomeni (le congiunzioni) e di una vera e propria danza celeste dove il palcoscenico è
rappresentato dallo zodiaco, quella fascia concentrica all'eclittica (la proiezione del piano orbitale
della Terra) entro cui si muovono anche il Sole e la Luna.
Approfondendo ancora di più l'osservazione appariranno tuttavia
anche altri corpi, comete, asteroidi, anche se essendo lo spazio
talmente esteso, tutto quello che noi riusciremo a distinguere, sia ad
occhio nudo, che con l'ausilio degli strumenti ottici, sarà sempre solo
una minima parte della sua immensità. Basta pensare che la stella piu'
vicina, Proxima Centauri, distante 4 anni luce, appare come un
minuscolo puntino, per non parlare di nebulose, ammassi stellari e
galassie che occupando spazi sempre più remoti divengono
praticamente invisibili ad occhio nudo.
Ecco allora quell'involucro, il cielo, che separa la Terra dal resto dello spazio esterno, che in
sostanza può essere paragonato ad una finestra sull'universo dalla quale possiamo vedere ed
ascoltare (radioastronomia) tutti i fenomeni e corpi celesti visibili. Non avendo però nessun
riscontro nella realtà, esso è solo una mera astrazione fisica, frutto dell'atmosfera terrestre, che
diffondendo la luce solare gli conferisce di giorno il classico colore azzurro.
Il sistema solare
Il sistema solare è composto da nove pianeti principali e da una grande quantità di satelliti. Il Sole è
una stella particolare, infatti la maggior parte delle stelle hanno come compagno un altra stella.
Tutti questi oggetti celesti sono uniti da una grossa forza gravitazionale prodotta dal Sole, questo
insieme prende il nome di sistema solare. Tutti questi i corpi celesti del sistema solare non riflettono
la luce solare. I pianeti che orbitano intorno al Sole sono più o meno sullo stesso piano, questo
piano immaginario prende il nome di eclittica, i pianeti se li osserviamo dal polo nord del Sole,
orbitano in senso antiorario, le loro orbite risultano eclittiche, cosi la loro distanza dal Sole varia in
continuazione durante il corso della rivoluzione, Venere è il pianeta con l'orbita che risulta
maggiormente circolare, con un orbita che varia di solo 1.5 milioni di km.. Molti corpi minori, e
asteroidi del nostro sistema solare, hanno orbite ancora più ellittiche, le comete sopratutto hanno
orbite molto allungate. Partendo dal Sole i pianeti che compongono il sistema solare sono
nell'ordine: Mercurio, Venere, La Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone. I quattro
pianeti interni sono composti di materiale roccioso, con dimensioni relativamente piccole. Poi
arrivano i pianeti giganti,
che sono prevalentemente composti da gas di vario genere, Plutone infine è una piccola palla di
roccia e ghiaccio che delimita il nostro sistema solare, Plutone è anche il pianeta con l'orbita più
ellittica, che addirittura spesso taglia l'orbita di Nettuno. Il punto più vicino al Sole dell'orbita di un
corpo celeste prende il nome di perielio, quello più lontano l'afelio. L'unità di distanza nel sistema
solare è l'unità astronomica, ossia la distanza media fra il Sole e la Terra che equivale a 149.597.870
km. Questa distanza viene percorsa dalla luce in 8 minuti circa. Anche se l'unità astronomica è
grande, a paragone delle distanza a cui siamo abituati nella Terra, essa risulta insignificante a
paragone dell'anno luce, che equivale a 63.240 unità astronomiche. I pianeti che orbitano intorno al
Sole, sono più lenti nella loro orbita man mano che si allontanano da esso. Praticamente il periodo
orbitale di ciascun pianeta è il suo "anno", ma comunemente il periodo viene espresso in giorni e
anni terrestri. I periodi orbitali variano dagli 88 giorni di Mercurio ai 250 anni di Plutone, questi
anni orbitali sono chiamati periodi siderali inquanto sono misurati rispetto alle stelle lontane.
Sistema Solare
Il sistema solare è formato dal Sole e da tutta una serie
di corpi celesti che ruotano secondo orbite ben definite
attorno ad esso. Primi fra tutti, i nove pianeti con i loro
satelliti, cui seguono gli asteroidi, le meteoriti e le
comete.
Tutto attorno il mezzo interplanetario, composto da polvere e gas, spazzato continuamente, alla
velocità di diverse centinaia di km/sec, da quello sciame di particelle emesso dal Sole, noto come
vento solare, che giunge sino alla distanza di circa 100
UA (UA=distanza media fra la Terra ed il Sole pari a circa
149,6 milioni di km), dove si trova l'eliopausa, il confine
del sistema solare che delimita la zona di influenza della
nostra stella che viene a sua volta chiamata eliosfera.
Tutti questi corpi ruotano su orbite ellittiche attorno al
Sole, che rimanendo fermo occupa uno dei due fuochi di ogni ellisse. I pianeti soprattutto, si
muovono con orbite poco eccentriche e quasi tutti sullo stesso piano dell'orbita terrestre (per
definizione chiamato eclittica), ragion per cui dalla Terra li vediamo attraversare, insieme al Sole,
la stessa fascia celeste al centro dello Zodiaco. Viceversa i corpi minori (asteroidi, comete e
meteoroidi) sono caratterizzati generalmente da orbite più allungate ed inclinate.
Ogni corpo del sistema solare si muove secondo velocità diverse a seconda della distanza dal Sole,
piu' velocemente quando si trova nei pressi della stella, al perielio, e meno velocemente quando si
trova nel punto piu' lontano, all'afelio. Durante il loro movimento, a
causa delle orbite che non sono circolari, ma ellittiche, la distanza dal
Sole varia infatti fra un minimo ed un massimo. Mercurio ad esempio
oscilla da 46 milioni di km al perielio a 69,8 milioni di km all'afelio.
Inoltre, come nel caso dei pianeti, i quali occupano orbite situate a
distanze crescenti, con la distanza aumenta anche il tempo impiegato a percorrere una rivoluzione
completa, ossia quel periodo che per la Terra vale 1 anno siderale ovvero 365,25 giorni.
Tutto ciò è una diretta conseguenza della legge di gravitazione universale, elaborata da I.Newton,
che afferma:
fra due qualsiasi corpi esiste una forza di mutua attrazione direttamente proporzionale al prodotto
delle rispettive masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.
Ne deriva dunque, che orbitando attorno al Sole, gran parte dei corpi del sistema solare percorrono
orbite quasi circolari, od ellittiche a bassa eccentricità, che per definizione geometrica, così come i
cerchi sono il luogo geometrico dei punti di un piano aventi la stessa distanza dal centro, sono il
luogo geometrico dei punti di un piano che hanno la stessa somma delle distanze da due punti
denominati fuochi. Tuttavia gli scienziati presumono che esistano anche corpi, le comete, che in
alcuni casi possano percorrere orbite paraboliche, od addirittura iperboliche, che le porteranno a
perdersi nello spazio galattico dopo essere transitate attorno al Sole.
Le orbite sono comunque caratterizzate da alcuni parametri che permettono di individuarle nel
sistema solare, gli elementi orbitali, grazie ai quali è possibile tracciare e seguire in ogni istante il
moto di ogni corpo rispetto al Sole. Così abbiamo:
la misura del semiasse maggiore dell'orbita espressa in UA;
l'eccentricità, il rapporto fra la distanza di un fuoco dal centro ed il semiasse maggiore
(definisce la forma dell'orbita - per e=0 circolare, e=1 parabolica, 0<e<1 ellittica);
l'inclinazione orbitale, ovvero l'angolo in gradi compreso fra il piano orbitale e l'eclittica.
Da ciò scaturisce che l'intersezione fra i due piani è la "linea dei nodi", mentre quelle
dell'orbita con l'eclittica vengono denominate "nodi";
la longitudine del nodo ascendente, l'angolo compreso fra il punto d'Ariete e quello in cui
avviene il transito di ogni corpo dal Sud al Nord dell'eclittica;
l'argomento del perielio, la distanza angolare fra il nodo ascendente ed il perielio, misurata
in direzione dell'orbita;
l'istante del passaggio al perielio.
Secondo le piu' recenti teorie, il sistema solare
si sarebbe formato per l'aggregazione e la
condensazione di una nube di materia
interstellare circa 4,5 miliardi di anni fà.
Questa, entrando in rotazione su se stessa, avrebbe creato un disco concentrando in una sfera, al
centro di esso, la stragrande maggioranza della materia per effetto delle forze gravitazionali.
Successivamente, con l'aumento della temperatura, si sarebbe innescato il processo di nucleosintesi
stellare che diede vita al Sole, mentre la restante materia, accumulatasi in corpi minori, i
planetesimi, a sua volta avrebbe dato vita ai pianeti ed agli altri corpi minori.
E' probabile quindi che, proprio durante questa fase, l'innesco della stella abbia spazzato via, dai
corpi piu' vicini, la gran parte dei gas che li avvolgeva, creando così i pianeti di tipo terrestre,
dall'aspetto solido, ed i pianeti gioviani, avvolti invece da immense quantità di gas allo stato
liquido.
Tutta la massa del sistema solare è pressoché concentrata nel Sole, che da solo comprende circa il
99,9% di tutta la materia. La restante quantità è suddivisa in parti uguali fra gli altri corpi restanti ed
il pianeta Giove.
Il Sole
SISTEMA SOLARE
MERCURIO - VENERE - TERRA - MARTE - GIOVE - SATURNO - URANO - NETTUNO PLUTONE
Tutti prima o poi si chiedono cosa sia il sole, già da
bambini chi non è stato incuriosito dalla nostra stella. Il
Sole non è altro che una gigantesca sfera di idrogeno ed
elio, del diametro di 1,4 milioni di chilometri. Senza il
Sole non sarebbe possibile la vita nel nostro pianeta che
andrebbe velocemente ghiacciandosi rendendo impossibile
qualsiasi tipo di vita naturale o animale sul nostro pianeta.
E' molto importante per gli astrofili in quanto è l'unica
stella che si può studiare da vicino. Naturalmente per osservare il Sole il problema è inverso rispetto
agli altri oggetti celesti, nel senso che per osservare il Sole bisogna avere delle protezioni per non
riportare danni irreparabili agli occhi. Anche osservarlo a occhio nudo per lungo tempo può creare
danni seri. Alcuni telescopi sono dotati di filtri appositi per osservare il Sole, ma sono rischiosi
perché se si rompono durante la visione portano a danni disastrosi, quindi consigliamo osservare il
Sole tramite immagine proiettata.
Caratteristiche del Sole:
Diametro: 109 volte la terra
Superficie: 12.000 volte la terra
Volume: 1.300.000 volte la terra
Massa: 332.000 volte la terra
Distanza media dalla terra: 149.600.000 Km
Rotazione: in 25 giorni circa
Com'è fatto il Sole ?
La composizione solare è complessa e completamente opposta caratterialmente a qualsiasi pianeta
roccioso. Il Sole è composto da vari strati concentrici, e non come un pianeta solido. E' composto da
vari strati gassosi e da un nucleo centrale. Lo strato più superficiale si chiama fotosfera e se
osservato con un telescopio presenta delle macchie scure dette "macchie solari", queste aree sono
zone di gas più freddo, queste se osserviamo il sole rendono più evidente la sua rotazione che è di
25 giorni e1/4. La fotosfera presenta un effetto chiamato granulazione causato dalle celle di gas
caldo che arrivano in superficie. Questi granuli hanno dimensioni comprese fra 300 Km e 1600 km.
Se guardiamo i bordi del Sole noteremo delle macchie luminose dette facole, queste sono zone di
temperatura maggiormente elevata. Il Sole ha un atmosfera che si divide in due parti, una bassa che
si chiama cromosfera e una superiore che si chiama corona. La cromosfera ha uno spessore di
10.000 Km, si possono osservare grossi getti di gas di colore scarlato, che spesso si innalzano per
centinaia di Km di altezza a grossa velocità per poi svanire, questi fenomeni si chiamano
protuberanze solari. La corona ben più debole come luminosità è osservabile soltanto durante le
eclissi solari. Potremmo definire la corona una sorta di aureola solare di forma e spessore variabile.
Questa è composta da particelle gassose a bassa densità radioattive.
Sole
Courtesy of SOHO/MDI
consortium
Massa (10^24 kg)
Volume (10^10 km^3)
Raggio (km)
Densità (kg/m^3)
Gravità (m/sec^2)
Velocità di fuga (km/sec)
Min Dist. Terra (10^6 km)
Max Dist. Terra (10^6 km)
Dens. nucleo (10^5 kg/m^3)
Tipo spettrale
1989100
1412000
696000
1408
274
617,7
147,1
152,1
1,622
G2V
Per. di rotaz. a 16° lat. (ore)
Inclinazione asse (°)
Vel. relativa stelle (km/sec)
Max diam. app. dalla Terra (")
Min diam. app. dalla Terra (")
Pressione nucleo (10^11 bar)
Pressione superficiale (mbar)
Temp. nucleo (10^7 k)
Temp. media superficiale (k)
Magnitudine massima
609,12
7,25
19,4
1952
1887
2,477
0,868
1,571
5778
-26,74
Il Sole è una stella di medie dimensioni appartenente al gruppo spettrale G2V, la cui distanza media
dalla Terra ammonta a 149,6 milioni di km. La sua luce impiega 8 minuti a raggiungerci ed ha un
diametro di 109 volte quello terrestre ed una massa ed un volume pari rispettivamente a 333000 e
1304000 volte quelli della Terra. La gravità è invece 28 volte maggiore quella presente sul nostro
pianeta.
Courtesy of SOHO/EIT consortium
Dunque una immensa fornace nucleare formata da un nucleo nel quale avvengono i processi di
nucleosintesi stellare che permettono agli atomi di idrogeno di mutarsi in atomi di elio, ad una
temperatura di circa 10 milioni di gradi. Durante questo processo viene liberata una enorme quantità
di energia, che irradiandosi dal centro verso l'esterno attraversa uno strato superiore, dove si
distribuisce per convenzione, per poi giungere alla fotosfera, dove alla temperatura di 6000°C, si
propaga sotto forma di luce e calore in tutto il sistema solare.
Questa è praticamente la superficie visibile del Sole, spessa circa 400 km, ed è strutturata in
granuli, estremità di colonne di materia gassosa che giungendo dal nucleo, ritornano verso esso
dopo essersi raffreddate. E' qui che avvengono alcune fra le piu' misteriose attività solari: le
macchie e le facole.
Le prime sono zone scure causate dai campi magnetici che impediscono ai moti convettivi della
materia di giungere in superficie creando così abbassamenti della temperatura (4000-5000°C)
rispetto all'area circostante. Possono durare diversi mesi, ed hanno un diametro a volte di oltre
50000 km. Di solito esse si raggruppano assieme ad altre, situate in zone limitrofe, formando i
cosiddetti "gruppi di macchie" che possono raggiungere anche i 100000 km di diametro.
Grazie alla loro osservazione è stato possibile misurare la velocità ed il periodo di rotazione del
Sole, che avviene in misura diversa a seconda della latitudine, maggiore nelle zone polari minore in
quelle equatoriali.
Courtesy of SOHO/EIT consortium
Le facole sono invece fenomeni brevi, durano meno di un'ora, ed avvengono
dove i campi magnetici sono ancora piu' deboli di quelli delle macchie, non
provocando nessun effetto sulla materia che così, libera da ogni vincolo,
genera temperature piu' alte sollevandosi oltre la superficie.
Procedendo dall'interno verso l'esterno ecco la cromosfera, dove la temperatura è sul milione di
gradi e dove si possono osservare altri importanti fenomeni del Sole quali le protuberanze, enormi
nubi gassose incandescenti, che si dipartono dalla superficie per a volte decine di migliaia di
chilometri, e che possono essere di tre tipi:
quiescenti, se rimangono inattive nella stessa zona per diverso tempo;
eruttive, quando sono caratterizzate da uno sviluppo molto rapido;
ad arco, quando seguendo il campo magnetico formano dei veri e propri anelli di materia.
foto NASA - NSSDC
Lungo il bordo cromosferico è possibile notare anche le spicule,
getti di materia espulsi come gigantesche fiammate in
corrispondenza delle zone comprese fra un granulo e l'altro, dove i
campi magnetici solari sono particolarmente intensi. Qui
avvengono anche i brillamenti, rapide emissioni di energia le cui radiazioni, raggiungendo la Terra,
provocano tempeste magnetiche, disturbando le nostre trasmissioni radio e creando il fenomeno
delle aurore polari.
L'ultimo strato è la corona solare, osservabile anche ad occhio nudo durante le eclissi totali, la
quale è costituita da gas ad altissima temperatura che emettono grandi quantità di raggi x.
Tutte queste attività del Sole insieme al vento solare, sciami di particelle ionizzate, che irradiandosi
dalla stella spazzano in ogni direzione lo spazio circostante, interagendo ad esempio con la materia
dei nuclei cometari e generando la classica coda delle comete, sembrano raggiungere il loro
massimo regolarmente ogni 11 anni (ciclo undecennale delle attività solari) che probabilmente
corrisponde ad un aumento del campo magnetico che si verifica appunto ogni tale periodo.
Il Sole si pensa sia nato circa 4,5 miliardi di anni fà da una nube di gas e pulviscolo galattico che
contraendosi si è riscaldata per effetto delle forze gravitazionali innescando successivamente il
processo di nucleosintesi stellare. Fra altrettanti anni, dopo aver esaurito il combustile nucleare, la
nostra stella si contrarrà nuovamente per sfruttare le ultime scorte di energia, per poi espandere gli
strati esterni passando per una fase di gigante rossa. In questo frangente il Sole aumenterà a
dismisura il proprio diametro, inghiottendo tutto il sistema solare, e trasformandosi infine in una
nana bianca dove, raggiungendo uno stato di quiete, concluderà la sua attività stellare.
Da sempre ritenuto una divinità universale, il Sole era identificato nell'antichità con Elios, dio della
luce e del calore, che guidava il suo carro solare lungo il cielo preceduto dalla sorella Eos, l'aurora.
Giunto alla sera si riposava e gli veniva dato il cambio dall'altra sorella Selene. Oltre che per i greci,
anche per gli egiziani il Sole era oggetto di culto, infatti essi vedevano in lui il dio Amon-Ra, il cui
simbolo era il toro, od il dio Aton.
N.B. - SOHO è un progetto di cooperazione internazionale fra ESA e NASA
Pianeti
PIANETA
MERC
URIO
Massa
0,0553
Diametro
0,383
Densità
0,984
Gravità
0,378
Velocità di fuga 0,384
Per. di rotazione 58,8
Lungh. del
175,9
giorno
Distanza dal
0,387
Sole
Perielio
0,313
Afelio
0,459
Periodo orbitale 0,241
Velocità orbitale 1,61
Eccentricità
12,3
Satelliti
0
VENERE
MARTE
GIOVE
SATURNO
URANO
NETTUNO PLUTONE
0,815
0,949
0,951
0,907
0,926
-244
116,8
0,107
0,533
0,713
0,377
0,450
1,03
1,03
317,8
11,21
0,240
2,36
5,32
0,415
0,414
95,2
9,45
0,125
0,916
3,17
0,445
0,444
14,5
4,01
0,230
0,889
1,90
-0,720
0,718
17,1
3,88
0,297
1,12
2,10
0,673
0,671
0,0021
0,187
0,317
0,059
0,098
6,41
6,39
0,723
1,52
5,20
9,58
19,20
30,05
39,24
0,731
0,716
0,615
1,18
0,401
0
1,41
1,64
1,88
0,810
5,60
2
5,03
5,37
11,9
0,439
2,93
39
9,20
9,96
29,4
0,325
3,38
30
18,64
19,75
83,7
0,229
2,74
21
30,22
29,89
163,7
0,182
0,677
11
30,15
48,02
248,0
0,158
14,6
1
N.B. - Dati posti in relazione a quelli della Terra, considerati pari ad 1 (fonte NASA/NSSDC)
I pianeti del sistema solare sono nove e li possiamo distinguere, in base alla posizione dell'orbita, in
inferiori, che si trovano fra la Terra ed il Sole (Mercurio e Venere), ed in superiori (tutti gli altri).
Un altra distinzione la si può fare in base alla loro morfologia e perciò li possiamo suddividere in
altre due classi omogenee:
pianeti terrestri, dalle dimensioni minori, superficie solida, compatta, ricca di elementi
pesanti, volume e massa limitati e grande densità;
pianeti gioviani, dalle dimensioni maggiori,
superficie gassosa, atmosfera ricca di idrogeno
ed elio, anello di svariate dimensioni, maestoso
in Saturno e impercettibile negli altri, volume e
massa elevati e densità piccole.
Alla prima appartengono oltre alla Terra, Mercurio,
Venere e Marte, all'altra, subito dopo la "fascia degli
asteroidi", quasi un confine fra i due gruppi, Giove,
Saturno, Urano e Nettuno. L'ultimo pianeta, Plutone, è
ancora poco conosciuto da poterlo classificare con
esattezza.
Spesso i pianeti sono accompagnati anche da altri piccoli corpi, definiti satelliti o lune, che ruotano
attorno al compagno principale secondo orbite ellittiche e con il quale costituiscono un unico
sistema orbitante attorno al Sole. Il loro numero varia per ogni pianeta, nessuno per Mercurio e
Venere, uno per la Terra e Plutone, sino ad arrivare a Giove e Saturno che con le loro decine di
satelliti costituiscono delle piccole
riproduzioni dello stesso sistema solare.
Ogni pianeta, oltre a ruotare attorno al
proprio asse, piu' o meno velocemente in
senso antiorario, ad eccezione di Venere
ed Urano che girano in senso contrario,
compie un movimento di rivoluzione
attorno al Sole secondo un'orbita di forma ellittica che, vista dal Nord del sistema solare, si svolge
in un senso antiorario, per convenzione definito diretto.
I primi cinque pianeti a partire dal Sole (Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno) sono visibili ad
occhio nudo, mentre per gli altri tre è necessario ricorrere all'uso di binocoli e telescopi data la
grande distanza che li separa da noi. La visibilità di tutti quanti è comunque legata alle posizioni
reciproche con la Terra, presentando un momento favorevole quando essi si trovano all'opposizione,
ossia dalla parte opposta al Sole con la Terra in mezzo. Ciò non riguarda i pianeti inferiori, non
potendo questi essere mai all'opposto del Sole, al di là dell'orbita terrestre.
Nell'esaminare il sistema solare, balza subito agli occhi un altra sua sorprendente proprietà, quella
introdotta dalla legge di Titius-Bode, secondo la quale introducendo nella seguente formula
matematica:
D= 0,4+0,3x2n
i numeri (-ºº,0,1,2,3,4,5,6,7,8) al posto di n, se ne ricava la distanza approssimativa dal Sole di ogni
pianeta, in UA, con alcune eccezioni per quanto riguarda Nettuno e Plutone, i cui valori non sono
perfettamente coincidenti.
PIANETA
MERCURIO
VENERE
TITIUS - BODE
0,4
0,7
DISTANZA IN UA
0,387
0,723
TERRA
MARTE
ASTEROIDI
GIOVE
SATURNO
URANO
NETTUNO
PLUTONE
1
1,6
2,8
5,2
10
19,6
38,8
77,2
1
1,52
2,9
5,20
9,58
19,20
30,05
39,24
Oltre alla Terra nessun altro pianeta sembra presentare una qualsiasi forma di vita, cosa
probabilmente dovuta alla sua posizione favorevole, nè troppo vicino, nè troppo lontano dal Sole,
che ha permesso lo sviluppo delle migliori condizioni climatiche e biologiche per la nascita e
l'evoluzione della vita.
foto JPL/NASA - NSSDC
Se questo è spiegabile in un pianeta gioviano con le
diverse caratteristiche morfologiche della Terra, negli altri
è probabilmente dovuto all'incapacità di essi di mantenere
un'atmosfera come la nostra. Questa infatti, sul nostro
pianeta, permette alla radiazione solare di essere trattenuta
nella giusta misura, creando così temperature che
consentono all'acqua, componente essenziale per la vita, di rimanere allo stato liquido.
Diversamente su Venere, pianeta simile per dimensioni alla Terra, la maggiore quantità di anidride
carbonica, ha creato un ambiente torrido con temperature improponibili, mentre su Mercurio e
Marte, che per le loro piccole dimensioni non sono riusciti a trattenere nella giusta quantità i gas
atmosferici, la temperatura, non essendo regolata da essi, presenta notevoli sbalzi fra il giorno e la
notte.
Mercurio
Il primo pianeta del sistema solare, un vero rebus da
osservare, anche per chi dispone di telescopi professionali,
questo pianeta non da molte soddisfazioni. Non si
distinguono ne macchie ne altri particolari, appare come
una piccola macchia arancione. Questo è dovuto in parte
dalla vicinanza al Sole ed in parte alle piccole dimensioni
del pianeta, infatti Mercurio impiega solo 88 giorni a
compiere un giro intorno al Sole. Per riuscire ad osservare
Mercurio bisogna scrutare vicino al Sole durante l'alba o il
tramonto, quindi la visuale è sempre disturbata dalla luce
solare. Un giorno su Mercurio dura 176 giorni, più di un
anno, è il pianeta del sistema solare più caldo. Ha la
superficie rocciosa cosparsa di crateri ed è poco più grande della Luna. Sono stati fatti pochi studi
su Mercurio, l'unica sonda mandata per studiarlo da vicino è stata la Mariner 10. Visto da Mercurio
il Sole appare 2 volte più grande che dalla Terra. A mezzogiorno sull'equatore di Mercurio
possiamo trovare una temperatura di 400°C, temperatura sufficiente a fondere lo stagno e il piombo.
Essendo senza atmosfera il pianeta non riesce a trattenere il calore, e durante la lunga notte il
pianeta scende fino a -170°C. Mercurio ha un diametro di soli 4880 km, esso è il 50% più grande
della luna, più piccolo di Mercurio troviamo solo Plutone fra i 9 pianeti del sistema solare (satelliti
esclusi), esso è anche il più scuro e riflette appena il 6% della luce solare. Concludendo possiamo
dire che Mercurio è ancora il pianeta meno esplorato se consideriamo che soltanto una sonda si è
soffermata a studiarlo, rimane il grande mistero del sistema solare.
Caratteristiche di Mercurio:
Distanza media dal sole: 57.910.000 Km
Diametro: 4.880 Km
Massa: 0.055 quella terrestre (terra 1)
Gravità: 0.376 (terra 1)
MERCURIO
foto NASA-NSSDC
Massa (10^24 kg)
0,3302
Volume (10^10 km^3)
Raggio Equatoriale (km)
Raggio Polare (km)
Densità (kg/m^3)
Gravità (m/sec^2)
6,083
2439,7
2439,7
5427
3,70
Semiasse maggiore (10^6
km)
Periodo orbitale (giorni)
Perielio (10^6 km)
Afelio (10^6 km)
Velocità orb. media (km/sec)
Velocità orb. max (km/sec)
57,91
87,969
46
69,82
47,87
58,98
Velocità di fuga (km/sec)
Min Distanza Terra (10^6 km)
Max Distanza Terra (10^6 km)
Max Diametro apparente (")
Min Diametro apparente (")
Magnitudine massima
Diametro apparente Sole
4,3
77,3
221,9
13
4,5
-1,9
1°22'
Velocità orb. min (km/sec)
Inclinazione orbitale (°)
Eccentricità
Periodo di rotazione (ore)
Lunghezza del giorno (ore)
Inclinazione asse (°)
Temperatura (C°)
38,86
7
0,2056
1407,6
4222,6
0,01
400/-150
Mercurio è un pianeta poco piu' grande della Luna, ma dalla densità molto superiore ad essa, quasi
pari a quella della Terra.
Esso è inoltre il piu' vicino al Sole, per questo lo si è riusciti a studiare solo grazie alla sonda
spaziale Mariner 10, che fra il 1974 ed il 1975, ne ha fotografato dettagliatamente la superficie.
Infatti, data la sua vicinanza alla stella, dalla Terra è visibile solo all'alba od al tramonto, molto
basso sull'orizzonte, e mai oltre qualche ora, dopo il tramonto o prima del sorgere del Sole, visto
che si discosta da questo di un angolo massimo di 28°.
Tutto questo provoca un rapido moto celeste di Mercurio, che passa velocemente, in appena 2 mesi,
dall'elongazione occidentale a quella orientale che corrispondono rispettivamente alla visibilità
mattutina ed a quella serale del pianeta.
A causa di tutto ciò infatti, nell'antichità si credeva che al suo posto ci
fossero due stelle che puntualmente precedevano o seguivano il Sole e
che furono chiamate Ermes (stella del mattino) ed Apollo (stella della
sera).
Mercurio ruota molto lentamente, impiega infatti quasi 59 giorni
terrestri a compiere un giro completo attorno al proprio asse, ossia
quasi 2/3 del suo periodo di rivoluzione attorno al Sole. Tutto ciò
implica che ogni due anni mercuriani, esso avrà effettuato appena tre rotazioni complete su se
stesso.
Un altra sua caratteristica è quella di mostrare le fasi al pari della Luna,
passando da una fase nulla, quando si trova in congiunzione inferiore, ad
una piena, quando raggiunge quella superiore. Tuttavia queste rimangono
invisibili a causa della vicinanza con l'astro maggiore, mentre rimangono
osservabili le fasi parziali, comprese fra le precedenti.
Privo di satelliti e di atmosfera, Mercurio ha una superficie simile a quella
lunare, piena quindi di crateri, segno di un bombardamento meteoritico del
passato, e frastagliata da fratture che sono il risultato di una intensa e
remota attività sismica e vulcanica.
foto NASA-NSSDC
La temperatura alla superficie è molto alta, circa 400° C, oltre che per la piccola distanza dal Sole,
anche per il fatto che questo pianeta gira molto lentamente su sè stesso, così che il giorno dura
molto di piu' di quello terrestre (176 giorni), sottoponendo a forte riscaldamento l'area illuminata
dalla luce solare. Viceversa nella parte buia, la notte, non essendoci un'atmosfera a regolare la
temperatura, questa stessa discende a valori molto bassi sotto lo zero.
Questo perchè i gas che originariamente formavano il pianeta, con l'innesco dell'attività della stella
centrale, sono stati spazzati via dal vento solare lasciando incustodita la parte solida.
Nel mito greco questo pianeta rappresentava il dio Ermes, Mercurio per i romani ed i latini, simbolo
della velocità e dell'astuzia ed inventore di numerose arti fra le quali l'astronomia, la musica e la
ginnastica. Protettore dei viaggiatori e dei mercanti era anche il "messaggero degli dei"
Venere
Il secondo pianeta del sistema solare,molti hanno intravisto
Venere senza saperlo, compare nel cielo come la stella più
splendente, ed è possibile avvistarla al tramonto o all'alba.
Molti hanno scambiato Venere per un ufo volante tanto è
splendente, può arrivare ad una magnitudine di -4.4, dato
che porta questo pianeta come più luminoso, davanti a
Giove che è il secondo, ma Venere risulta ben quasi sette
volte più splendente. Ruota intorno al Sole in 225 gg. e su
se stesso in 243 giorni in maniera retrograda, ad una
distanza di 108 milioni di km. , può passare fino ad una
distanza minima dalla terra di 40 milioni di Km, questo lo
rende il pianeta più vicino a noi. E' il pianeta con le
dimensioni più simili alla Terra, infatti Venere con 12.100
km di diametro è solo 650 km più piccola della terra. Lo
splendore di Venere comunque non è dato solo dalla sua vicinanza al nostro pianeta, ma bensì dalle
formazioni nuvolose che riflettono bel il 76% della luce solare, nuvole che non permettono di
vederne la superficie e che impiegano ben 4 giorni a completare una rotazione completa sempre in
senso retrogrado da est verso ovest. Solo l'1% della luce solare incidente arriva al suolo, perciò su
Venere il giorno è molto cupo. La prima sonda a scendere fino al suolo Venusiano fu Venus 7, che
registrò temperature infernali, 475°C e una pressione atmosferica pari a 90 volte quella terrestre.
Con Venus 8 che scese nel lato illuminato si scoprì che Venere aveva la stessa temperatura si
durante il giorno che durante la notte. La causa senza dubbio l'effetto serra creato delle nuvole che
anche se riflettono tanta luce incamerano il calore non permettendo al pianeta di raffreddarsi.
L'atmosfera di Venere è costituita quasi interamente da anidride carbonica e le nuvole da acido
solforico con concentrazione del 80%, l'atmosfera di Venere ha uno spessore di ben 65 km. Nel
complesso l'unica cosa di paradisiaca è il nome, perché per il resto Venere rimane un vero e proprio
inferno.
Caratteristiche di Venere:
Distanza media dal sole: 108.000.000 Km
Diametro: 12.104 Km
Massa: 0.814 (terra 1)
Gravità: 0.903 (terra 1)
VENERE
foto NASA-NSSDC
Massa (10^24 kg)
4,8685
Volume (10^10 km^3)
Raggio Equatoriale (km)
Raggio Polare (km)
Densità (kg/m^3)
92,843
6051,8
6051,8
5243
Gravità (m/sec^2)
Velocità di fuga (km/sec)
Min Dist. Terra (10^6 km)
Max Dist. Terra (10^6 km)
Max Diametro apparente
(")
8,87
10,36
38,2
261
66
Semiasse maggiore (10^6
km)
Periodo orbitale (giorni)
Perielio (10^6 km)
Afelio (10^6 km)
Velocità orb. media
(km/sec)
Velocità orb. max (km/sec)
Velocità orb. min (km/sec)
Inclinazione orbitale (°)
Eccentricità
Periodo di rotazione (ore)
108,21
224,701
107,48
108,94
35,02
35,26
34,79
3,39
0,0067
-5832,5
Min Diametro apparente 9,7
(")
Magnitudine massima
-4,6
Diametro apparente Sole (') 44,3
Lunghezza del giorno (ore) 2802
Inclinazione asse (°)
Temperatura (C°)
177,36
480/-30
Venere è dotato di una atmosfera ricca di anidride carbonica che causa una temperatura superficiale
proibitiva, dell'ordine di 500°C, resa così alta dall'effetto serra che impedisce ai raggi infrarossi di
fluire verso lo spazio.
Un mondo praticamente arido e privo di acqua, presente solo nell'atmosfera sotto forma di vapore
acqueo, e coperto da uno spesso strato di nubi che, pur impedendo la visuale della sua superficie,
contribuiscono invece, grazie all'alto potere riflettente, ad aumentare la visibilità del pianeta
rendendolo così l'astro piu' luminoso del cielo dopo la Luna ed il Sole.
foto NASA-NSSDC
Non essendo visibile con strumenti ottici, per via dello strato di
nubi, la superficie di Venere è stata studiata con la sonda Magellan, che avvalendosi di un radar ne
ha studiato le caratteristiche facendo rilevare in essa crateri vulcanici, vaste pianure e catene
montuose frutto di una attività vulcanica simile a quella terrestre.
foto JPL/NASA-NSSDC
Da questo è stato possibile risalire anche al suo periodo di
rotazione che ammonta a ben 243 giorni, e che avviene in senso
contrario a quello della maggior parte degli altri pianeti, e perciò
detto retrogrado.
Particolarmente attiva anche la situazione meteorologica, con venti di una certa intensità che
agiscono sulla coltre di nubi, soprattutto nelle regioni equatoriali. Tutto ciò sembra dovuto alla
differenza di temperatura esistente fra l'emisfero illuminato dal Sole e quello oscuro.
In passato, come Mercurio, anche Venere era stato scambiato per due stelle, che vennero chiamate
Espero, stella piu' brillante della sera, e Lucifero, la piu' brillante del mattino.
Dalla Terra è inoltre possibile vederlo con una elongazione massima di 48°, il che permette di
protrarre la visibilità del pianeta fino ad un massimo di quattro ore dopo il tramonto o prima del
sorgere del Sole. Inoltre, essendo un pianeta dall'orbita interna a quella terrestre, come Mercurio,
mostra le fasi allo stesso modo di questo e della Luna.
Nell'antichità Venere incarnava il mito della Gran Madre, dea della fecondità, e veniva anche
identificato presso i greci ed i romani, come la dea della bellezza e dell'amore.
Pianeta Terra
Siamo arrivati al nostro pianeta, il terzo nell'ordine a
partire dal Sole, un insieme di caratteristiche ha permesso
alla vita di esistere, svilupparsi e riprodursi. Che cosa ci
distingue dagli altri pianeti ? Sicuramente l'atmosfera e la
grande quantità d'acqua che il nostro pianeta contiene,
circa il 70% del globo infatti è sommerso. La terra si
divide in 2 parti, dall'equatore in su prende il nome di
emisfero Boreale, a sud emisfero Australe. Ai poli
troviamo formazioni ghiacciate, dovute alla bassa
temperatura della zona, infatti per circa 6 mesi all'anno
queste due parti non sono praticamente illuminate, visto
che il nostro pianeta hai un inclinazione del suo asse di
circa 22°. Il nostro pianeta ruota intorno al Sole in poco più
di 365 giorni, infatti ogni 4 anni questo piccolo scarto
viene recuperato con un giorno in più inserito nel mese di febbraio (29), quest'anno viene chiamato
anno bisestile. L'anno a sua volta è diviso in 4 stagioni, primavera, estate, autunno e inverno.
Quando nell'emisfero boreale è inverno in quello australe è estate e viceversa, quando nell'emisfero
boreale è autunno in quello australe sarà primavera e viceversa.
Caratteristiche della Terra:
Distanza media dal sole: 149.600.000 Km
Diametro: 12.756 Km
Massa: 5.973
Gravità: 1
PIANETA TERRA
foto NASA-NSSDC
Massa (10^24 kg)
Volume (10^10 km^3)
Raggio Equatoriale (km)
Raggio Polare (km)
Equatore (km)
Meridiano (km)
Velocità di fuga (km/sec)
Densità (kg/m^3)
Gravità (m/sec^2)
5,9736
108,321
6378,1
6356,8
40000
40070
11,186
5515
9,78
Semiasse maggiore (10^6 km)
Periodo orbitale (giorni)
Perielio (10^6 km)
Afelio (10^6 km)
Velocità orb. min (km/sec)
Velocità orb. max (km/sec)
Inclinazione asse (°)
Inclinazione orbitale (°)
Eccentricità
149,6
365,256
147,09
152,1
29,29
30,29
23,45
0
0,0167
Lunghezza del giorno (ore)
24
Periodo di rotazione (ore)
23,9345
Terzo pianeta in ordine di distanza dal Sole, la Terra, formatasi 4,5 miliardi di anni fà insieme a tutti
gli altri corpi che popolano il sistema solare, ha una forma quasi sferica a causa delle differenti
misure dei raggi polare ed equatoriale, che provocando uno schiacciamento dei poli Nord e Sud le
conferiscono l'aspetto di un globo dalle estremità appiattite (geoide).
Essa ha una superficie totale di oltre 500 milioni di kmq (30% massa continentale - 70% massa
liquida), e si può suddividere in due emisferi separati dall'equatore:
settentrionale o boreale, detto anche continentale perchè composto in gran parte dalla
terraferma;
meridionale od australe, chiamato anche oceanico perchè composto per la maggior parte da
oceani.
fonte immagine di sfondo
Home Planet 3.1
Ognuno di essi è a sua volta diviso in porzioni da cerchi di
riferimento, i meridiani o linee di longitudine (circoli
massimi passanti per i poli) ed i paralleli o linee di latitudine (cerchi paralleli all'equatore e
perpendicolari all'asse terrestre), grazie ai quali è possibile rintracciare con precisione assoluta un
qualsiasi punto sulla superficie terrestre avendo solo due valori:
Longitudine - si misura da 0 a 180° a partire dal meridiano fondamentale di Greenwich,
località nei pressi di Londra, positivamente verso Est e negativamente verso Ovest.
Latitudine - compresa fra 0 e 90°, si conta a partire dall'equatore, positivamente verso il
Nord e negativamente verso il Sud.
Ai fini astronomici e climatici quattro paralleli, i 2 tropici ed i 2
circoli polari, sono molto importanti perchè dividono la Terra in
determinate zone dette:
torrida - che si trova fra il tropico del cancro ed il tropico del capricorno, ambedue
distanti 23,5° dall'equatore, uno in direzione nord e l'altro in direzione sud;
temperata - compresa fra i tropici ed i circoli polari;
glaciale - compresa fra i poli ed i rispettivi circoli polari che distano dall'equatore 66,5°.
La Terra come sappiamo è l'unico pianeta del sistema solare ad essere caratterizzato dal fenomeno
della vita, per cui possiamo in essa distinguere una "biosfera", a sua volta così suddivisa:
litosfera - la parte solida e quindi i 5 continenti Eurasia (Europa ed Asia), America
(America settentrionale, centrale e meridionale), Africa, Oceania (Australia e le isole
dell'Oceano Pacifico) ed Antartide;
idrosfera - la massa liquida composta da mari (mediterranei o interni e costieri) ed oceani
(Atlantico, Pacifico ed Indiano);
atmosfera - l'involucro gassoso, che trattenendo il calore della radiazione solare ha
permesso la nascita e l'evoluzione di un clima favorevole allo sviluppo delle diverse forme
di vita.
Oltre a queste, esiste nel nostro pianeta, anche un'altra zona ancora più esterna e di natura ben
diversa, la magnetosfera, che definita anche "fasce di Van Allen", dal nome dello scopritore, ha la
capacità di bloccare tutte le radiazioni cosmiche che giornalmente investono la Terra. Inoltre,
specialmente nei periodi di maggior attività del Sole, essa interagisce con le particelle del vento
solare, disponendo queste lungo le linee del campo magnetico terrestre e creando quei particolari
fenomeni luminosi noti come aurore polari.
Morfologicamente la Terra è un pianeta in continua
evoluzione, soggetto com'è all'erosione da parte dei fenomeni
tettonici, vulcanici ed atmosferici, che continuamente ne
rimodellano l'aspetto. Essa è inoltre formata da strati di
diversi materiali e densità, che sono stati studiati con trivellazioni del sottosuolo, ma soprattutto
osservando l'attività sismica e vulcanica. Rilevamenti dunque che hanno portato alla luce la
struttura interna, che a partire dall'esterno verso la parte centrale è così composta:
crosta - ricca di minerali, rocce eruttive, silicati, spessa un centinaio di km, forma uno strato
che si estende anche al di sotto degli oceani;
mantello - la parte intermedia, sede della materia che fluisce verso l'esterno sotto forma di
lava, in cui si trovano strati di ossidi, silicati e solfuri metallici;
nucleo - ricco di nichel e ferro, e caratterizzato da un diametro di 6000 km circa e da una
temperatura di oltre 1000°C, è lo strato più interno e denso a cui sembra possano ricondursi
le proprietà magnetiche del nostro pianeta.
In origine tutti i continenti della Terra erano fusi in uno solo, la pangea, la
quale si è poi frantumata in pezzi minori, che allontanatisi gli uni dagli altri
con la deriva dei continenti hanno assunto l'aspetto attuale. Infatti, secondo
la teoria della tettonica a zolle, le masse continentali si muovono e spesso si
scontrano, dando vita a fenomeni sismici e vulcanici, che generano lungo il fronte di collisione delle
catene montuose o delle fratture nella crosta nelle quali si insinua il materiale lavico che così
fuoriesce all'esterno.
Nella mitologia greca la Terra era identificata con Gea, madre dei Giganti e dei Titani, che in
seguito venne battezzata dai romani come Tellus. Per gli egizi era invece la dea Geb.
Giorno
Uno degli aspetti piu' affascinanti della Terra, l'alternarsi del giorno e della notte, è causato dal
moto di rotazione terrestre che avviene in direzione da Ovest verso Est, attorno ad un asse passante
per i poli Nord e Sud che risulta inclinato di 23,5° rispetto alla perpendicolare del piano orbitale,
l'eclittica. La durata dell'intero periodo viene definita giorno, multiplo dell'unità di misura del
tempo (il secondo), e può essere espressa secondo due metodi diversi:
Giorno siderale - Intervallo di tempo fra due successivi passaggi di una stella al meridiano
e dunque dopo due allineamenti della Terra con la stella. Dura 23 ore 56 minuti e 4 secondi.
Giorno solare - Periodo compreso fra due transiti consecutivi del Sole al meridiano e
dunque dopo due allineamenti con esso. Dura 24 ore.
La differenza fra i due è una conseguenza del contemporaneo moto
orbitale del nostro pianeta, che dopo aver compiuto un giro attorno a
se stesso, si è nel frattempo spostato facendo quindi variare anche la
direzione lungo la quale vediamo il Sole. Ragion per cui, per
riallinearsi, la Terra deve percorrere quell'altro tratto di orbita in più
che corrisponde appunto allo spostamento apparente e giornaliero
dell'astro maggiore. Ciò non vale per le stelle, perchè queste sono
talmente lontane che è possibile considerarle fisse.
A causa della rotazione del nostro pianeta la superficie terrestre sarà quindi di volta in volta
illuminata per un 50% e per la restante parte immersa nel buio. Tuttavia nel valutare questa
caratteristica, almeno per quanto riguarda le rispettive durate del periodo diurno e di quello
notturno, bisogna considerare anche l'inclinazione dell'asse terrestre ed il fatto che esso si mantiene
sempre parallelo a se stesso durante l'intero moto di rivoluzione. Ogni parallelo della Terra verrà
tagliato allora dalla linea del terminatore (la retta che separa il giorno dalla notte) in maniera
diversa a seconda del periodo
dell'anno, e quindi della posizione
orbitale, e della sua latitudine.
Infatti all'equatore (lat. 0°), dove il
Sole è praticamente perpendicolare
all'orizzonte, esse saranno costanti
tutto l'anno, di contro ai poli
(lat.90°), dove il Sole appare parallelo all'orizzonte, si avranno invece sei mesi di luce e sei mesi di
buio. A latitudini intermedie tutto varierà proporzionalmente alla distanza dall'equatore, perciò tanto
piu' ci si allontanerà da esso, di altrettanto aumenteranno le une rispetto alle
altre. Logicamente la situazione sarà invertita nell'emisfero australe
riflettendo, in maniera diametralmente opposta quello boreale.
Il Sole descriverà allora un moto apparente diurno, sorgendo ad oriente e
tramontando ad occidente, e disegnando nel suo percorso celeste degli archi di
ampiezza differente che intersecheranno a loro volta l'orizzonte in punti diversi a seconda dei mesi.
Per cui quando la Terra si troverà agli equinozi, questi corrisponderanno esattamente ai punti
cardinali Est ed Ovest, mentre al solstizio d'inverno ed al solstizio d'estate, essi saranno spostati di
23,5° rispettivamente verso Sud e verso Nord.
Essendo l'arco descritto al solstizio d'estate piu' ampio, ne conseguirà che il Sole rimarrà sopra
l'orizzonte per un tempo maggiore e dunque che le ore di luce saranno di piu' di quelle notturne.
Naturalmente la situazione si presenterà invertita al solstizio d'inverno, mentre agli equinozi, dove
l'arco diurno è pari a quello notturno, le durate del giorno e della
notte risulteranno uguali.
Esistono comunque luoghi sulla Terra, di latitudine prossima a
quella dei circoli polari, dove in determinati periodi dell'anno non
fa mai buio, essendo il cielo illuminato dalla luce crepuscolare.
Sono le cosiddette "notti bianche".
Infatti l'atmosfera terrestre con il suo potere di diffondere i raggi luminosi che la attraversano, rende
il passaggio dal giorno alla notte, graduale, a differenza di quanto avviene invece negli altri pianeti
dove, mancando uno strato atmosferico denso come il nostro, tutto ciò avviene in modo netto.
Durante questa fase, detta crepuscolo astronomico, e che dura
sino a quando il Sole non si è abbassato sotto l'orizzonte di 18°,
è possibile vedere la luce zodiacale, quel fenomeno creato da
una nube di materia giacente sul piano dell'eclittica, e dunque
lungo lo zodiaco, che diffonde la luce solare.
Moto di rotazione e di rivoluzione
La Terra non è statica nello spazio, ma compie alcuni movimenti (moti) molto importanti per
l'osservazione astronomica e per i fenomeni che da essi ne scaturiscono:
Moto di rotazione - porta la Terra a girare su se stessa in senso antiorario (da Ovest verso
Est), attorno ad un asse inclinato di 23,5° e passante per i poli Nord e Sud. Da esso derivano
l'alternanza del giorno e della notte e l'apparente moto del cielo. Dura circa 24 ore (giorno).
Moto di rivoluzione - il moto orbitale che il nostro pianeta compie attorno al Sole in un
arco di tempo pari a 365,25 giorni (anno), e che avviene secondo una traiettoria di forma
ellittica che lo porta ad una distanza variabile fra un massimo di 152 milioni di km (afelio) e
di 147 milioni di km (perielio).
I moti terrestri non sono regolari, ma subiscono delle
leggere variazioni che alla lunga, se non corretti,
porterebbero ogni stagione ed il calendario a non
corrispondere piu' con gli stessi fenomeni astronomici da cui dipendono.
In primo luogo la rotazione della Terra, che subisce rallentamenti per effetto delle maree, seguita
dall'asse terrestre, che a causa dell'attrazione gravitazionale esercitata sulla Terra dal Sole e dalla
Luna, descrive nel tempo un movimento in senso contrario a quello orbitale e che ricorda quello di
una trottola, disegnando appunto un cono di apertura di 23,5°.
Una conseguenza sarà allora la migrazione del polo Nord celeste, attualmente rappresentato grosso
modo dalla stella polare, che varia descrivendo un cerchio nell'arco di circa 26000 anni e puntando
a stelle differenti. Oscillando l'asse trascina con sè anche l'equatore, che perciò segue l'identico
movimento, modificando quindi anche le intersezioni del piano equatoriale con l'eclittica e dunque i
nodi.
Il risultato è che, se pur lentamente, cambiano anche i punti equinoziali
che ogni anno vengono raggiunti in anticipo dal nostro pianeta (20 minuti
prima). Tutto ciò si ripercuote sui sistemi di coordinate astronomiche che
si contano a partire dal punto d'ariete (equinozio di primavera), che
variando trascina con sè tutti gli altri valori, facendo quindi slittare il
percorso apparente del Sole rispetto ai 12 segni zodiacali. Per correggere
tali errori, gli astronomi forniscono quindi le effemeridi di un astro
indicando anche l'anno a cui queste si riferiscono, in modo da poterle rettificare con una semplice
formula.
Questo fenomeno, detto precessione degli equinozi, introduce l'anno
tropico di 365,24 giorni, che rappresenta l'intervallo di tempo fra due
successivi passaggi della Terra all'equinozio di primavera, e che
quindi risulta essere inferiore a quello siderale di circa 20 minuti. Su
di esso è basato l'anno civile, che essendo di 365 giorni necessita
dell'aggiunta di un giorno ogni quattro anni per compensare la
differenza di 6 ore con quello tropico. Ciò si ottiene con
l'introduzione dell'anno bisestile di 366 giorni, che appunto contiene
quel giorno in piu' inserito per consuetudine il 29 di febbraio.
Fra gli altri moti minori che interessano il nostro pianeta abbiamo la nutazione ed il moto di
traslazione. La prima è una oscillazione causata dall'influenza gravitazionale della Luna, che
comporta un andamento ondulatorio della traiettoria dell'asse terrestre nell'ambito del moto di
precessione con un periodo che è pari a quello di rotazione dei nodi lunari, e perciò di 18,6 anni.
Nell'altro caso si tratta invece di quel movimento che la Terra compie insieme a tutto il sistema
solare, attorno al centro della galassia.
Stagioni
Il fenomeno delle stagioni è causato dall'inclinazione dell'asse terrestre e dal moto di rivoluzione del
nostro pianeta attorno al Sole. La Terra infatti, orbitando secondo una traiettoria di forma ellittica,
descrive praticamente un piano che a sua volta viene chiamato eclittica.
Durante questo tragitto essa mantiene l'asse di rotazione parallelo a se stesso, toccando in
determinati periodi dell'anno quei quattro punti fondamentali che segnano il principio di ciascuna
stagione, e che corrisponderanno ad altrettanti ed analoghi punti del percorso solare apparente,
essendo questo la proiezione celeste dell'orbita
terrestre. Ragion per cui avremo:
Equinozio di Primavera - 21 marzo
# Inizia la primavera nell'emisfero
boreale e l'autunno in quello australe.
# Al polo Sud inizia la notte polare,
mentre al polo Nord il giorno polare.
# La durata del giorno e quella della
notte sono uguali.
# Il Sole sorge e tramonta rispettivamente ad Est e ad Ovest, e passa per l'equatore celeste
(punto d'Ariete).
Solstizio d'Estate - 21 giugno
# Inizia l'estate nell'emisfero boreale e l'inverno in quello australe.
# Al polo Nord il Sole rimane sopra l'orizzonte per sei mesi, mentre al polo Sud ne rimane
sotto per altrettanto.
# La durata del giorno è massima nell'emisfero boreale e minima in quello australe.
# Le giornate iniziano a decrescere nell'emisfero boreale e a crescere in quello australe.
# Il Sole sorge a Nord-Est e, passando al meridiano alla distanza massima di +23,5°
dall'equatore celeste, tramonta a Nord-Ovest.
Equinozio d'Autunno - 23 settembre
# Inizia l'autunno nell'emisfero boreale e la primavera in quello australe.
# Al polo Nord inizia la notte polare, mentre al polo Sud il giorno polare.
# La durata del giorno e quella della notte sono uguali.
# Il Sole sorge e tramonta rispettivamente ad Est e ad Ovest e passa per l'equatore celeste
(punto della Bilancia).
Solstizio d'Inverno - 21 dicembre
# Inizia l'inverno nell'emisfero boreale e l'estate in quello australe.
# Al polo Sud il Sole rimane sopra l'orizzonte per sei mesi, viceversa al polo Nord ne rimane
sotto per altrettanto.
# La durata del giorno è massima nell'emisfero australe e minima in quello boreale.
# Le giornate iniziano a decrescere nel primo e a crescere nell'altro.
# Il Sole sorge a Sud-Est, passa al meridiano ad una distanza di -23,5° dall'equatore celeste e
tramonta a Sud-Ovest.
Gli equinozi, chiamati anche punto d'Ariete e punto della Bilancia, perchè nell'antichità il Sole
appariva proiettato attraverso essi sulle omonime costellazioni, corrispondono quindi a quei due
punti della sfera celeste dove il Sole transita apparentemente per l'equatore celeste, ovvero alle
intersezioni di questo con l'eclittica, i nodi orbitali, che a
loro volta si distinguono in:
ascendente (eq. primavera) - quando la Terra
passa dal Sud della sfera celeste al Nord;
discendente (eq. autunno) - quando sei mesi dopo
essa si muove nella direzione opposta.
I solstizi rappresentano invece i punti dell'orbita terrestre di massima distanza dall'equatore celeste,
ovvero quelli del percorso apparente del Sole in cui questo inverte la direzione di marcia:
solstizio d'estate - quello situato piu' a Sud nei cui pressi si trova anche quello di massima
distanza della Terra dal Sole (afelio);
solstizio d'inverno - il punto piu' a Nord dall'equatore celeste, nelle cui vicinanze si trova
anche quello di minima distanza dal Sole (perielio).
Da questo si denota che il maggior riscaldamento del nostro pianeta nella stagione estiva non
dipende dalla distanza, ma dall'angolo d'incidenza con cui i raggi solari colpiscono la superficie e
che ammonta in estate a circa 70° e d'inverno a circa 23°. Conseguentemente, a causa dell'asse
terrestre che si mantiene inclinato e parallelo a se stesso, la Terra volgerà verso il Sole, al solstizio
d'estate il polo Nord, e dunque l'emisfero boreale, ed al solstizio d'inverno il polo Sud, e dunque
l'emisfero australe.
Alla luce di queste considerazioni risulta
dunque evidente come le massime temperature
non si registrino in Giugno, quando i raggi
solari colpiscono la Terra piu' direttamente,
bensì in Luglio ed Agosto, fatto comunque spiegabile con l'idrosfera, la massa liquida del nostro
pianeta, che praticamente costituisce un gigantesco accumulatore di calore.
C'è da dire infine che le quattro stagioni, in ragione della diversa velocità orbitale della Terra,
maggiore al perielio e minore all'afelio, hanno una diversa durata ognuna dall'altra.
Atmosfera terrestre
La Terra è circondata, o meglio protetta, da un guscio gassoso composto per il 78% da azoto, per il
21 % da ossigeno e per il restante 1% da argon, anidride carbonica ed altri gas.
Un involucro d'aria dunque, che ha permesso lo sviluppo delle diverse
forme di vita presenti sul nostro pianeta, grazie al potere di filtro che
esso compie nei confronti di ogni radiazione proveniente dallo spazio, e
che esercita su di noi una forza, la pressione atmosferica, derivante dal
suo stesso peso e che dunque la mantiene ancorata alla superficie
terrestre per via della gravità.
L'atmosfera è suddivisa in strati concentrici, disomogenei per temperatura e densità (decrescente
verso l'alto), che a partire dal basso sono:
Troposfera - compresa fra la superficie ed i 15000 metri di altezza, è lo strato dove
avvengono tutti quei fenomeni di carattere meteorologico, causati dalla circolazione delle
masse d'aria e che danno vita ai venti, alle nuvole ed alle precipitazioni atmosferiche.
Stratosfera - giunge sino ai 25000 metri di altezza, dove è presente uno strato di ozono, un
gas che ci protegge dalle radiazioni ultraviolette.
Ionosfera - arriva fino ai 1000 km di altezza, ed è
una zona ricca di particelle ionizzate che si lascia
attraversare solo dalla luce visibile e dalle onde
radio.
Esosfera - l'ultimo strato, oltre il quale ormai siamo
già nello spazio esterno.
L'atmosfera esercita nei confronti della radiazione elettromagnetica proveniente dallo spazio
un'azione di disturbo, limitando così le bande osservabili (finestre) solo a quella della luce e delle
onde radio, e sbarrando quindi il passo ai raggi gamma, ultravioletti ed infrarossi. Tuttavia anche i
raggi luminosi attraversandola saranno sottoposti a delle distorsioni, cambiando direzione e
venendo dispersi od assorbiti dagli strati atmosferici, che per loro natura sono disomogenei a causa
delle differenze di temperatura, densità ed altezza.
Tutto ciò fà allora apparire le stelle in una posizione diversa da quella reale, infatti quando un
raggio luminoso attraversa obliquamente qualsiasi mezzo di densità diversa viene sottoposto ad una
deviazione. Il fenomeno è comunque massimo all'orizzonte, dove può succedere che gli astri siano
ancora visibili nonostante già tramontati, o nel caso particolare del Sole e la Luna, che presentino
vistose deformazioni nei loro dischi. Questo è un fenomeno di particolare rilevanza per
l'osservazione astronomica che viene chiamato
rifrazione atmosferica.
L'assorbimento atmosferico che causa invece un
indebolimento della luce, dipende sia dalla
trasparenza atmosferica che dall'altitudine. Il
fenomeno, che sarà dunque minimo allo zenit od ad alte quote, e con cielo privo di foschie, incide
in maniera differente sulle varie lunghezze d'onda della luce. I raggi solari ad esempio, verranno
diffusi in maniera tale da comportare che le componenti spettrali a maggior dispersione saranno
quelle corte (quelle verso il blu), da cui conseguentemente deriverà un colore azzurro del cielo.
Tutto si amplifica al tramonto, quando la luce, provenendo da una angolazione diversa, compie un
tragitto molto maggiore rispetto a quando il Sole è alto nel cielo. I raggi solari risulteranno infatti
ulteriormente indeboliti ancora di piu' nelle parti a lunghezza d'onda piu' breve, e quindi avremo un
colore rosso.
La turbolenza dell'aria causa invece un leggero tremolio delle stelle, la scintillazione, che spesso le
fà anche cambiare di colore, posizione e dimensioni, a differenza di quanto avviene invece per i
pianeti che essendo rispetto alle stelle molto piu' vicini, presentano un disco luminoso che
sopperisce così a questi disturbi. Un problema allora che influenza particolarmente la qualità
dell'osservazione celeste, solitamente definita "seeing".
La Luna
La Luna unico satellite naturale della Terra è anche il
corpo celeste più vicino a noi, oggetto facilmente visibile
ad occhio nudo, e praticamente osservabile nei dettagli
anche con un binocolo di bassa qualità. La Luna
sicuramente è un astro molto piccolo, infatti è solo 1/4
della Terra, ma relativamente molto vicino, 384.400 km
mediamente. Tutti i mesi la Luna attraversa delle fasi, dette
fasi della luna nuova (buia) della luna crescente (primo
quarto) della luna piena e della luna calante (ultimo
quarto). Vi sono 2 tipi di mesi, il primo dura 27.3 giorni, il
tempo che la Luna impiega per compiere una rivoluzione
intorno alla Terra rispetto al punto fisso, come le stelle
remote ; questo è chiamato mese siderale . Ma la Terra .
durante questo tempo, si muove anch'essa rispetto al Sole,
sicchè la Luna deve compiere qualcosa di più di una
rivoluzione per ritornare alla medesima fase osservata dalla Terra. Il tempo che la Luna impiega a
compiere un'intero ciclo di fasi è di 29.5 giorni, e si chiama mese sidonico. Il Sole illumina ogni
parte della superficie Lunare per due settimane, durante le quali la temperatura superficiale
raggiunge il punto di ebollizione dell'acqua. (100°C circa) seguite da una notte di altrettanta durata,
fase in cui la temperatura scende fino a -170°C. La luna ruota sul proprio asse in 27.3 giorni, il
medesimo tempo con cui compie un giro intorno alla
terra, sicchè ci rivolge sempre la stessa faccia.
Caratteristiche della Luna:
Diametro: 3475,6 km
Massa: 0.012
Gravità: 0.165 (terra 1)
Luna
foto NASA-NSSDC
Massa (10^24 kg)
Volume (10^10 km^3)
Raggio Equatoriale (km)
Raggio Polare (km)
Densità (kg/m^3)
Gravità (m/sec^2)
Velocità di fuga (km/sec)
0,07349
2,1958
1738,1
1736
3350
1,62
2,38
Periodo di rotazione (ore)
Periodo orbitale (giorni)
Perigeo (10^6 km)
Apogeo (10^6 km)
Velocità orb. media (km/sec)
Velocità orb. max (km/sec)
Velocità orb. min (km/sec)
655,728
27,3217
0,3633
0,4055
1,023
1,076
0,964
Diametro apparente (")
Magnitudine massima
Semiasse maggiore (10^6 km)
1864,2
-12,74
0,3844
Inclinazione orbitale (°)
Eccentricità
Inclinazione asse (°)
5,145
0,0549
6,68
Inseparabile compagna della Terra, la Luna è il corpo celeste piu' vicino a noi, e per questo ben
visibile, anche se non avendo una fonte energetica interna, essa risplende solo per la luce solare
riflessa dalla sua superficie. Le sue dimensioni, pari a circa un quarto di quelle terrestri, fanno di
essa un mini pianeta che probabilmente si è formato per l'aggregazione di materiale meteoritico
adiacente all'orbita terrestre durante il periodo di formazione del sistema solare.
foto JPL/NASA-NSSDC
La Luna è priva di atmosfera e di ogni sorta di essere vivente, ed ha una
superficie accidentata e disseminata di crateri con zone montuose miste a
pianure, che vengono denominate mari (nulla a che vedere con i nostri, data l'assenza di acqua
presente solo sotto forma di ghiaccio nelle zone polari). La piu' famosa di queste regioni è il Mare
della Tranquillità, dove il 21 luglio 1969 sbarcò l'Apollo 11 aprendo le porte all'esplorazione
umana del nostro satellite naturale. Sono comunque degni di nota anche l'oceano Procellarum ed il
mare Imbrium, che per le loro vaste dimensioni sono visibili persino ad
occhio nudo.
foto NASA
La Luna, come dicevamo, è composta anche da catene montuose, che
raggiungono in alcuni casi i 9000 m di altezza, e che sono state battezzate
con nomi simili alle analoghe strutture terrestri. Fra esse ricordiamo le
Alpi, i Carpazi e gli Appennini lunari.
Mancando un'atmosfera, la temperatura ha una forte escursione termica
fra la parte illuminata e quella buia, raggiungendo anche un massimo di oltre un centinaio di gradi.
Inoltre la gravità, essendo solo un sesto di quella terrestre, rende il satellite del nostro pianeta un
mondo completamente inospitale.
Nella superficie lunare, che conosciamo ormai dettagliatamente fin nei minimi particolari, spiccano
quegli immensi crateri che sono i resti di un remoto bombardamento meteoritico. Tre di essi,
chiamati coi nomi di altrettanti grandi astronomi del passato, Tolomeo, Tycho e Copernico, sono
visibili dalla Terra anche con un modesto binocolo, visti i loro diametri che rispettivamente
ammontano a 153, 87 e 90 km.
foto NASA-NSSDC
In origine è molto
probabile che sulla Luna vi
sia stata attività vulcanica,
lo dimostrano i reperti
prelevati durante le missioni Apollo, analizzando i quali, si riconoscono strutture simili a quelle
presenti attorno ai vulcani terrestri. In particolare sono sicuramente di tale tipo quei canali, che
sembrano essere i resti dell'erosione esercitata dal materiale magmatico fuoriuscito dalle fratture
createsi sulla superficie, per l'attività tettonica di miliardi di anni fà.
In ultima analisi c'è da ricordare come la Luna ed il nostro pianeta siano legati da una forza di
mutua attrazione, che si rende evidente nel fenomeno delle maree e che produce un rallentamento
della rotazione della Terra, con la conseguenza che il giorno terrestre va continuamente ed
impercettibilmente aumentando.
foto NASA-NSSDC
Regina della notte, collegata alla natura ed al culto dei morti, la
Luna rappresentava nel mito antico la dea della fecondità. Per i
greci era la dea Selene, sorella di Elios e di Eos, che guidava il
carro lunare, mentre i romani vedevano in essa la dea della caccia
Diana. Gli egizi la identificavano invece con Iside.
Fasi lunari
A seconda della posizione lungo la propria orbita, la Luna è vista da ogni località della Terra con
angolazioni diverse, e così la sua superficie appare completamente, parzialmente o per niente
illuminata dalla luce solare diretta.
Partendo infatti dalla fase di Luna Nuova, essa inizia a mostrare la classica falce che cresce ogni
giorno sino a diventare un disco nella fase di Luna Piena, per cominciare quindi a decrescere
successivamente sino ad annullarsi nuovamente in una Luna Nuova.
Questo fenomeno, chiamato anche "età della luna", è calcolato in giorni e può essere suddiviso in
quattro fasi principali,
separati a loro volta da
altrettanti momenti
intermedi, che in
successione vengono definiti:
Luna Nuova - Si trova nella stessa direzione del Sole (congiunzione), e perciò tramonta e
sorge con esso. Non è visibile, essendo occultata dall'intensa luce solare, anche se nei giorni
immediatamente precedenti o seguenti, quando essa mostra una esile falce, è debolmente
illuminata dalla luce cinerea, ossia dai raggi solari riflessi dal nostro pianeta. Ha un'età di 0
giorni.
Luna Crescente - La Luna mostra un disco parzialmente illuminato per meno della metà,
che è rivolto verso Ovest.
Primo Quarto - A 90° dal Sole verso Est (quadratura), sorge e tramonta 6 ore dopo di
esso, mostrando mezzo emisfero illuminato che si trova rivolto verso Ovest. L'età è di 7,4
giorni.
Gibbosa Crescente - La porzione di disco illuminato ammonta ad oltre la metà.
Luna Piena - Dalla parte opposta al Sole (opposizione), è completamente illuminata. Sorge
e tramonta in maniera opposta al Sole, ossia con una differenza di 12 ore (180°), ed ha un'età
di 14,7 giorni.
Gibbosa Calante - Il disco lunare appare illuminato per oltre metà, ma in maniera
decrescente.
Ultimo Quarto - Il nostro satellite sta per completare il giro, si trova infatti nuovamente a
90° dal Sole, ma questa volta verso Ovest, per cui sorge e tramonta 6 ore prima. L'emisfero
illuminato volge ad Est ed ha un'età pari a 22,1 giorni.
Luna Calante - La frazione illuminata del disco lunare continua a decrescere, mostrando
ancora una piccola parte che si trova rivolta verso
Est.
L'intero ciclo delle fasi lunari dura circa 29,5 giorni è viene
chiamato periodo sinodico o lunazione, che praticamente
corrisponde all'intervallo di tempo fra due fasi uguali.
Da ricordare inoltre come dall'età della luna alle ore zero del
primo gennaio, valore che viene chiamato epatta, si ricavi la
data della Pasqua e di tutte le altre feste religiose ad essa
collegate, e che la parte illuminata è separata dall'altra,
durante le fasi parziali, da una linea detta terminatore dove i
raggi solari, a causa dell'angolo d'incidenza molto piccolo,
fanno risaltare tutti i particolari della superficie.
Moti lunari
La Luna, come tutti i corpi del sistema solare, è soggetta alle leggi della meccanica celeste. Compie
infatti un moto di rivoluzione attorno alla Terra, descrivendo un'orbita che risulta inclinata rispetto
all'eclittica di circa 5 gradi. Le relative intersezioni fra esse saranno dunque chiamate nodi lunari.
Durante questo movimento essa presenta una velocità orbitale variabile in maniera inversamente
proporzionale alla distanza dal nostro pianeta (il cui valore medio ammonta a 384400 km). Ragion
per cui avremo un minimo ed un massimo, a seconda che essa si trovi rispettivamente all'apogeo (il
punto piu' lontano) od al perigeo (il punto piu' vicino).
La direzione è da Ovest verso Est, mentre per il moto
apparente del cielo, a causa della contemporanea
rotazione della Terra nello stesso verso, essa sembrerà
come trascinata dalla volta celeste in senso contrario, e
perciò da Est verso Ovest. Tutto ciò si traduce in realtà in uno spostamento medio diurno, verso Est
e rispetto alla sfera celeste, di circa 13°, che conseguentemente causerà un ritardo degli istanti di
levata e tramonto pari a quasi 50 minuti.
Il periodo di rivoluzione si chiama mese siderale ed ammonta a 27,3 giorni, qualora consideriamo
due successivi allineamenti con una stella, mentre il mese sinodico (lunazione), che è di 29,5
giorni, riguarda l'intervallo di tempo fra due fasi uguali.
Questo perchè la Luna, nel compiere un giro attorno al proprio asse, si sposta lungo l'orbita di
rivoluzione e così per tornare allo stesso punto di prima deve percorrere ancora un tratto di orbita in
piu' per riallinearsi nuovamente alla Terra. Tutto questo non vale se come punto di riferimento
consideriamo le stelle, perchè queste sono così lontane da dare un'angolo di spostamento talmente
piccolo da essere trascurabile.
Esistono anche altri periodi degni di nota, il mese draconico, ossia l'intervallo di tempo fra due
successivi passaggi allo stesso nodo orbitale, che è pari a 27,2 giorni, ed il mese anomalistico,
ovvero il periodo compreso fra due successivi passaggi al perigeo, che è uguale a 27,5 giorni.
La Luna compie inoltre una rotazione attorno al proprio asse, ma grazie alla perfetta sincronia fra
questo movimento ed il suo moto di rivoluzione, essa volgerà sempre la stessa faccia verso la Terra,
a causa delle reciproche interazioni gravitazionali. Praticamente è come una persona che girando
attorno ad un tavolo mostra sempre lo stesso lato, compiendo alla fine un
giro su se stessa.
La parte visibile non è come si potrebbe pensare limitata alla metà del
globo lunare, ma allargata ad un 10% in piu' della superficie. Questo
grazie al fenomeno delle librazioni, praticamente delle oscillazioni del
corpo lunare, che agiscono sia in longitudine che in latitudine. Nel primo
caso, a causa della differente velocità orbitale, saranno visibili di volta in
volta delle porzioni oltre i lembi orientale ed occidentale, mentre nel
secondo caso, vista l'inclinazione dell'asse, saranno visibili alternativamente ora il polo Nord ed ora
il polo Sud.
Fra gli altri moti lunari da segnalare delle leggere rotazioni della linea dei nodi, che si sposta in
senso contrario a quello del moto orbitale compiendo un intero periodo in 18,6 anni, e dell'asse
maggiore dell'orbita lunare che si muove nello stesso senso della Luna compiendo un giro in 8,8
anni.
Marte
Il quarto pianeta a partire dal Sole, Marte comunemente
detto il pianeta rosso, può essere scambiato per una stella
rossa a occhio nudo, associato proprio per il suo colore al
dio della guerra. Il colore rugginoso di Marte è causato da
grandi quantità di ossido di ferro nelle rocce superficiali.
Può arrivare al massimo splendore ad una magnitudine di 2, ma questo fenomeno è molto raro a causa della sua
orbita marcatamente ellittica, orbita che può andare da 206
a 249 milioni di km di distanza dal Sole, Marte può passare
ad una distanza minima dalla terra di 57 milioni di km,
momento in cui Marte è facilmente scrutabile dagli
astronomi. Questo fenomeno accade ogni circa 15 anni,
opportunità che gli astronomi solitamente non si fanno
scappare. Marte ha un diametro di 6790 km, appena più
grande della metà della Terra, la giornata marziana è appena più lungo di quello terrestre, (24 ore e
37 min.) ma l'anno è quasi 2 volte più lungo 687 giorni. Da sempre l'uomo si domanda se sul
pianeta rosso sia mai esistita la vita, Percival Lowell sosteneva l'idea che ci fossero dei canali
artificiali sul pianeta, e che fossero stati fatti da creature intelligenti. Questa idea fantastica venne
archiviata con la morte di Lowell. Si scoprì in seguito che l'atmosfera di Marte era troppo sottile e
rarefatta per permettere la vita, e che la temperatura era molto bassa e che le radiazioni dei raggi
ultra violetti arrivano fino al suolo. L'atmosfera completamente rarefatta e ricca di anidride
carbonica, priva di ossigeno. La temperatura di Marte varia dai -29 ai -100, con una pressione in
millibar di circa 7.5, pressione che sulla Terra si trova ad un'altezza di circa 35 km di altezza. Su
Marte ci sono venti che soffiano fino a 200 km orari, che agiscono da agenti erosivi sulla superficie
marziana, levigandola. Marte ha anche 2 piccoli satelliti, Phobos e Deimos. Sono entrambi a forma
irregolare, come grandi rocce segnate da crateri da impatto. Phobos, il satellite più grande e anche il
più vi cino a Marte, con dimensioni di circa 27x19km; Deimos circa 15x11 km. Phobos ruota
intorno a Marte compiendo 3 orbite al giorno, è l'unico pianeta conosciuto del sistema solare con un
periodo orbitale inferiore alla rotazione del pianeta su cui ruota e inoltre si trova più vicino al suo
pianeta di ogni altro satellite, essendo a soli 6000 km dalla superficie marziana.
Caratteristiche di Marte:
Distanza media dal sole: 225.000.000 Km
Diametro: 6787 Km
Massa: 0.108 quella terrestre (terra 1)
Gravità: 0.380 (terra 1)
MARTE
Credit: David Crisp and the WFPC2 Science Team
(JPL/CalTech)/NASA-NSSDC
Massa (10^24 kg)
Volume (10^10 km^3)
Raggio Equatoriale (km)
Raggio Polare (km)
Densità (kg/m^3)
Gravità (m/sec^2)
Velocità di fuga (km/sec)
Min Distanza Terra (10^6 km)
0,64185
16,318
3397
3375
3933
3,69
5,03
54,5
Semiasse maggiore (10^6 km)
Periodo orbitale (giorni)
Perielio (10^6 km)
Afelio (10^6 km)
Velocità orb. media (km/sec)
Velocità orb. max (km/sec)
Velocità orb. min (km/sec)
Inclinazione orbitale (°)
227,92
686,980
206,62
249,23
24,13
26,50
21,97
1,85
Max Distanza Terra (10^6 km)
Max Diametro apparente (")
Min Diametro apparente (")
Magnitudine massima
Diametro apparente Sole (')
401,3
25,7
3,5
-2,9
21
Eccentricità
Periodo di rotazione (ore)
Lunghezza del giorno (ore)
Inclinazione asse (°)
Temperatura (C°)
0,0935
24,6229
24,6597
25,19
-23
Primo dei pianeti esterni, Marte, sin dai secoli scorsi, è stato ritenuto sede di vita extraterrestre,
grazie a delle errate valutazioni di alcuni astronomi del diciannovesimo secolo che, mal
interpretando alcune strutture della sua superficie, le scambiarono per ipotetiche opere irrigue.
Leggende cancellate però dalle sonde Viking e Mars Pathfinder che, esplorando il suolo
marziano, hanno evidenziato come il pianeta sia inadatto alla vita, anche se sembra che in passato
sia potuta esistere almeno qualche forma di sostanza organica.
Esso è dotato di due calotte polari di ghiaccio, ben visibili con i telescopi, che seguendo
l'andamento delle stagioni si espandono e si restringono in concomitanza dell'arrivo dell'inverno e
dell'estate marziana. L'atmosfera è ricca di azoto ed anidride carbonica, mentre la superficie,
coperta da idrossidi di ferro, che ne conferiscono il classico colore rossastro, viene spesso spazzata
da forti venti.
Credit: Edward A. Guinness
Washington University in St. Louis and NASA NSSDC
Quasi certa ormai la presenza di piccole quantità di acqua congelata nel sottosuolo, lontano ricordo
di quella remota attività fluviale che ha lasciato un certo grado di erosione in alcune rocce,
formando una rete di canyon che si estende anche per migliaia di km.
Marte è inoltre sede di uno dei piu' alti vulcani conosciuti nel sistema solare, il Monte Olympus (24
km di altezza), che pare ormai aver cessato ogni attività.
L'asse di rotazione, inclinato di 25°, volge verso il Sole alternativamente l'emisfero settentrionale e
quello meridionale, causando quindi un ciclo stagionale come sulla Terra.
La temperatura alla superficie varia notevolmente fra la notte ed il giorno, rimanendo comunque
sotto lo zero, a causa dell'atmosfera che è abbastanza rarefatta e che in passato doveva essere molto
piu' densa e ricca di anidride carbonica di quanto non
lo sia oggi.
La visibilità dalla Terra è maggiore quando Marte si
trova all'opposizione che, per effetto del suo periodo
orbitale e di quello del nostro pianeta, avviene ogni
780 giorni, anche se per l'eccentricità dell'orbita, che
porta il pianeta ad una distanza massima dal Sole di
250 milioni di km (afelio - 99 milioni dalla Terra) e
minima di 207 milioni di km (perielio - 56 milioni
dalla Terra), la migliore visibilità si avrà in una
opposizione perielica, detta anche "grande
opposizione", che si verifica mediamente ogni 16 anni.
La composizione di Marte è stata studiata anche grazie a quelle meteoriti rintracciate sul nostro
pianeta, che gli studiosi pensano possano essere dei frammenti di roccia marziana, scagliati nello
spazio dall'urto di grossi meteoroidi con la superficie, e successivamente catturati dall'attrazione
gravitazionale della Terra. Dalla loro analisi è venuta alla luce la presenza di composti organici che
potrebbero appartenere a microrganismi vissuti nel passato.
Due sono i satelliti di Marte, Phobos e Deimos, entrambi di piccole dimensioni, e collocati su
orbite equatoriali poste a breve distanza dal pianeta.
Sulla loro origine,
svariate sono le ipotesi, ma la più accreditata li fà
risalire ad asteroidi
catturati dal campo gravitazionale marziano.
Satellite
PHOBOS
DEIMOS
Dist.(km)
9378
23459
foto
JPL/NASA-NSSDC
(Fonte
NASA/NSSDC)
Per.orb.(g)
0,31891
1,26244
Rotaz.(g)
0,31891
1,26244
Incl.(°)
1,08
1,79
Ecc.
0,0151
0,0005
Raggio(km)
11,2
6,1
Nella mitologia il pianeta rosso impersonava l'omonimo dio della guerra, Ares per i greci, e padre di
Romolo e Remo, molto amato dal popolo romano, tanto che in suo onore fù chiamato il mese della
riapertura delle operazioni militari dopo la sospensione invernale (Marzo). Combatteva guidando un
carro, ed era accompagnato dai figli Deimos, la Paura, e Phobos, il Terrore.
Giove
Il gigante del sistema solare (il pianeta più grande del
sistema solare), Giove detto anche il pianeta degli astrofili
per la facilità con cui può essere osservato anche con
strumenti poco potenti. Dal telescopio Giove si vede come
una grossa palla di color crema chiaro, con delle scure
fasce di nubi parallele all'equatore e una grossa macchia a
forma di occhio nella parte dell'emisfero meridionale,
chiamata la grande macchia rossa, intorno al disco
possiamo vedere i 4 maggiori satelliti di Giove, detti anche
satelliti Galileiani perché fu Galileo a scoprirli nel 1609.
Giove ruota su se stesso molto velocemente, in 9 ore e 50
minuti all'equatore (il pianeta con la rotazione più veloce
del sistema solare) mentre nelle latitudini più alte in 9 ore e
55 minuti. Giove è il primo dei pianeti del sistema solare
gassoso, la sua superficie è una intrecciarsi di nubi gassose che ruotano vorticosamente, e gli danno
continuamente un aspetto diverso. Di magnitudine -2.5 quando è più vicino alla Terra (588 milioni
di km) Giove è facile da osservare ad occhio nudo. Il suo splendore supera quello di ogni altra stella
fatta eccezione di Sirio. Osservando la sua forma, abbiamo un'ulteriore conferma che non è un
pianeta solido, infatti misura all'equatore 142.800 km, mentre da un polo all'altro misura 134.200
km. Ci vorrebbero 11 terre in fila per eguagliare l'equatore di Giove. Ruota intorno al Sole in un
periodo di 11.9 anni ad una distanza media di 778 milioni di km, si trova in una posizione
favorevole di osservazione dalla terra ogni 13 mesi. Cercare di descrivere Giove è difficile a causa
del cambiamento continuo della sua superficie, ma generalmente possiamo dire che il suo disco è
attraversato da zone chiare, causate da gas ascendente, alternate da fasce scure, dove il gas
discende. Nelle zone chiare, cristalli di ammoniaca ghiacciata formano nubi alte fredde; le fasce più
scure sono più basse e più calde (circa -150°C). Su Giove ci sono tempeste di nubi che si formano
improvvisamente e durano dalle ore ai mesi, può essere divertente osservare e seguire l'evoluzioni
del turbinio delle tempeste per gli astronomi. Di tutte queste formazioni superficiali la più seguita e
famosa e anche la più permanente è la Grande macchia rossa, è grande circa 14.000 km di larghezza
e 40.000 km di lunghezza, abbastanza da coprire 3 Terre, si pensa che la sua composizione sia
perlopiù di fosforo e zolfo. Quando i Voyager raggiunsero Giove, fotografarono parecchi lampi
nella zona buia di Giove, confermando la teoria della grossa tempestosità del pianeta. Giove emette
2 volte più calore di quanto non ne riceva dal Sole, quando si generò, il pianeta doveva essere molto
caldo, e tutt'oggi conserva quel calore. Questo calore interno alimenta il sistema nuvoloso, tenendo
in vita anche la grande Macchia rossa e le più piccole di cui è ricoperto. Molto interessante il fatto
che Giove abbia quasi la stessa composizione del Sole, per lo più composto da elio e idrogeno, si
ipotizza che il nucleo di Giove sia roccioso e 2 volte più grande della Terra, ma non è possibile
scoprirlo in quanto non è possibile atterrare. Sotto le nubi di ammoniaca ghiacciata ad alta quota, ci
sono complessi composti chimici che conferiscono alle fasce scure il loro colore. Ancora più in
basso, la temperatura è simile alla Terra e vi sono nubi di vapore acqueo. Intorno ai 1000 km sotto
la sommità visibile delle nubi, la temperatura e la pressione crescono al punto l'idrogeno diventa
liquido. I mari d'idrogeno liquido di Giove sono profondi circa 20.000 km. Sotto a una pressione di
3 milioni di atmosfere, l'idrogeno è compresso in uno stato superdenso con le proprietà di un
metallo, prendendo il nome di idrogeno metallico. Questa fascia si pensa sia la causa del grande
campo magnetico di Giove, 10 volte più intenso di quello terrestre, e si estende 100 volte il raggio
del pianeta nello spazio.
Caratteristiche di Giove:
Distanza media dal sole: 778.000.000 Km
Diametro: 142.800 Km
Massa: 317.8 quella terrestre (terra 1)
Gravità: 2.34 (terra 1)
Impatto con la Cometa Shoemaker-Levy 9 scarica QUI il filmato
I satelliti di Giove
Giove è al centro di un piccolo sistema planetario, abbiamo già citato i satelliti galileiani, ossia i 4
più grandi pianti che gli ruotano intorno. Con l'aiuto di un telescopio neanche tanto potente si
possono vedere ruotargli intorno mutando posizione di ora in ora. Il satellite galileiano più vicino a
Giove è Io, del diametro di 3600 km (poco più della Luna), con un periodo orbitale di 42 ore e
mezza. Io presenta ancora un grossa attività vulcanica, vulcani che eruttano zolfo liquido che si
solidifica sulla superficie dando al pianeta il colore rosso arancione e giallo. Come mai Io sia ancora
incandescente non si è ancora capito, una teoria è che il sistema magnetico creato da Giove e gli
altri pianeti faccia fondere l'interno di Io. Molti dei detriti espulsi dalle eruzioni di Io si depositano
su Amaltea, primo satellite di Giove, che sembra esserne ricoperto visto il colore, Amaltea ha una
forma irregolare con un diametro di circa 200 km, perciò difficile scorgerlo con un telescopio
amatoriale. Dopo Io troviamo Europa, il più minuto dei satelliti galileiani, con un diametro di 3100
km. Europa è ricoperto da uno strato di ghiaccio, sotto il ghiaccio si pensa ci sia la crosta rocciosa.
Ancora più esternamente troviamo Ganimede, il più grande e più brillante dei satelliti galileiani, con
un diametro di 5200 km, ha il primato di grandezza come satellite del sistema solare, più grande
persino di Mercurio. Callisto l'ultimo dei satelliti galileiani con diametro di 4800 km, ha in comune
con Ganimede la tipologia rocciosa e ghiacciata, Callisto ha la crosta bombardata da crateri
d'impatto. Giove in totale ha 16 satelliti, che a parte i gelileiani sono tutti molto piccoli.
Io
Ganimede
Calisto
Europa
GIOVE
foto JPL/NASA- NSSDC
Giove, il piu' grande fra i pianeti, ha un diametro che è 12 volte quello della Terra ed una massa
che da sola è pari a quella di tutti gli altri corpi del sistema solare eccetto il Sole. Per questo
secondo molti scienziati è una stella mancata che non è riuscita a raggiungere le dimensioni
necessarie all'innesco del processo di nucleosintesi stellare.
La sua struttura è principalmente composta da idrogeno ed elio, con piccole percentuali di metano
ed ammoniaca che ricoprono un nucleo centrale roccioso e ghiacciato.Esso è inoltre il quarto corpo
celeste piu' luminoso dopo il Sole, la Luna e Venere, ed ogni sei mesi, a
causa del suo moto di rivoluzione e di quello della Terra, è possibile vederlo
nel cielo notturno, dove si distingue da tutti gli altri corpi celesti per via della
sua eccellente luminosità.
All'osservazione appare come un disco striato da fasce colorate parallele,
leggermente appiattito a causa dell'alta velocità di rotazione (9h50m), e con
una grande macchia rossa nell'emisfero sud, pari a 2 volte il diametro
terrestre che viene osservata da oltre tre secoli. Presenta diverse velocità di
rotazione, a seconda della latitudine, che sono il principale indizio della
esistenza di una superficie liquida che ricopre un nucleo solido
foto JPL/NASA-NSSDC
Giove emette inoltre una piccola quantità di energia, frutto della sua stessa
contrazione, ed ha un'atmosfera molto turbolenta, principalmente composta
Massa (10^24 kg)
1.898,6
Semiasse maggiore (10^6 km)
778,57
Volume (10^10 km^3)
143.128
Periodo orbitale (giorni)
4332,589
Raggio Equatoriale (km)
71.492
Perielio (10^6 km)
740,52
Raggio Polare (km)
66.854
Afelio (10^6 km)
816,62
Densità (kg/m^3)
1326
Velocità orb. media (km/sec)
13,07
Gravità (m/sec^2)
23,12
Velocità orb. max (km/sec)
13,72
Velocità di fuga (km/sec)
59,5
Velocità orb. min (km/sec)
12,44
Min Distanza Terra (10^6 km)
588,5
Inclinazione orbitale (°)
1,304
Max Distanza Terra (10^6 km)
968,1
Eccentricità
0,0489
Max Diametro apparente (")
49
Periodo di rotazione (ore)
9,9250
Min Diametro apparente (")
29,8
Lunghezza del giorno (ore)
9,9259
Magnitudine massima
-2,94
Inclinazione asse (°)
3,13
Diametro apparente Sole (')
6,2
Temperatura (C°)
-150
da idrogeno ed elio, un piccolo anello, scoperto durante la missione Pioneer 10, ed un nutrito
numero di satelliti, ben 39, che ruotano attorno al pianeta, come un mini sistema solare.
Quattro di essi, Io,Ganimede, Europa e Callisto, noti come satelliti medicei, furono scoperti da
Galileo e risultano visibili da Terra anche con un modesto telescopio.
E' particolarmente interessante osservarne il transito e l'ombra che essi proiettano sul disco
gioviano, oltre ai relativi fenomeni di occultazione ed eclisse che si creano quando essi scompaiono
dietro a Giove. In passato, nel 1676, l'astronomo danese O.Romer misurando la diversa durata di
tali eventi, quando il pianeta era all'opposizione e quando era in congiunzione, ne ricavò la prima
misura della velocità della luce.
Il satellite Io è anche l'unico corpo del sistema solare, oltre la Terra, che mostra una frequente
attività vulcanica, dovuta all'attrazione esercitata su di esso da Giove, che ne riscalda la superficie
per il conseguente effetto di marea.
Ganimede e Callisto invece assomigliano alla Luna e Mercurio. Com'essi hanno la superficie
caratterizzata da numerosi crateri che è anche composta principalmente da acqua allo stato
ghiacciato.
Per finire Europa, quello che si stima sia di piu' recente formazione, dalle dimensioni e densità
molto simili alla Luna e con una superficie completamente ghiacciata e ricca di fratture e canali.
Satelliti
IO
EUROPA
GANIMEDE
CALLISTO
Dist.(km)
421.600
670.900
1.070
1.883
Per.orb.(g)
1,7691
3,5511
7,1545
16,689
Per.rot.(g)
sincrona
sincrona
sincrona
sincrona
Inc.orb.(°)
0,04
0,47
0,21
0,51
Ecc.
0
0,0002
0,0011
0,0074
Raggio(km)
1821,6
1560,8
2631,2
2410,3
(Fonte NASA/NSSDC)
foto JPL/NASA-NSSDC
Fra gli altri satelliti minori:
Adrastea, Amalthea, Ananke, Carme, Himalia, Lisitea, Leda, Mete, Sinope e
Pasifae.
Nella mitologia antica Giove impersonava il re degli dei, e dunque anche dei pianeti, a cui sono
riferiti anche i nomi dei satelliti maggiori che ricordano quelli delle sue amanti.
Saturno
Il pianeta del sistema solare sicuramente più elegante e
affascinante grazie agli anelli che lo caratterizzano dagli
altri pianeti. Il sento pianeta a partire dal Sole, di
costituzione gassosa come Giove, Urano e Nettuno. Può
essere scorto nel cielo con un telescopio amatoriale, con
cui è possibile distinguere anche gli anelli e il suo più
grande satellite, Titano che ruota su di esso in 16 giorni.
Gli anelli di Saturno riflettono più luce del globo stesso,
quindi è possibile vederlo con una magnitudine fino a -0.3.
Può capitare durante le osservazioni mirate su questo
splendido astro di non percepire la presenza degli anelli,
questo perché il pianeta è inclinato di ben 29° rispetto al verticale, quindi mentre ruota intorno al
Sole capita che i suoi anelli sono inclinati verso di noi, mentre altre volte si presentano di taglio
(fatto che capita ogni 15 giorni). Saturno ruota lentamente intorno al Sole, in un periodo di 29.5
anni, ad una distanza media di 1430 milioni di km, quasi 10 volte la distanza che separa la terra dal
Sole. Come dimensione Saturno è secondo solo a Giove, con un diametro equatoriale di 120.000
km, con una rotazione su se stesso di 10.25 ore è il più breve dopo quello di Giove, altro fatto simile
a Giove è la composizione, infatti è composto per lo più di idrogeno e elio. Caratteristica che
differenzia Saturno da tutti i pianeti è la sua densità media, che di fatto è inferiore a quella
dell'acqua. Se il pianeta fosse messo in un oceano abbastanza grande ci potrebbe galleggiare. Il
diametro di Saturno da polo a polo è ancor più schiacciato di quello di Giove, infatti è di 108.000
km, circa il 10% meno del suo diametro equatoriale, su Giove la differenza è del 6%. La
meteorologia di Saturno non è molto diversa da quella del suo fratello maggiore Giove, infatti
entrambi hanno una fonte interna di calore, Saturno irradia 2 volte e mezza il calore che riceve dal
Sole, ha un sistema nuvoloso con venti che soffiano fino a 1200 km orari, quattro volte più
velocemente che su Giove. Molti studi natura lmente sono stati fatti più che altro sulla caratteristica
principale di Saturno ossia gli anelli, studi che hanno portato a scoprire che gli anelli non sono
solidi come si pensava al principio, ma bensì formati da miliardi di particelle minuscole. Gli anelli
vengono divisi in due parti, la "A" che sarebbe la parte più esterna, meno intensa come luminosità,
la parte "B" che è separata dalla parte "A" da uno spazio di circa 3000 km, chiamata divisione di
Cassini. All'interno dell'anello B c'è un anello ancora più debole e trasparente detto C o anello di
"garza". Le particelle che costituiscono gli anelli sono di varie dimensioni, da minuscoli polveri e
granelli a macigni grandi quanto un palazzo. Composti da acqua ghiacciata e polveri di varia natura.
Un'ipotesi è che tutti questi detriti intorno a Saturno siano i resti di un satellite avvicinatosi troppo a
Saturno disintegrandosi. I raggi di Saturno sono di un diametro che arriva fino a 270.000 km.
un'immensità in rapporto allo spessore, che arriva ad un massimo di 100 m.. Saturno ha 9 satelliti
degni di nota per dimensioni, Mimas, Encelado, Teti, Dione, Rea, Titano, Iperione, Giapeto e Febe.
Mimas è una palla di neve composto da ghiaccio e roccia, con la particolarità di un enorme cratere
del diametro di 390 km di diametro. Giapeto il satellite più esterno dopo Febe, ha la particolarità di
aver un lato 5 volte più scuro dell'altro, probabilmente a causa dello staccarsi di particelle da Febe
che è molto più scuro. Il satellite più grande di Saturno è Titano con un diametro di 5100 km, più
grande di Mercurio ma più piccolo di Ganimede, satellite di Giove, l'unico ad avere un'atmosfera
sulla superficie, del 50% maggiore di quella della Terra al livello del mare. Atmosfera composta per
il 90% di azoto e il resto quasi interamente di metano. Nubi di smog arancioni impediscono alle
sonde di fotografarne la superficie, nonostante le dense nubi la temperatura su Titano è rigidissima,
circa -180°C.
Caratteristiche di Saturno:
Distanza media dal sole: 1.430.000.000 Km
Diametro: 119.300 Km
Massa: 95.2 quella terrestre (terra 1)
Gravità: 1.16 (terra 1)
I satelliti di Saturno
Dione
Encelado
Giapeto
Mimas
Rea
Titano
SATURNO
foto JPL/NASA – NSSDC
Secondo per dimensioni solo a Giove, Saturno è uno dei
Massa (10^24 kg)
568,46
Semiasse maggiore (10^6 km)
1.433,53
Volume (10^10 km^3)
82.713
Periodo orbitale (giorni)
10.759,22
Raggio Equatoriale (km)
60.268
Perielio (10^6 km)
1.352,55
Raggio Polare (km)
54.364
Afelio (10^6 km)
1.514,50
Densità (kg/m^3)
687
Velocità orb. media (km/sec)
9,69
Gravità (m/sec^2)
8,96
Velocità orb. max (km/sec)
10,18
Velocità di fuga (km/sec)
35,5
Velocità orb. min (km/sec)
9,09
Min Distanza Terra (10^6 km)
1195,5
Inclinazione orbitale (°)
2,485
Max Distanza Terra (10^6 km)
1658,5
Eccentricità
0,0565
Max Diametro apparente (")
20,1
Periodo di rotazione (ore)
10,656
Min Diametro apparente (")
14,5
Lunghezza del giorno (ore)
10,656
Magnitudine massima
0,43
Inclinazione asse (°)
26,73
Diametro apparente Sole (')
6,2
Temperatura (C°)
-180
corpi celesti piu' affascinanti da osservare, grazie al suo luminoso anello che gli conferisce un
aspetto particolare. E' formato da un involucro gassoso composto da idrogeno, elio, metano ed
ammoniaca che ricopre un nucleo di elementi pesanti.
Esso ruota velocemente attorno al proprio asse, tanto da essere piu' schiacciato ai poli per effetto
della forza centrifuga che dilata maggiormente le zone equatoriali rispetto a quelle polari, e con una
velocità diversa a seconda della latitudine, che viene detta differenziale, e perciò indice di una
superficie fluida.
Osservando il pianeta al telescopio è possibile vedere persino le due maggiori divisioni all'interno
dell'anello, note come divisioni di Encke e di Cassini, che probabilmente
sono dovute alle interazioni gravitazionali fra il materiale che lo compone
ed i satelliti maggiori.
foto JPL/NASA-NSSDC
Formato da corpuscoli rocciosi e ghiacciati, l'anello, a sua volta suddiviso in altre componenti
minori, ha uno spessore di parecchi chilometri ed un diametro esterno di oltre centomila km.
Sembra che si sia formato da materiale risalente al periodo di formazione del sistema solare, quando
il pianeta probabilmente attrasse a sè corpuscoli che vagavano nelle sue vicinanze.
Una caratteristica degli anelli è quella di alternare periodi di maggiore e minore visibilità, a seconda
della visuale con cui vengono osservati dalla Terra.
Infatti, a causa dell'inclinazione dell'asse di rotazione,
che durante il moto orbitale si mantiene parallelo a se
stesso, il pianeta mostra ora la zona polare ed ora quella
equatoriale. In quest'ultimo caso il sistema di anelli è
visto lateralmente scomparendo quasi del tutto.
Saturno è il secondo pianeta per numero di satelliti, sono
ben 30, fra i quali ricordiamo Titano, Rea, Mima,
Encelado, Teti, e Dione.
foto JPL/NASA-NSSDC
Satelliti
MIMA
ENCELADO
TETI
DIONE
REA
TITANO
Dist.(km)
185.520
238.020
294.660
377.400
527.040
1.221.830
Per.orb.(g)
0,942
1,370
1,887
2,736
4,517
15,94
Per.rot.(g)
sincrona
sincrona
sincrona
sincrona
sincrona
?
Inc.orb.(°)
1,53
0
1,86
0,02
0,35
0,33
Ecc.
0,0202
0,0045
0
0,0022
0,0010
0,0292
Raggio (km)
209X196X191
256X247X245
536X528X526
560
764
2.575
(Fonte NASA/NSSDC)
Titano, che è anche quello maggiore, è caratterizzato da una atmosfera
composta da azoto che gli studiosi ritengono sia molto simile a quella che
diede vita sulla Terra alle prime forme di esseri viventi.
Per approfondire questo aspetto, la NASA ha spedito verso di esso una
sonda, tuttora in viaggio, e che nel 2004 dovrebbe giungere a destinazione.
Si tratta della sonda Cassini che giunta in prossimità di Titano distaccherà un altro veicolo spaziale
lo Huygens che studierà il satellite.
Per i greci Saturno era il dio Crono, padre di Zeus, che regnò sul mondo spodestando il proprio
padre Urano dopo averlo evirato. A sua volta, narra il mito, che venne sconfitto dal proprio figlio e
che quindi emigrò nel Lazio dove fondò una civiltà detta "età dell'oro".
Urano
Il settimo pianeta del sistema solare, visibile ad occhio
nudo solo se al massimo del suo splendore, con una
magnitudine attestata a 5.5. Fu scoperto molto tardi, infatti
fino al 1781 il sistema solare si pensava finisse con
saturno, William Herschel lo scorse durante una casuale
esplorazione alla volta celeste. Al telescopio Urano è
molto affascinante per il suo colore verdazzurro, ma
neanche con un grosso telescopio si possono distinguere
particolari a causa della sua distanza dalla Terra. Urano fa
parte della famiglia dei 4 "giganti gassosi" del sistema
solare esterno (gli altri sono Giove, Saturno e Nettuno).
All'equatore Urano ha un diametro di 52.000 km, meno di
metà di quello di Saturno, ma quattro volte della Terra.
Dista 2900 milioni di km dal Sole, 19 volte più della Terra.
Urano impiega 84 anni a compiere un giro completo
intorno al Sole, è inclinato su un lato di ben 98°, ciò significa che il suo asse di rotazione è quasi
all'altezza del suo piano orbitale. Ogni 42 anni 1 dei poli di Urano è puntato verso il Sole, mentre
l'altro polo rimane al buoi per decine di anni. Il motivo di questa inclinazione è solo ipotizzabile,
infatti si pensa che possa aver subito un grosso impatto con un altro oggetto celeste che gli ha fatto
prendere questa singolare inclinazione. Un altro particolare di Urano che non tutti conoscono è
l'esistenza di anelli simili a quelli di Saturno. Questi anelli però sono molto più sottili e
impercettibili con un telescopio dalla Terra, sono 9 e di dimensioni che vanno da 10 a 100 km e
separati fra di loro da vuoti che vanno da 300 a 2000 km. Gli anelli distano da 15.000 a 25.000 km
dalla superficie del pianeta, e derivano come su Saturno da alcuni satelliti avvicinatesi troppo alla
superficie di Urano. Urano come tutti i suoi fratelli gassosi ha parecchi satelliti, i più significativi
sono, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon, con diametri che vanno da 300 a 1100 km.
Naturalmente orbitano intorno all'asse inclinato di Urano come i suoi dischi. Altro particolare di
Urano è il fatto di essere un pianeta retrogrado. Come gli altri pianeti gassosi si ritiene che Urano
abbia un nucleo roccioso coperto da uno strato ghiacciato, con un'atmosfera di idrogeno , elio e
metano che gli da il colore azzurro verdastro.
Caratteristiche di Urano:
Distanza media dal sole: 2.900.000.000 Km
Diametro: 51.800 Km
Massa: 14.48 quella terrestre (terra 1)
Gravità: 1.15 (terra 1)
Animazione di Urano
I satelliti di Urano
Ariel
Miranda
Titania
Umbriel
Oberon
URANO
foto JPL/NASA – NSSDC
Terzo pianeta per dimensioni, è molto simile agli altri
Massa (10^24 kg)
86,832
Semiasse maggiore (10^6 km)
2872,46
Volume (10^10 km^3)
6833
Periodo orbitale (giorni)
30685,4
Raggio Equatoriale (km)
25559
Perielio (10^6 km)
2741,30
Raggio Polare (km)
24973
Afelio (10^6 km)
3003,62
Densità (kg/m^3)
1270
Velocità orb. media (km/sec)
6,81
Gravità (m/sec^2)
8,69
Velocità orb. max (km/sec)
7,11
Velocità di fuga (km/sec)
21,3
Velocità orb. min (km/sec)
6,49
Min Distanza Terra (10^6 km)
2581,9
Inclinazione orbitale (°)
0,772
Max Distanza Terra (10^6 km)
3157,3
Eccentricità
0,0457
Max Diametro apparente (")
4,1
Periodo di rotazione (ore)
-17,24
Min Diametro apparente (")
3,3
Lunghezza del giorno (ore)
17,24
Magnitudine massima
5,32
Inclinazione asse (°)
97,77
Diametro apparente Sole (')
1,7
Temperatura (C°)
-210
due giganti del sistema solare, ma a causa della sua lontananza è stato scoperto solo nel 1781 da W.
Herschel.
Visibile nel cielo solo con strumenti ottici, Urano ha la
caratteristica di avere l'asse di rotazione inclinato di ben
97.8°, perciò quasi giacente sul piano dell'eclittica, ragion per
cui volge a noi ora la zona equatoriale ora quella polare.
Il movimento di rotazione è velocissimo ammontando a 17
ore con un senso, che come quello di Venere è contrario a quello di tutti gli altri pianeti, è perciò
detto retrogrado.
L'aspetto del pianeta non presenta particolari caratteristiche, mentre la sua composizione è simile a
quella di Giove e Saturno e perciò caratterizzata da una notevole quantità di gas.
A causa della distanza dal Sole, Urano è un corpo freddissimo, dove la temperatura media
superficiale tocca i -210°C.
Esso è inoltre dotato di anelli, niente a che vedere con quelli di Saturno, sono infatti piu' sottili, e
scoperti ricorrendo al metodo delle occultazioni stellari, dimostrando così come gli anelli siano una
caratteristica di tutti i grandi pianeti gioviani e non solo una prerogativa di Saturno.
Urano ha 21 satelliti fra i quali Umbriel, Titania, Ariel, Miranda ed Oberon che orbitano sul suo
piano equatoriale oltre ad un'atmosfera ricca di idrogeno, elio e metano.
Satelliti
MIRANDA
ARIEL
UMBRIEL
TITANIA
OBERON
Dist.(km)
129390
191020
266300
435910
583520
Per.orb.(g)
1,4134
2,5203
4,1441
8,7058
13,463
Per.rot.(g)
sincrona
sincrona
sincrona
sincrona
sincrona
Inc.orb.(°)
4,22
0,31
0,36
0,14
0,10
(Fonte NASA/NSSDC) foto JPL/NASA-NSSDC
Nettuno
Nettuno è al penultimo pianeta del sistema solare, molto
simile ad Urano sia come colore che come dimensioni. E'
leggermente più piccolo di Urano, con un di circa 48.000
km, è una palla di gas che se osservato non offre particolari
osservabili. La sua osservazione non è delle più facili,
infatti quando è al massimo della sua luminosità arriva ad
una magnitudine 8, sicuramente impossibile da osservare
ad occhio nudo. Nettuno fu cercato in passato, perché si
notò che l'orbita di Urano era disturbata da un altro campo
gravitazionale. L'orbita di Nettuno è molto lunga, infatti
per compiere un giro attorno al Sole impiega 165 anni con
una distanza media da Sole di 4500 milioni di km, circa 30
volte più lontano della Terra, compie un giro su se stesso
Ecc.
0,0027
0,0034
0,0050
0,0022
0,0008
Raggio(km)
240X234X232
581X578X578
584,7
788,9
761,4
in 16 ore e 3 minuti. L'unico particolare degno di nota di Nettuno è "l'occhio", che come su Giove è
l'unione di tempeste superficiali. Nettuno ha due satelliti, Tritone che ha un'orbita retrograda.
Tritone ha un triste destino, infatti la gravità di Nettuno lo costringe ad un orbita sempre più stretta,
ed è previsto fra 10 e 100 milioni di anni il suo impatto sulla superficie di Nettuno. Lo
sbriciolamento di Tritone su Nettuno creerà intorno a quest'ultimo un anello di detriti, Tritone ha un
diametro superiore a quello lunare, con 3700 km di diametro. Il secondo satellite di Nettuno è
Nereide, molto piccolo, con un diametro di soli 500 km, e un orbita ellittica che varia da 1.4 milioni
di km a 9.7 da Nettuno, questo tratto viene compiuto in 360 giorni. Nettuno a causa dell'enorme
distanza che lo separa dal Sole è un pianeta cupo e freddo, la luce sulla sua superficie è 1000 volte
inferiore a quella terrestre. Nettuno come il suo gemello Urano è un sfera di roccia fusa e acqua, con
un atmosfera di idrogeno, elio e metano, quest'ultimo colora il pianeta di un colore azzurro
verdognolo.
Caratteristiche di Nettuno:
Distanza media dal sole: 4.500.000.000 Km
Diametro: 49.500 Km
Massa: 17.2 quella terrestre (terra 1)
Gravità: 1.19 (terra 1)
Il satellite di Nettuno
Tritone
NETTUNO
foto JPL/NASA – NSSDC
Massa (10^24 kg)
Volume (10^10 km^3)
Raggio Equatoriale (km)
102,43
6254
24764
Semiasse maggiore (10^6 km)
Periodo orbitale (giorni)
Perielio (10^6 km)
4495,06
60189
4444,45
Raggio Polare (km)
Densità (kg/m^3)
Gravità (m/sec^2)
Velocità di fuga (km/sec)
Min Distanza Terra (10^6 km)
Max Distanza Terra (10^6 km)
Max Diametro apparente (")
Min Diametro apparente (")
Magnitudine massima
Diametro apparente Sole (')
24341
1638
11
23,5
4305,9
4687,3
2,4
2,2
7,78
1,1'
Afelio (10^6 km)
Velocità orb. media (km/sec)
Velocità orb. max (km/sec)
Velocità orb. min (km/sec)
Inclinazione orbitale (°)
Eccentricità
Periodo di rotazione (ore)
Lunghezza del giorno (ore)
Inclinazione asse (°)
Temperatura (C°)
4545,67
5,43
5,50
5,37
1,769
0,0113
16,11
16,11
28,32
-220
Molto simile ad Urano, Nettuno ha 8 satelliti, ed orbita ad una distanza dal Sole di oltre 4 miliardi
di km, così da apparire nel cielo come una minuscola stella. Esso è stato scoperto nel 1846 da
G.Gaulle, sulla base di calcoli matematici effettuati precedentemente dagli astronomi J.C.Adams e
J.Le Verrier, e basati sulle perturbazioni gravitazionali arrecate al pianeta Urano.
Come tutti i pianeti gioviani ha un'atmosfera ricca di idrogeno, elio e metano, che presenta molte
turbolenze come su Giove, oltre ad un minuscolo anello che è stato rilevato osservando fenomeni di
occultazione di stelle da parte dello stesso.
Sulla sua superficie è inoltre distinguibile una grande macchia, analoga a
quella di Giove, che viene chiamata Great Dark Spot.
foto JPL/NASA-NSSDC
I suoi satelliti orbitano su traiettorie diverse e tutti nello stesso senso di
rotazione del pianeta, ad eccezione di Tritone, il satellite maggiore, che ha
dimensioni quasi pari a quelle della Luna. Questo inoltre ha una tenue atmosfera ed un asse di
rotazione inclinato che provoca il fenomeno delle stagioni.
Satelliti
PROTEO
TRITONE
NEREIDE
Dist.(km)
117647
354760
5513400
Per.orb.(g)
1,122
5,876
360,1
Per.rot.(g)
?
?
sincrona
Inc.orb.(°)
0,55
157,34
7,23
Ecc.
Raggio(km)
0,0004 218X208X201
0,00001 1353,4
0,7512 170
(Fonte NASA/NSSDC)
foto JPL/NASA-NSSDC
Nel cielo è possibile vedere Nettuno solo con strumenti
ottici o fotografici, rilevando il suo movimento rispetto alle
stelle, a distanza di giorni.
Plutone
Dopo Nettuno troviamo l'ultimo piccolo pianeta del
sistema solare, tanto piccolo che molti astronomi lo
vorrebbero classificare come asteroide. Dei nove pianeti
del sistema solare è il più piccolo con un diametro di
appena 3000 km, inferiore quindi anche alla Luna. Una
teoria su Plutone afferma che all'origine fosse un satellite
di Nettuno, e che qualche fenomeno violento lo abbia
allontanato dalla gravità di Nettuno, proiettandolo in un
orbita lontanissima dal Sole. L'orbita di Plutone è
sicuramente bizzarra, infatti attraversa l'orbita di Nettuno
rendendo quest'ultimo in quel momento l'ultimo dei pianeti
del sistema solare. La distanza media di Plutone dal Sole è di ben 5900 milioni di km, rendendolo
freddissimo e buoi, in questa orbita Plutone è accompagnato da un piccolo satellite di nome Caronte
che misura il 40% di Plutone. Plutone ruota su se stesso in 6.4 giorni, lo stesso tempo che impiega il
suo satellite Caronte nel orbita intorno a Plutone. Plutone non era previsto nella ricerca degli
astronomi, si pensava che l'ultimo della classe fosse Nettuno. Plutone venne scoperto nel 1930, non
senza difficoltà, infatti la luce che arriva sul piccolo pianeta è veramente poca, e ancora oggi
nessuna sonda si è avvicinata per scattare delle foto o per sondare la sua superficie. Per ora gli studi
sono approssimativi, si pensa che la superficie sia di metano ghiacciato e sia presente addirittura un
leggera atmosfera, che nei periodi in cui Plutone è lontano dal Sole si condensa trasformandosi in
neve e ricadendo sul suolo. Caronte che si trova nella stessa situazione di Plutone ha un superficie
completamente ghiacciata composta d'acqua. Plutone e il suo satellite non sono osservabili con
telescopi amatoriali, e anche con quelli professionali non si scorge altro che un piccolo puntino
luminoso.
Caratteristiche di Plutone:
Distanza media dal sole: 5.900.000.000 Km
Diametro: 2.290 Km
Massa: 0.0025 quella terrestre (terra 1)
Gravità: sconosciuta (terra 1)
PLUTONE
ESA/ESO Space Telescope European
Coordinating Facility; NASA –
NSSDC Credit: Dr. R. Albrecht
Massa (10^24 kg)
Volume (10^10 km^3)
Raggio Equatoriale (km)
Raggio Polare (km)
Densità (kg/m^3)
Gravità (m/sec^2)
Velocità di fuga (km/sec)
Min Distanza Terra (10^6 km)
Max Distanza Terra (10^6 km)
Max Diametro apparente (")
Min Diametro apparente (")
Magnitudine massima
Diametro apparente Sole (')
0,0125
0,715
1195
1195
1750
0,58
1,1
4293,7
7533,3
0,11
0,06
13,65
0,8'
Semiasse maggiore (10^6 km)
Periodo orbitale (giorni)
Perielio (10^6 km)
Afelio (10^6 km)
Velocità orb. media (km/sec)
Velocità orb. max (km/sec)
Velocità orb. min (km/sec)
Inclinazione orbitale (°)
Eccentricità
Periodo di rotazione (ore)
Lunghezza del giorno (ore)
Inclinazione asse (°)
Temperatura (C°)
5869,66
90465
4434,99
7304,33
4,72
6,10
3,71
17,16
0,2444
-153,29
153,28
122,53
-230
Plutone, l'ultimo in ordine di distanza dal Sole, è l'unico pianeta a non essere stato ancora osservato
tramite sonde spaziali. Esso è infatti un oggetto misterioso, vista la sua distanza e le sue piccole
dimensioni, dato che le uniche informazioni che si hanno sono frutto dell'osservazione telescopica
con i piu' potenti strumenti ottici.
E' proprio grazie ad essi, se nel 1930 C.Tombaugh è riuscito ad individuarlo, dopo che gli
astronomi di quel tempo avevano notato delle perturbazioni gravitazionali arrecate all'orbita di
Nettuno, da quello che sarebbe poi risultato come il nono pianeta del sistema solare.
Di certo si sa che percorre un'orbita, molto eccentrica e molto inclinata sull'eclittica, che lo porta in
determinati punti della stessa ad avvicinarsi al Sole piu' di Nettuno.
Il suo periodo di rivoluzione dura
quasi 248 anni, mentre l'asse di
rotazione è inclinato di 122° così che
il polo Nord, come per Urano, giace
sotto il piano dell'orbita.
Le dimensioni sono pari ad oltre un
decimo di quelle della Luna, e dunque dei satelliti maggiori degli altri pianeti gioviani, per cui gli
scienziati ritengono che in passato sia stato un ex satellite di Nettuno, sfuggito alla sua attrazione
gravitazionale.
Plutone ha un compagno, Caronte, di dimensioni quasi uguali, per questo sono considerati come un
pianeta doppio, la cui caratteristica è quella di avere un periodo di rivoluzione che è pari a quello di
rotazione del compagno principale.
Questo è stato scoperto nel 1978, osservandone il transito sul pianeta, da cui conseguentemente,
misurando la durata del periodo di rivoluzione, è stato possibile risalire alla massa ed alle
dimensioni degli stessi.
Satelliti
Dist.(km)
Per.orb.(g)
Per.rot.(g)
Inc.orb.(°)
Ecc.
Raggio(km)
CARONTE
19600
6,387
6,387
0
0
593
(Fonte NASA/NSSDC)
Probabilmente ambedue hanno un nucleo roccioso ed un'atmosfera che sulla
base delle osservazioni spettroscopiche sembra essere composta da metano.
Comete e Asteroidi
Cosa sono le comete che tanto affascinano l'uomo da sempre ? In realtà non sono altro che delle
palle di roccia, polveri, gas e ghiaccio. Queste passano periodicamente intorno al Sole, alcune
impiegano centinaia di anni a compiere il loro viaggio, alcune "solo" qualche decina di anni.
Sicuramente la cosa che rende le comete affascinanti è la loro luminosità e la loro elegante scia,
questa si forma quando si avvicina al Sole, che con il suo calore riscalda il ghiaccio presente sulle
comete sciogliendolo e facendolo evaporare trasformandolo in gas. Le radiazioni solari oltre a
riscaldare la comete fa diventare fluorescente i gas, facendola diventare ancor più luminosa nel
cielo. La scia o chioma che si crea così nella cometa solitamente è lungo un centinaio di chilometri.
La parte centrale della cometa prende il nome di nucleo, e solitamente è di pochi chilometri di
diametro, composto di ghiaccio e roccia. La scia delle comete puntano sempre dalla parte opposta
del Sole. Gli astrofili possono dilettarsi ad osservare ogni anno in una dozzina comete, però
purtroppo solamente poche di queste sono visibili ad occhio nudo. Sicuramente è un tipo di
osservazione molto piacevole, perché si scoprono molte comete ogni anno, e si aggiungono al
migliaio già note.
Principali sciami meteorici
Sciame
Limiti di attività
Massimo
Quadrantidi
1-6 gennaio
3-4 gennaio
Liridi
19-25 aprile
21-211 aprile
Eta Aquaridi
1-8 maggio
5-6 maggio
Delta Aquaridi 15 luglio 15 agosto
12 agosto
Perseidi
25 luglio 18 agosto
12 agosto
Orionidi
16-26 ottobre
21 ottobre
Tauridi
20 ottobre 30 novembre 17-18 novembre
Leonidi
15-19 novembre
17-18 novembre
Geminidi
7-15 dicembre
13-14 dicembre
La cometa nota con l'orbita più veloce è la cometa di Encke che passa intorno al Sole ogni 3,3 anni,
ma non è fra le più belle da osservare a causa della sua età, infatti ogni passaggio consuma i gas, di
conseguenza diventa poco visibile. Mentre una delle comete più note è quella di Halley, nominata e
scoperta dal noto astronomo, la sua orbita dura ben 76 anni, ed è facilmente osservabile per via
della sua grande chioma. Fra le orbite di Marte e Giove troviamo una cintura di detriti, chiamati
asteroidi o pianetini, questi sono stati scoperti nel 1800 dall'astronomo italiano Giuliano Piazzi che
scoprì anche Cerere, il più voluminoso della cintura. Cerere ha un diametro di circa 1000 km, e
ruota intorno al Sole in 4,6 ani, nonostante Cerere sia il più grande degli asteroidi non è il più
luminoso, essendo molto scuro. L'asteroide vesta ha il primato di luminosità, essendo di colore
chiaro, è avvistabile anche ad occhio nudo, il suo diametro è la metà di quello di Cerere, ed è il
terzo asteroide più grande conosciuto, il secondo posto è di Pallade. La Terra è stata colpita da un
oggetto proveniente dalla cintura degli asteroidi circa 25.000 anni fa, in Arizona, e ha lasciato un
solco di diametro di 1200 metri, nominato Meteor crater.
Comete
Le comete sembrano essere fra i corpi piu' antichi, ed è perciò importante conoscerle per capire
l'evoluzione della nube primordiale che originariamente diede vita al Sole e a tutti gli altri corpi che
vi orbitano attorno.
Cometa P/Halley 1986
Credit: W. Liller, Easter Island and NASA - NSSDC
Potrebbero essersi formate infatti, a partire da materiale residuo
alla formazione del sistema solare, che si trova ai confini dello
stesso, riunito in quella grande nube sferica a cui si è dato il nome
di nube di OORT, dal nome dell'astronomo che per primo ne teorizzò l'esistenza, e che si trova
situata a circa 50000 UA dalla Terra.
Altri studiosi collocano questo serbatoio, almeno per quanto riguarda quelle a corto e medio
periodo, fra le orbite di Nettuno e Plutone, a circa 35-40 UA, e lo hanno chiamato fascia o cintura
di KUIPER, anche questo dal nome del suo teorizzatore.
Sfuggendo ad ogni regola, le comete transitano nel cielo con orbite
sempre diverse, non presentando alcuna analogia nè con la complicata
regolarità dei pianeti, nè con l'apparente immobilità delle stelle. Sono
caratterizzate infatti, da orbite molto allungate e variabili, sia nella
forma che nei parametri orbitali, oltre che da un nucleo centrale di
materiale roccioso ricoperto da ghiacci, di piccole dimensioni, al
massimo una ventina di km di diametro, e da una massa pari a circa un
milionesimo di quella
della Terra.
Viste le loro minime dimensioni, e considerando che
passano per brevi periodi vicino al Sole, a causa
della forte eccentricità dei loro percorsi orbitali, le comete divengono visibili praticamente solo in
prossimità di esso. In tale circostanza infatti, il nucleo, interagendo con la radiazione solare, inizia a
sublimare, creando un alone (chioma o coma) ed una nube (coda) di polvere e gas, che a causa
della pressione della radiazione e del vento solare, viene sospinta sempre in direzione opposta al
Sole, sia che la cometa si stia avvicinando od allontanando dalla nostra stella.
Questa, lunga anche per centinaia di milioni di chilometri, diviene luminosa diffondendo e
riflettendo la stessa luce solare, raggiungendo la visibilità ad occhio nudo, nei casi in cui le comete
transitano particolarmente vicino alla Terra, così da essere soprannominate "grandi comete". Fra
queste la cometa di Halley (1910), la Ikeya - Seki (1965), la West (1976), la Hyakutake (1996) e
la Hale-Boop (1997).
Ad ogni passaggio al perielio il nucleo cometario perde parte del suo materiale, così dopo diversi
transiti, esso si consuma completamente o si frammenta in parti piu' piccole, le quali continuando ad
orbitare, quando incrociano la Terra danno vita agli "sciami meteoritici", meglio noti come "piogge
di stelle cadenti".
Come i pianeti, anche le comete si muovono secondo traiettorie di forma ellittica, seguendo dunque
le regole dettate dalle leggi di Keplero e dalla legge di gravitazione universale. Avranno perciò una
velocità orbitale maggiore quando saranno al perielio, il punto piu' vicino al Sole, rispetto a quella
con cui transiteranno nella zona piu' distante da esso, all'afelio. Il loro periodo di rivoluzione
dipenderà, come per tutti gli altri corpi, sempre dal semiasse maggiore dell'orbita.
Essenzialmente le comete periodiche, ossia quelle che ritornano in prossimità della Terra con
cadenza più o meno regolare, si distinguono in base alla durata del loro periodo di rivoluzione,
perciò le possiamo suddividere in a breve, medio e lungo periodo. Meno di 20 anni per le prime e
piu' di 200 per le ultime.
ALCUNE COMETE PERIODICHE A BREVE PERIODO
Halley
Encke
Kohoutek
Tempel-Tuttle
Grigg-Skjellerup
Giacobini-Zinner
Esistono anche delle comete che hanno
un'orbita parabolica, ed in alcuni casi,
ma non è stato ancora provato con
esattezza, iperbolica, data la difficoltà di
determinare con precisione gli elementi
orbitali di questi corpi, soggetti come
sono alle pertubazioni derivanti da
passaggi in prossimità delle grandi masse
planetarie che spesso ne sconvolgono i
parametri, modificandone profondamente l'orbita ed allungando od accorciando il loro periodo di
rivoluzione.
Nei casi estremi si suppone, che orbitate attorno al Sole, esse possano fuggire via senza tornare mai
piu', sparendo definitivamente oltre i confini del sistema solare.
Non sono comunque rari i casi in cui corpi di questo genere siano
stati attratti dalla gravità dei pianeti che, legandoli definitivamente,
li costringono ad orbitare attorno alle loro masse. Ancora piu' rari,
ma comunque esistenti, gli episodi di corpi cometari che
concludono la loro esistenza consumandosi completamente, a
causa di passaggi ravvicinati al Sole (comete radenti), o per
impatti con esso o con alcuni pianeti, com'è successo con la cometa Shoemaker-Levy 9 che
addirittura dopo essersi frantumata in piu' pezzi è andata a scontrarsi con il pianeta Giove.
Credit: H.A. Weaver, T. E. Smith (Space Telescope
Science Institute) and NASA - NSSDC
Per finire uno sguardo al sistema di nomenclatura delle
comete, che prevede l'adozione di un prefisso (P o C a
seconda se si tratti o meno di una cometa periodica), seguito dall'anno relativo alla scoperta e da
alcune lettere che identificano la data della loro individuazione. In aggiunta è naturalmente sempre
valida la consuetudine di assegnare loro il nome, o i nomi, degli scopritori (es. Hyakutake, HaleBopp, Swift-Tuttle, Shoemaker-Levy,...).
COMETA
1P HALLEY
2P ENCKE
6P D'ARREST
9P TEMPEL1
19P BORRELLY
21P GIACOBINI-ZINNER
26P GRIGG-SKJELLERUP
55 P TEMPEL-TUTTLE
73P SCHWASSMANNWACHMANN3
75P KOHOUTEK
76P WEST-KOHOUTEK-IKEMURA
81P WILD2
107 P WILSON-HARRINGTON
HALE-BOOP
HYAKUTAKE
P (ANNI)
76,1
3,3
6,51
5,51
6,86
6,52
5,09
32,92
5,36
T
9/2/1986
21/12/2003
1/8/2008
7/7/2005
14/9/2001
21/11/1998
22/7/1992
28/2/1998
2/6/2006
Q (UA)
0,587
0,34
1,346
1,5
1,358
0,996
0,989
0,982
0,937
A (UA)
17,94
2,21
3,49
3,12
3,61
3,52
2,96
10,33
3,06
E
0,967
0,847
0,614
0,519
0,624
0,706
0,664
0,906
0,694
I (GRADI)
162,2
11,8
19,5
10,5
30,3
31,8
21,1
162,5
11,4
6,24
6,46
6,39
4,29
4000
40000
28/12/1973
1/6/2000
25/9/2003
26/3/2001
31/3/1997
1/5/1996
1,571
1,596
1,583
1
0,914
0,23
3,4
3,45
3,44
2,64
250
1165
0,537
0,540
0,54
0,623
0,995
0,999
5,4
30,5
3,2
2,8
89,4
124,9
P=periodo orbit., T=passaggio perielio, Q=distanza perielio, A=semiasse max, E=eccentr., I=inclin. orbita (fonte
NASA/NSSDC)
Asteroidi
Gli asteroidi sono dei corpi molto piccoli, almeno in confronto alle dimensioni dei pianeti, e per
questo sono stati individuati solo negli ultimi due secoli. Chiamati anche pianetini, occupano una
regione compresa fra Marte e Giove, detta fascia degli asteroidi, dove secondo la legge di TitiusBode, alla distanza di circa 3 UA, doveva trovarsi un pianeta. E' probabile dunque che possano aver
avuto origine da un corpo planetario che si sia disgregato o da uno che non sia riuscito ad
aggregarsi.
Il loro aspetto, molto irregolare, li fà assomigliare a giganteschi sassi dal diametro massimo di
qualche migliaio di km.
foto JPL/NASA-NSSDC
Il primo asteroide scoperto è stato Cerere nel 1801
per opera del monaco palermitano Giuseppe Piazzi, a cui seguirono Pallade, Giunone e Vesta.
Successivamente ne sono stati individuati diverse migliaia facendo così sorgere il problema di una
loro catalogazione. Si è deciso allora di indicare quelli maggiori con un nome proprio ed un numero
corrispondente all'ordine della loro scoperta: 1 Ceres, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta, ....
Tutti gli asteroidi suscitano un particolare interesse vista la loro potenziale pericolosità per il nostro
pianeta, dato che le loro traiettorie, spesso molto irregolari, intersecano a volte l'orbita terrestre,
anche a causa di perturbazioni derivanti da passaggi in prossimità delle grandi masse planetarie.
Sono altresì oggetto di studio perchè rappresentano i detriti del materiale di formazione del sistema
solare, studiando i quali è possibile risalire alla composizione ed alle condizioni di quella nube
gassosa che 4,5 miliardi di anni fà diede vita al Sole ed a tutti gli altri corpi celesti che orbitano
attorno ad esso.
Ida ed il satellite Dactyl (foto JPL/NASA- NSSDC)
Non tutti sono situati fra Marte e Giove, ve ne sono infatti alcuni,
come quelli denominati Troiani (così chiamati perchè portano il
nome dei personaggi della guerra di Troia), che si sono sistemati sull'orbita di Giove e dividendosi
in due gruppi precedono e seguono il gigante di 60°. A questi se ne aggiungono altri come Hidalgo
(una ex cometa), quelli appartenenti ai gruppi Apollo, Aten e Amor ( i cosiddetti N.E.A. - Near
Earth Asteroids) che comprendono invece
quei corpi vicini, e quindi potenzialmente
pericolosi per la Terra, i Centauri (fra cui
Chirone) che orbitano fra Saturno e Nettuno
ed infine, al di là dell'orbita di quest'ultimo, i
Transnettuniani.
Anche gli asteroidi, come i pianeti, ruotano
attorno ad un asse con un periodo che
raramente supera il giorno terrestre e, non
avendo una struttura simmetrica, in alcuni
casi lungo l'asse polare ed in altri su quello equatoriale.
Da questo ne deriva che la loro luminosità, variabile in funzione della superficie rivolta verso il
Sole e della loro composizione chimica, raggiunge un massimo od un minimo valore, a seconda che
mostrino rispettivamente la zona equatoriale o quella polare.
Analizzando questa loro caratteristica è possibile risalire dunque al periodo di rotazione, nonchè alla
loro struttura, che in buona parte è costituita da silicati e carbone.
Essendo inoltre soggetti alla forza di gravitazione
universale, percorrono orbite ellittiche e, considerando le
loro minime dimensioni, sono osservabili esclusivamente
con strumenti ottici e nel periodo piu' favorevole quando
sono, relativamente al nostro pianeta, all'opposizione, ossia
nella direzione opposta a quella del Sole.
ASTEROIDE
D (KM)
M
R
(10^15KG) (ORE)
1 CERERE
960x932
870
9,075
2 PALLADE
570x525x482 318
7,811
3 GIUNONE
240
20
7,21
4 VESTA
530
300
5,342
45 EUGENIA
226
6,1
5,699
243 IDA
58x23
100
4,633
253 MATHILDE 66x48x46
103,3
417,7
433 EROS
33x13x13
6,69
5,27
951 GASPRA
19x12x11
10
7,042
1566 ICARO
1,4
0,001
2,273
1620
2
0,004
5,222
GEOGRAPHOS
1862 APOLLO
1,6
0,002
3,063
2060 CHIRONE 180
4
5,9
4179 TOUTATIS 4,6x2,4x1,9 0,05
130
Q
(ANNI)
4,6
4,61
4,36
3,63
4,49
4,84
4,31
1,76
3,29
1,12
1,39
A (UA) E
I (°)
2,767
2,774
2,669
2,362
2,721
2,861
2,646
1,458
2,209
1,078
1,245
0,078
0,229
0,257
0,089
0,083
0,045
0,266
0,222
0,173
0,827
0,335
10,58
34,84
12,97
7,14
6,61
1,14
6,71
10,83
4,1
22,86
13,34
1,81
50,7
3,98
1,471
13,63
2,51
0,56
0,38
0,633
6,36
6,94
0,47
D=diametro, M=massa, R=rot., Q=per. orbitale, A=semiasse max, E=ecc., I=incl. orbitale (fonte NASA/NSSDC)
Altri corpi minori: meteoroidi, meteoriti
meteore, stelle cadenti
Nel sistema solare, oltre ai corpi che ben conosciamo (pianeti, asteroidi, comete,....), esiste anche
una certa quantità di materiale interplanetario, dalle dimensioni molto varie, che possono andare da
un millesimo di grammo ad oltre un centinaio di tonnellate, e che generalmente viene chiamato col
nome di meteoroidi.
La loro provenienza è da ricondurre a residui della formazione del sistema solare, a disintegrazioni
di nuclei cometari od a scontri fra asteroidi, o fra questi ed altri corpi, che causando la
frantumazione delle loro superfici hanno successivamente scagliato nello spazio i detriti risultanti.
Questi, vagando attorno al Sole, vengono a loro volta attratti occasionalmente dalle masse
planetarie con cui vanno ad impattare (meteoriti).
La Luna e Mercurio, lo testimoniano i numerosi crateri, sono stati spesso in passato oggetto di
scontri con questi oggetti che ne hanno martoriato la superficie, non essendo essi protetti da
un'atmosfera come nel caso della Terra.
Mercurio (foto NASA-NSSDC)
Sul nostro pianeta infatti, ogni corpo che attraversa gli strati
atmosferici viene sottoposto a forze che lo frammentano e lo
vaporizzano a causa dell'attrito con essi. Tuttavia vi sono stati dei casi in cui questi corpi, avendo
grandi dimensioni, sono riusciti a raggiungere la superficie terrestre. Il Barringer Crater in Arizona,
ed i diversi ritrovamenti di materiale meteoritico (di provenienza lunare e marziana), sono l'esempio
piu' eclatante di come anche il nostro pianeta non sia indenne da questi eventi.
Comunque, nella maggior parte dei casi, ogni meteoroide entra nell'atmosfera con velocità altissime
(max 72 km/sec) consumandosi completamente prima di raggiungere il suolo e dando vita a
fenomeni luminosi, le meteore, che lo fanno apparire come una saetta che taglia la volta celeste.
LEONIDI 1966(Credit: P. Jenniskens/NASA-ARC)
Quando le dimensioni sono tali da impedire una veloce frantumazione, può
succedere che tali corpi in caduta libera comprimano l'aria circostante,
facendola detonare, e creando ulteriori fenomeni acustici che si
accompagnano a quelli precedenti. In tal caso si parla allora di bolidi, ed è
possibile
osservarl
i anche
in pieno
giorno.
Generalmente, quando questi
oggetti sono composti da
materiale staccatosi, per effetto
della radiazione solare, dai nuclei
di diverse comete in prossimità
del loro passaggio al perielio,
accade che essi si disperdano
lungo l'orbita originaria della
cometa genitrice, così che ogni
qualvolta incrociano il nostro
pianeta, danno vita agli sciami
meteoritici, detti anche piogge di
stelle cadenti.
A causa della rivoluzione terrestre, sono fenomeni che ricorrono annualmente e che vengono
denominati dalla costellazione nella quale è situato quel punto della sfera celeste dal quale
sembrano provenire: il radiante.
Infatti, sebbene tali particelle viaggino paralleli fra loro, dalla superficie terrestre appaiono per
effetto prospettico come originate da un unico punto, allo stesso modo di come le nuvole, se
osservate in relazione all'orizzonte, appaiono divergere da una stessa direzione e convergere in un
altra opposta alla prima.
I maggiori sciami meteoritici (fonte
SSD/JPL/NASA)
NOME
MASSIMO
CORPO GENITORE
A. R./DEC.
VELOCITA'
ZHR
QUADRANTIDI
03 Gen.
------
230° / +49°
41 km/sec
120
LIRIDI
22 Apr.
C/Thatcher
271° / +34°
49 km/sec
15
ETA ACQUARIDI
05 Mag.
1P/Halley
338° / -01°
66 km/sec
60
DELTA ACQUARIDI
29 Lug.
------
339° / -16°
41 km/sec
20
PERSEIDI
12 Ago.
109P/Swift/Tuttle
046° / +58°
59 km/sec
110
ORIONIDI
21 Ott.
1P/Halley
095° / +16°
66 km/sec
20
LEONIDI
18 Nov.
55P/Tempel-Tuttle
153° / +22°
71 km/sec
?
GEMINIDI
14 Dic.
3200 Phaeton
112° / +33°
35 km/sec
120
URSIDI
22 Dic.
8P/Tuttle
217° / +76°
33 km/sec
10
Stelle
Stelle
Osservando il cielo, le stelle appaiono come migliaia di puntini luminosi, diversi per intensità,
colore e dimensione, che si trovano stampati su di un'unica superficie a disegnare le piu' svariate
forme. Sin dai tempi antichi allora, nonostante esse occupino queste zone contigue del cielo solo per
effetto prospettico, essendo distanti fra loro a volte per migliaia di anni luce, è stato possibile
raggruppare le 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, si muovono (moto proprio), ma in maniera talmente lenta che per
notare degli spostamenti bisognerebbe attendere millenni. Questo perchè, a differenza dei pianeti, si
trovano ad una distanza talmente grande da rendere l'angolo che deriva dallo spostamento quasi
impercettibile.
Le stelle si distinguono in base alla magnitudine relativa (luminosità apparente), una scala di
valori centrata sullo zero, corrispondente al valore della stella Vega, con i valori piu' alti espressi
con numeri negativi. La differenza fra le prime e le ultime è di circa 1 a 500, vale a dire che le stelle
di 1a magnitudine saranno 500 volte piu' luminose di quelle dell'ultima classe (25 a).
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 piu' vicina a noi (dista in media 149,6 milioni di chilometri, pari a 8
minuti luce), ci sembra ben piu' grande e luminoso di tante altre stelle, che pur emettendo luce per
migliaia di volte tanto, appaiono molto deboli e minuscole a causa della loro lontananza.
NOME
Sole
Sirio
Canopo
Rigil Kentaurus
Arturo
Vega
Capella
Rigel
Procione
Achernar
Betelgeuse
COSTELLAZIONE
----Cane maggiore
Carena
Centauro
Bifolco
Lira
Auriga
Orione
Cane minore
Eridano
Orione
DISTANZA(A.L.)
8 m.l.
8,6
312
4,4
36,7
25,3
42,2
773
11,4
144
427
MAGNITUDINE
-26,4
-1,4
-0,7
-0,2
-0,1
0
0,08
0,1
0,3
0,4
0,5
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.
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 piu' 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 piu' 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, da 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
piu' lungo sarà questo periodo, maggiore risulterà la magnitudine assoluta, dalla quale otterremo poi
quella apparente e quindi la distanza.
Classificazione stellare: tipi spettrali, doppie, 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
O-B
A
F
G
K
M
Tipo di stella
Bianco azzurre
Bianche
Bianche
Gialle
Arancio
Rosso
Temperatura
60000 - 10000
10000-7500
7500-6000
6000-5000
5000-3000
meno di 3000
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 piu'
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 piu' 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 che in
realtà si trovano a distanze diverse.
Stelle variabili
Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro luminosità
periodicamente, in maniera piu' o meno regolare, a causa di variazioni
delle caratteristiche geometriche del sistema orbitante (fenomeni di
eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo stellare (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 piu' 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, 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
milione di volte i valori normali.
Evoluzione stellare
La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella dell'intero universo, configurabile
nella teoria, attualmente la piu' accreditata, del Big-Bang. Infatti, come abbiamo detto per il sistema
solare, ed in particolar modo per il Sole, esse 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 piu' materia, in modo tale da far crescere anche le
forze gravitazionali, che di conseguenza contrarranno sempre piu' gli strati interni facendone
aumentare la temperatura e la densità.
Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni di gradi, si innescheranno allora le 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 piu' 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. Infatti, tanto piu'
sarà la massa stellare, di altrettanto la stella brillerà di splendore, bruciando
però piu' 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 di essa 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 piu'
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 piu' pesanti
(idrogeno, elio, carbonio, 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 piu' 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
un diametro di una decina di km), che per effetto delle grandi forze risultanti 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 piu'
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.
Cartografia stellare
L'innumerevole quantità delle stelle ha da sempre reso necessario
l'esistenza di uno strumento adeguato alla loro individuazione e
che costituisse un vero e proprio riferimento per l'osservazione
celeste.
Sin dall'antichità infatti, la nomenclatura stellare prevedeva per
ognuna delle stelle più luminose, l'adozione di un nome proprio
che viene ancora usato (ad esempio Regolo del Leone, la cui
denominazione risale a Tolomeo, od anche tutte quelle di origine
araba come Betelgeuse, Rigel, Algol, Mizar, ecc..). Dal 17° secolo
in poi, sono stati introdotti invece i sistemi di Bayer e Flamsteed,
che in seno ad una stessa costellazione, indicano rispettivamente
ogni stella con una lettera dell'alfabeto greco o con un numero, a
cui si aggiungerà il nome od il genitivo latino della costellazione (Rigel è la Beta Orionis o la Beta
ORI od anche la 19 Orionis).
Tuttavia con l'introduzione nell'osservazione astronomica degli strumenti ottici, sempre piu' accurati
e sofisticati, il numero delle stelle rintracciabili per mezzo di questi è ulteriormente aumentato.
Sono così stati redatti elenchi e carte stellari, comprendenti anche gli astri che hanno un grado di
magnitudine oltre il decimo, nei quali si usa indicare ogni stella con un numero, che corrisponde a
quello d'ordine, e con la sigla o con il nome del catalogo (SAO, BD, HD, Hypparcos, Tycho, Ross,
Wolf, ecc..).
Cataloghi stellari
I cataloghi stellari piu' antichi risalgono ad Ipparco, che nel 2° secolo A.C. redasse un elenco di
oltre un migliaio di componenti, e a Tolomeo, che all'interno dell'Almagesto incluse la posizione
delle stelle più brillanti di ognuna delle 48 costellazioni allora esistenti, e che rimase sino a dopo il
Medioevo il punto di riferimento di tutta l'antichità. Il primo elenco stellare dell'era moderna si può
collocare invece agli inizi del 17° secolo, quando venne pubblicato postumo da Keplero, nel 1602,
un catalogo di 1005 stelle osservate da Tycho. Da allora diverse sono state le opere che si sono
succedute, che con l'ausilio di misure sempre più precise, hanno permesso di creare degli ulteriori
cataloghi stellari riportanti, oltre ai dati di posizione, anche moto proprio, parallasse, magnitudine
assoluta ed apparente e classe spettrale.
Prodromus Astronomiae - 1553 stelle elencate e pubblicate nel 1690 da J.Hevelius.
Historia Coelestis Britannica - 3310 stelle catalogate da J.Flamsteed, e successivamente
numerate progressivamente per costellazione dall'astronomo J.Lalande, nel 18° secolo, che
avrebbe così introdotto il sistema di nomenclatura stellare basato sui numeri.
Bonner Durchmusterung - pubblicato nel 19° secolo da F.Argelander, riporta oltre
450000 stelle, comprese fra il PNC ed i -23°, che vengono indicate con la sigla BD, seguita
dal grado di declinazione corrispondente e dal nr. d'ordine (BD +40°1000).
Henry Draper Catalogue - compilato dall'osservatorio di Harvard ai primi del '900, riporta
oltre 225000 stelle classificate secondo il tipo spettrale di appartenenza (HD più nr.
d'ordine);
General Catalogue - redatto nel 1936 da L.Boss, riporta 33000 stelle fino alla 7a
magnitudine (GC più nr d'ordine);
Catalogue of Bright Stars - pubblicato nel 1964 dallo Yale Observatory, elenca tutte le
stelle piu' brillanti fino alla 6a magnitudine.
SAO Catalogue - pubblicato nel 1966 dallo Smithsonian Astrophysical Observatory,
contiene 259000 stelle fino alla 9a magnitudine (SAO più nr. d'ordine).
Hipparcos - stilato sulla base dei risultati ottenuti dalla missione dell'omonimo satellite
dell'ESA, contiene dati di posizione di 120000 stelle e di 40000 fra variabili e doppie.
Tycho - dati derivanti dalla missione Hipparcos dell'ESA sulla posizione, magnitudine ed
indice di colore di oltre 1000000 di stelle.
Atlanti celesti
Per l'individuazione delle stelle, sono complementari ai cataloghi stellari, le diverse mappe celesti
stilate nel corso degli ultimi secoli, le più recenti delle quali permettono a tutt'oggi di rintracciare
con precisione, non solo le stelle piu' brillanti, ma anche quelle visibili solamente con strumenti
ottici. Inizialmente le prime raffigurazioni della sfera celeste consistevano in incisioni su globi di
marmo che riportavano tutte le costellazioni dell'antichità. Dall'epoca rinascimentale in poi si
adottarono invece carte piane, riportanti in scala le posizioni delle stelle, sino ad arrivare ai giorni
nostri con le dettagliate mappe fotografiche ottenute dai grandi telescopi degli osservatori
astronomici.
NOME
Achernar
Acrux
Albireo
Alcor
Alcyone
Alderamin
Aldebaran
Algenib
Algol
Alioth
Almach
Uranometria - pubblicato da Bayer nel 1603, comprende 48 carte celesti (una per ognuna
delle costellazioni allora esistenti) con tutte le stelle fino alla 6 a magnitudine che vennero
indicate con le lettere dell'alfabeto greco, in ordine decrescente di luminosità, a partire dalla
piu' brillante indicata con la prima lettera, Alfa.
Uranographia - pubblicato nel 1687 da Hevelius, era composto da 56 carte celesti.
Atlas Coelestis - 28 carte del cielo boreale redatte da Flamsteed e pubblicate nel 1729.
Bonner Durchmusterung - 65 carte celesti, redatte da F.Argelander nella seconda metà
del 19° secolo, che si rifanno all'omonimo catalogo stellare.
Uranometria Argentina - 14 carte del cielo australe pubblicate nel 1879, e comprendenti
quindi le stelle fino alla 7a magnitudine comprese fra -23° ed il PSC.
SAO Atlas - redatto dallo Smithsonian Astrophysical Observatory, consiste in 152 carte
celesti comprendenti tutte le stelle dell'omonimo catalogo.
Palomar Sky Survey - atlante fotografico redatto dall'osservatorio di Monte Palomar nel
1951, comprendente 1870 carte celesti riportanti tutte le stelle fino alla 21 a magnitudine e
comprese fra il PNC ed i -33° di declinazione.
ESO-SRC Sky Atlas - pubblicato dall'ESO (European Southern Observatory) negli anni
'70, è un atlante fotografico del cielo australe composto da 606 carte celesti che riportano
tutte le stelle fino alla 23a magnitudine che si trovano comprese fra i -17° di declinazione ed
il PSC.
COSTELLAZIONE
Eridano
Croce del Sud
Cigno
Orsa maggiore
Toro
Cefeo
Toro
Pegaso
Perseo
Orsa maggiore
Andromeda
BAYER/FLAMSTEED
Alfa Eridani
Alfa Crucis
Beta Cygni
80 Ursae Majoris
Eta Tauri
Alfa Cefei
Alfa Tauri
Gamma Pegasi
Beta Persei
Epsilon Uma
Gamma Andromeda
SAO
232481
251904
87301
28751
76199
19302
94027
91781
38592
28553
37734
A.R.
01h38m
12h26m
19h30m
13h25m
03h47m
21h18m
04h36m
00h13m
03h08m
12h54m
02h04m
DEC.
-57°14'
-63°26'
27°57'
54°59'
24°06'
62°35'
16°30'
15°11'
41°
56°
42°20'
MAGNIT.
0,4
1,3
3
4
2,8
2,4
0,8
2,8
2,1
1,7
2,2
Alnath
Alnilam
Alnitak
Alphard
Alphecca
Alpheratz
Altair
Antares
Arturo
Bellatrix
Betelgeuse
Canopo
Capella
Caph
Castore
CuorediCarlo
Deneb
Deneb Kaitos
Denebola
Diphda
Dubhe
Eltanin
Fomalhaut
Gemma
Hamal
Kochab
Markab
Menkalinan
Megrez
Menkar
Merak
Mimosa
Mira
Mirach
Mirfak
Mizar
Phecda
Polare
Polluce
Procione
Rasalgheti
Rasalhague
Regolo
Rigel
Scheat
Schedar
Sirio
Spica
Thuban
Toro
Orione
Orione
Hydra
Corona Boreale
Andromeda
Aquila
Scorpione
Bifolco
Orione
Orione
Carena
Auriga
Cassiopeia
Gemelli
Cani da caccia
Cigno
Balena
Leone
Balena
Orsa maggiore
Dragone
Pesce australe
Corona boreale
Ariete
Orsa minore
Pegaso
Auriga
Orsa maggiore
Balena
Orsa maggiore
Croce del Sud
Balena
Andromeda
Perseo
Orsa maggiore
Orsa maggiore
Orsa minore
Gemelli
Cane maggiore
Ercole
Ofiuco
Leone
Orione
Pegaso
Cassiopeia
Cane minore
Vergine
Drago
Beta Tauri
Epsilon Orionis
Zeta Orionis
Alfa Hydrae
Alfa Coronae bor.
Alfa Andromedae
Alfa Aquilae
Alfa Scorpii
Alfa Bootis
Gamma Orionis
Alfa Orionis
Alfa Carinae
Alfa Aurigae
Beta Cassiopeiae
Alfa Geminorum
Alfa Cvc
Alfa Cygni
Beta Ceti
Beta Leonis
Beta Ceti
Alfa Ursae majoris
Gamma Draconis
Alfa Psa
Alfa Coronae bor.
Alfa Arietis
Beta Ursae minoris
Alfa Pegasi
Beta Aurigae
Delta Uma
Alfa Ceti
Beta Ursae majoris
Beta Crucis
Omicron Ceti
Beta Andromedae
Alfa Perseo
Zeta Ursae majoris
Gamma Ursa majoris
Alfa Ursae minoris
Beta Geminorum
Alfa Canis majoris
Alfa Herculis
Alfa Ophiuchi
Alfa Leonis
Beta Orionis
Beta Pegasi
Alfa Cassiopeiae
Alfa Canis minoris
Alfa Virginis
Alfa Draconis
77168
132346
132444
136871
83893
73765
125122
184415
100944
112740
113271
234480
40186
21113
--63257
49941
147420
99809
147420
15384
30653
191524
83893
75151
8102
108378
40750
28315
110920
27876
240259
129825
54471
38787
28737
28179
308
79666
115756
102680
102932
98967
131907
90981
21609
151881
157923
16273
05h26m
05h36m
05h40m
09h27m
15h35m
00h08m
19h50m
16h30m
14h16m
05h25m
05h55m
06h24m
05h17m
00h09m
07h35m
12h56m
20h41m
00h43m
11h49m
00h44m
11h04m
17h57m
22h58m
15h34m
02h07m
14h51m
23h05m
05h06m
12h15m
03h02m
11h01m
12h48m
02h19m
01h10m
03h24m
13h24m
11h53m
02h31m
07h45m
07h39m
17h15m
17h35m
10h08m
05h14m
23h04m
00h40m
06h45m
13h25m
14h04m
28°36'
-01°12'
-01°57'
-08°39'
26°42'
29°05'
08°52'
-26°25'
19°11'
06°21'
07°24'
-52°41'
46°
59°09'
31°53'
38°19'
41°17'
-18°
14°34'
-18°
61°45'
51°29'
-29°37'
26°43'
23°28'
75°
15°12'
44°57'
57°02'
04°05'
56°23'
-59°41'
-02°58'
35°37'
49°52'
54°55'
54°
89°16'
28°01'
05°13'
14°23'
12°33'
11°55'
-08°11'
28°05'
56°33'
-16°43'
-11°09'
64°22'
1,6
1,7
2
2
2,2
2
0,7
0,9
-0,1
1,6
0,5
-0,7
0,08
2,2
2
3
1,2
2
2,1
2
1,7
2,2
1,1
2,2
2
2
2,5
1,9
3,3
2,5
2,3
1,2
3
2
1,7
2,2
2,4
2
1,1
0,3
3,5
2
1,3
0,1
2,4
2,2
-1,4
0,9
3,6
Vega
Lira
Alfa Lyrae
67174
18h37m
38°47'
0
Fonte: Home Planet 3.1 by J.WALKER
Galassie
Galassie
Le galassie sono un anello di miliardi di stelle che rimangono vicine grazie all'insieme della loro
forza gravitazionale. Lo stesso Sole fa parte della nostra galassia come le stelle che vediamo nel
cielo. Le galassie possono avere diverse forme, la nostra ha forma a spirale con bracci composti da
milioni di stelle, il diametro è di circa 100.000 anni luce, il nostro Sole è situato nella periferia della
galassia. La nostra galassia è di dimensioni medie, contiene circa cento miliardi di stelle. La zona
dove si trovano più stelle e che ci appare dalla Terra come un grande alone luminoso prende il nome
di "Via Lattea". Vicino alla costellazione del Sagittario c'è il centro virtuale della galassia, dove c'è
un altissima concentrazione di nubi e stelle. Il piano immaginario della via Lattea ha un inclinazione
di 62° rispetto all'equatore celeste. Dopo le zone periferiche c'è una zona dove possiamo trovare
numerosissimi (circa 100) amassi stellari con una forma sferica, chiamati amassi globulari, spesso
questi sono visibili con un semplice binocolo. Questi ammassi possono contenere da 100.000 stelle
al milione, ruotando su un punto gravitazionale unico. Dalla Terra gli ammassi più facilmente
visibili sono l'Omega Centauri e 47 Tucanae, visibili dall'emisfero australe, nell'emisfero boreale
M13 nella costellazione di Ercole. Altre osservazione spettacolare con telescopio sono le nubi di
Magellano, la piccola nube contiene circa 10 miliardi di stelle, la grande nube di Magellano
contiene circa 50 miliardi di stelle, entrambi si trovano al di fuori della nostra galassia. La nostra
galassia appartiene ad un gruppo di 30 galassie che prendono il nome di gruppo locale, la nostra è la
seconda in ordine di grandezza, seconda solo alla galassia di Andromeda, visibile in condizioni
particolarmente favorevoli ad occhio nudo. La galassia di Andromeda si pensa contenga circa il
doppio di stelle della nostra galassia, e ha un diametro maggiore di ¼ . Dista dalla nostra galassia
2.2 milioni di anni luce, ed ha una forma a spirale, quindi molto simile alla nostra. Le galassie si
distinguono principalmente in 3 tipi, le ellittiche, a spirale e a spirale barrate.
Le galassie sono un anello di miliardi di stelle che rimangono vicine grazie all'insieme della loro
forza gravitazionale. Lo stesso Sole fa parte della nostra galassia come le stelle che vediamo nel
cielo. Le galassie possono avere diverse forme, la nostra ha forma a spirale con bracci composti da
milioni di stelle, il diametro è di circa 100.000 anni luce, il nostro Sole è situato nella periferia della
galassia. La nostra galassia è di dimensioni medie, contiene circa cento miliardi di stelle. La zona
dove si trovano più stelle e che ci appare dalla Terra come un grande alone luminoso prende il nome
di "Via Lattea". Vicino alla costellazione del Sagittario c'è il centro virtuale della galassia, dove c'è
un altissima concentrazione di nubi e stelle. Il piano immaginario della via Lattea ha un inclinazione
di 62° rispetto all'equatore celeste. Dopo le zone periferiche c'è una zona dove possiamo trovare
numerosissimi (circa 100) amassi stellari con una forma sferica, chiamati amassi globulari, spesso
questi sono visibili con un semplice binocolo. Questi ammassi possono contenere da 100.000 stelle
al milione, ruotando su un punto gravitazionale unico. Dalla Terra gli ammassi più facilmente
visibili sono l'Omega Centauri e 47 Tucanae, visibili dall'emisfero australe, nell'emisfero boreale
M13 nella costellazione di Ercole. Altre osservazione spettacolare con telescopio sono le nubi di
Magellano, la piccola nube contiene circa 10 miliardi di stelle, la grande nube di Magellano
contiene circa 50 miliardi di stelle, entrambi si trovano al di fuori della nostra galassia. La nostra
galassia appartiene ad un gruppo di 30 galassie che prendono il nome di gruppo locale, la nostra è la
seconda in ordine di grandezza, seconda solo alla galassia di Andromeda, visibile in condizioni
particolarmente favorevoli ad occhio nudo. La galassia di Andromeda si pensa contenga circa il
doppio di stelle della nostra galassia, e ha un diametro maggiore di ¼ . Dista dalla nostra galassia
2.2 milioni di anni luce, ed ha una forma a spirale, quindi molto simile alla nostra. Le galassie si
distinguono principalmente in 3 tipi, le ellittiche, a spirale e a spirale barrate.
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 (miliardi di a.l.) le une dalle altre. A separarle solo immense quantità di pulviscolo
intergalattico e materiale interstellare estremamente rarefatto.
NGC 4414
Credit: Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)-NSSDC
Data la grandissima distanza che ci separa dalle piu' 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.
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 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 piu' 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.
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
piu' densa verso il centro.
Ammasso Abell 2218
Credits: W.Couch (University of New South Wales),
R. Ellis (Cambridge University), and NASA - NSSDC
Considerando l'alta densità che caratterizza i superammassi, può
capitare che avvengano scontri fra galassie, ma senza le
conseguenze che si potrebbero immaginare. Esse sono costituite infatti da zone estremamente
rarefatte, con il risultato che spesso si fondono fra loro creandone delle altre 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 con le antenne (NGC 4038/4039)
Credit: Brad Whitmore (STScI), and NASA - NSSDC
Oltre a quelle enunciate, esistono anche altre specie di galassie,
che emettendo energia in grandissima quantità sotto forma di
radiazioni, si meritano l'appellativo di galassie attive. Le cause di
tutto questo sono ancora sconosciute, forse un buco nero che
risiede nel nucleo galattico, ma è 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 piu' giovani di tutto l'universo.
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.
Galassia Via Lattea
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 e del Triangolo e le Nubi di Magellano.
Essa appartiene al gruppo delle galassie a spirali ed è composta da centinaia di miliardi di stelle,
polveri e gas interstellari. Ha la forma di un disco 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 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, ed ammassi globulari.
La prova della sua struttura 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 30000 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 altri
corpi galattici 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, 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, piu' velocemente quelli interni e piu' 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.
Nella mitologia greca la Via Lattea rappresentava del latte perso da
Era, mentre allattava Ercole, che versandosi si sparse nel cielo. L'eroe
greco infatti, era figlio di Zeus ed Alcmena, la quale, per paura di
ritorsioni da parte della consorte del re degli dei, abbandonò il
neonato subito dopo averlo dato alla luce. Zeus, che teneva molto al
figlio, fece in modo allora, con la complicità della dea Atena, che la
moglie stessa lo trovasse fra i campi, la quale inteneritasi, prese
immediatamente ad allattarlo rendendo il bambino immortale.
Esistono comunque anche altri miti, che immaginano la galassia come il percorso celeste che
portava al regno dei morti.
Oggetti galattici: nubi, nebulose, ammassi stellari . . .
Nella nostra galassia, oltre alle stelle, esistono pure altri 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:
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 migliaia di stelle spesso associate con nebulose
diffuse.
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.
Ammasso globulare M80
Credit: Hubble Heritage Team (AURA/ STScI/ NASA)
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 nebulosa del Granchio.
Nebulosa del Granchio
Credit: Jeff Hester and Paul Scowen
(Arizona State University) and NASA - NSSDC
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 a forma di globo o di anello, sino alla sua completa dispersione nello spazio, dopo di
che resterà al suo posto solo il nucleo stellare in via di esaurimento (nana bianca).
Nebulosa MyCn18
CREDITS: Raghvendra Sahai and John Trauger (JPL),
the WFPC2 science team and NASA - NSSDC
Nubi di materiale interstellare
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 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.
Nebulosa di Orione M42
Credit: C.R. O'Dell (Rice University) and NASA - NSSDC
Nubi molecolari
Immense strutture contenenti molecole e caratterizzate da più alte
temperature e densità delle nubi oscure.
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:
M 1 Nebulosa diff. del Granchio - Toro
M 2 Ammasso globulare - Acquario
M 3 Ammasso globulare - Cani da caccia
M 4 Ammasso globulare - Scorpione
M 5 Ammasso globulare - Serpente
M 6 Ammasso aperto Insetto - Scorpione
M 7 Ammasso aperto - Scorpione
M 8 Nebulosa diff. Laguna - Sagittario
M 9 Ammasso globulare - Ofiuco
M 10 Ammasso globulare - Ofiuco
M 11 Amm.glob. Anatra selvatica - Scudo
M 12 Ammasso globulare - Ofiuco
M 56 Ammasso globulare - Lira
M 57 Nebulosa planet. della Lira - Lira
M 58 Galassia a spirale - Vergine
M 59 Galassia ellittica - Vergine
M 60 Galassia ellittica - Vergine
M 61 Galassia a spirale - Vergine
M 62 Ammasso globulare - Ofiuco
M 63 Gal.spir. Girasole - Cani da caccia
M 64 Gal. sp. Occhio Nero - Chioma
M 65 Galassia a spirale - Leone
M 66 Galassia a spirale - Leone
M 67 Ammasso aperto - Cancro
M 13 Ammasso glob. di Ercole - Ercole
M 14 Ammasso globulare - Ofiuco
M 15 Ammasso globulare - Pegaso
M 16 Nebulosa diffusa Aquila - Serpente
M 17 Nebulosa diff. Omega - Sagittario
M 18 Ammasso aperto - Sagittario
M 19 Ammasso globulare - Ofiuco
M 20 Nebulosa dif. Trifida - Sagittario
M 21 Ammasso aperto - Sagittario
M 22 Ammasso globulare - Sagittario
M 23 Ammasso aperto - Sagittario
M 24 Ammasso aperto - Sagittario
M 25 Ammasso aperto - Sagittario
M 26 Ammasso aperto - Scudo
M 27 Nebulosa plan. Manubrio - Volpetta
M 28 Ammasso globulare - Sagittario
M 29 Ammasso aperto - Cigno
M 30 Ammasso globulare - Capricorno
M 31 Gal.spir. di Andromeda - Andromeda
M 32 Galassia ellittica - Andromeda
M 33 Gal.spirale Triangolo - Triangolo
M 34 Ammasso aperto - Perseo
M 35 Ammasso aperto - Gemelli
M 36 Ammasso aperto - Auriga
M 37 Ammasso aperto - Auriga
M 38 Ammasso aperto - Auriga
M 39 Ammasso aperto - Cigno
M 40 Errore - Stella doppia
M 41 Ammasso aperto - Cane maggiore
M 42 Nebulosa diff. di Orione - Orione
M 43 Nebulosa diffusa - Orione
M 44 Amm. aperto del Presepe - Cancro
M 45 Amm. aperto delle Pleiadi - Toro
M 46 Ammasso aperto - Poppa
M 47 Ammasso aperto - Poppa
M 48 Ammasso globulare - Hydra
M 49 Galassia ellittica - Vergine
M 50 Ammasso aperto - Unicorno
M 51 Gal.spirale Vortice - Cani
M 52 Ammasso aperto - Cassiopeia
M 53 Amm. globulare - Chioma
M 54 Ammasso globulare - Sagittario
M 55 Ammasso globulare - Sagittario
M 68 Ammasso globulare - Hydra
M 69 Ammasso globulare - Sagittario
M 70 Ammasso globulare - Sagittario
M 71 Ammasso aperto - Freccia
M 72 Ammasso globulare - Acquario
M 73 Ammasso aperto - Acquario
M 74 Galassia a spirale - Pesci
M 75 Ammasso globulare - Sagittario
M 76 Piccola Nebulosa Manubrio - Perseo
M 77 Galassia a spirale - Balena
M 78 Nebulosa diffusa - Orione
M 79 Ammasso aperto - Lepre
M 80 Ammasso globulare - Scorpione
M 81 Galassia a spirale - Orsa maggiore
M 82 Galassia irreg. - Orsa maggiore
M 83 Galassia a spirale - Hydra
M 84 Galassia a spirale - Vergine
M 85 Galassia ellitt. - Chioma
M 86 Galassia ellittica - Vergine
M 87 Galassia ellittica - Vergine
M 88 Galassia a spir. - Chioma
M 89 Galassia ellittica - Vergine
M 90 Galassia a spirale - Vergine
M 91 Galassia a sp. barrata - Chioma
M 92 Ammasso globulare - Ercole
M 93 Ammasso aperto - Poppa
M 94 Gal. a spirale - Cani da caccia
M 95 Galassia a spirale - Leone
M 96 Galassia a spirale - Leone
M 97 Neb. plan. Gufo - Orsa maggiore
M 98 Gal. a spirale - Chioma
M 99 Galassia a spirale - Chioma
M 100 Galassia a spirale - Chioma
M 101 Gal. a spirale - Orsa maggiore
M 102 Errore - Doppione di M 101
M 103 Ammasso aperto - Cassiopeia
M 104 Gal. a spirale Sombrero - Vergine
M 105 Galassia ellittica - Leone
M 106 Gal. a spirale - Cani da caccia
M 107 Ammasso globulare - Ofiuco
M 108 Gal. a spirale - Orsa maggiore
M 109 Galassia a spirale barrata - Orsa mag.
M 110 Galassia ellittica - Andromeda
Successivamente sono stati compilati altri cataloghi fra i quali:
il General Catalogue, compilato da J.Herschel nel 1864 e contenente 5079 oggetti (GC più
numero d'ordine);
ed il New General Catalogue, che elenca 7480 oggetti e che venne pubblicato nel 1888 da
L.F.Dreyer, il quale aggiunse due supplementi, l'Index Catalogue I e II, per ulteriori 5386
oggetti (NGC od IC più numero d'ordine).
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.
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).
composizione di foto NASA - SSDC
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.
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 piu' 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=HxD
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.
Dunque un'universo in espansione che va sempre piu' mutando le proprie proprietà fisiche,
divenendo meno denso e piu' 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:
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.
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 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...
Passati alcuni secondi, mentre la densità andava sempre piu' 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.
Dopo alcune centinaia di migliaia di anni, l'universo era divenuto ancora meno denso e più freddo,
avveniva la "ricombinazione", i protoni e gli elettroni si combinavano 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 miliardo
di anni dopo, alle protogalassie, che una volta che si
saranno evolute in galassie formeranno le stelle e tutti gli
altri corpi celesti.
Eclissi di Sole e di Luna
Le eclissi sono il parziale o totale occultamento di un corpo celeste da parte di un altro. Dette anche
occultazioni, quando riguardano i due astri maggiori vengono chiamate eclisse solare od eclisse
lunare.
Il fenomeno in se stesso avviene perchè la Luna durante il suo moto orbitale attorno alla Terra,
assume delle posizioni che la vedono ora in opposizione
(L-T-S) ed ora in congiunzione (T-L-S). Così nel primo
caso essa sarà dalla parte opposta al Sole, con il nostro
pianeta in mezzo e nella fase di Luna Piena (LP), mentre
nel secondo caso si troverà nella sua stessa direzione, e
dunque fra esso e la Terra, nella fase di Luna Nuova (LN).
Essendo però dei corpi rigidi, e dotati dunque di una certa massa, essi creeranno dei coni d'ombra e
di penombra che si proietteranno nello spazio. Accadrà allora che il globo terrestre, proiettando dei
coni d'ombra e di penombra, impedirà a quello lunare di essere illuminato dai raggi solari.
Viceversa quando è la Luna a stare in mezzo, e dunque a generare un cono d'ombra ed uno di
penombra, sarà la volta di una parte della superficie terrestre a non essere illuminata dalla luce
solare.
L'orbita lunare e quella terrestre (eclittica) non stanno
comunque sullo stesso piano, la prima ha infatti
un'inclinazione di circa 5° rispetto alla seconda. Da tutto
ciò deriva allora che i 2 piani orbitali si intersecheranno in
due punti, i nodi lunari, dove i tre corpi possono essere
dunque allineati provocando le eclissi. Se così non fosse ad ogni LN avremmo un'eclisse di Sole,
così come ad ogni LP ne avremmo una di Luna.
Alcuni parametri caratterizzano inoltre ognuno di questi
eventi, e sono:
grandezza - la percentuale del disco interessata dal
fenomeno;
fase massima o centralità - l'istante in cui i punti
centrali sono alla minima distanza fra loro.
Inoltre, un'eclisse viene definita centrale quando i centri del disco solare e di quello lunare, o di
quest'ultimo e del cono d'ombra generato dal nostro pianeta, sono perfettamente allineati.
Infine c'è da sottolineare il numero massimo di questi fenomeni per ogni anno, che è uguale a 7: 5
solari e 2 lunari o 4 solari e 3 lunari, o minimo 2, tutte solari.
Ciclo di saros
Una caratteristica delle eclissi è la loro periodicità, ovvero il loro ripetersi con la stessa sequenza
dopo un periodo che venne chiamato ciclo di saros e che fù scoperto dagli antichi astronomi
babilonesi. Infatti, dipendendo dalle relative posizioni della Terra e della Luna, e visto che i loro
moti sono pressocchè regolari, e partendo dal fatto che perchè si verifichi un'eclissi il nostro
satellite deve essere in fase di LN o di LP, e quindi in prossimità di una delle due intersezioni
dell'orbita lunare con il piano dell'orbita terrestre, i nodi, si hanno dei periodi denominati:
mese draconico - l'intervallo di tempo fra 2 successivi passaggi della Luna allo stesso nodo
che è uguale a 27,2 giorni;
mese sinodico - il periodo compreso fra 2 fasi uguali che corrisponde invece a 29,5 giorni;
mese anomalistico - l'arco di tempo impiegato dal nostro satellite a raggiungere per 2 volte
consecutive il perigeo, che ammonta a 27,5 giorni.
Affinchè dunque tutto si ripeta alla stessa maniera è necessario che questi tre periodi siano fra loro
sincronizzati e contenuti in un ciclo multiplo di giorni. Si ha allora che 242 mesi draconici sono pari
a 223 sinodici e a 239 anomalistici che corrispondono a circa 6585,3 giorni. Perciò dopo tale
periodo di tempo, 18 anni, 10 giorni e 8 ore (o 18 anni, 11 giorni e 8 ore, a seconda che vi siano
inclusi 4 o 5 anni bisestili) tutto si ripeterà alle medesime condizioni con la Luna alle stesse
posizioni rispetto al Sole, ai nodi ed alla Terra.
Considerando inoltre la frazione di giorno, le 8 ore, l'evento si verificherà alla stessa ora, ma a 120°
di longitudine Ovest rispetto alla località precedente. Ragion per cui dopo 3 cicli completi, ossia
dopo 54,1 anni, corrisponderanno sia la data che la località.
Eclisse solare
Relativamente al Sole il fenomeno delle eclissi si verifica quando il nostro satellite, trovandosi in
fase di LN, viene a trovarsi lungo la direzione T-L-S ed in prossimità di quel punto chiamato nodo.
In questo caso allora, una parte del globo terrestre rimarrà oscurata attraversando il cono d'ombra
generato dalla Luna, mentre dalla superficie terrestre questa ci apparirà transitare davanti al disco
solare occultandolo completamente e creando quelle fasi che descrivono ogni eclisse totale:
1° contatto - i bordi esterni dei due corpi si toccano dando inizio al fenomeno;
2° contatto - il disco lunare tocca il bordo interno di quello solare;
totalità - l'evento raggiunge il suo culmine con il disco lunare che occulta completamente
quello solare rendendo possibile l'osservazione della corona e delle protuberanze solari;
3° contatto - inizia la parte finale del fenomeno con il disco lunare che tocca nuovamente
quello solare;
4° contatto - il nostro satellite, toccando per l'ultima volta il bordo esterno del disco solare,
completa il suo transito davanti al Sole.
Vi sono comunque dei casi in cui il disco lunare può
ostruire quello solare anche solo parzialmente, ed in tal
caso avremo perciò una eclisse parziale. Considerando
inoltre che le dimensioni apparenti del globo lunare
variano a causa dell'eccentricità dell'orbita lunare, che
porta il nostro satellite a distanze variabili dalla Terra di
405000 km all'apogeo, il punto piu' lontano, e di 363000 km al perigeo, il punto piu' vicino, se ne
verificheranno degli altri in cui esso apparirà piu' piccolo rispetto a quello solare creando così
l'eclisse anulare.
Dalla superficie terrestre allora, nelle zone sottoposte al cono d'ombra si osserverà una eclisse
totale, mentre in quelle toccate dalla penombra una eclisse parziale. Naturalmente laddove il cono
d'ombra generato dal corpo lunare non tocchi la superficie terrestre, come dicevamo a causa della
distanza, vi sarà una eclisse anulare.
L'evento, per l'effetto combinato
della rotazione terrestre e del moto
lunare, è di breve durata, circa 7
minuti, visto che l'ombra proiettata
dalla Luna sulla Terra si sposta da
Ovest verso Est con una velocità
media di circa 5000 km/h. Esso sarà
inoltre visibile solo da una ristretta
fascia, la zona di totalità, larga al massimo 270 chilometri. Inoltre, durante il suo verificarsi, è
possibile notare, oltre alle già citate corona e protuberanze, anche quel particolare effetto ottico
creato dalla luce solare mentre attraversa le alture lunari, i grani di Baily.
Calendario delle prossime eclissi solari
DATA
> 31 Maggio 2003
> 23 Novembre 2003
> 19 Aprile 2004
> 14 Ottobre 2004
> 08 Aprile 2005
> 03 Ottobre 2005
> 29 Marzo 2006
> 22 Settembre 2006
> 19 Marzo 2007
> 11 Settembre 2007
> 07 Febbraio 2008
> 01 Agosto 2008
> 26 Gennaio 2009
> 22 Luglio 2009
> 15 Gennaio 2010
> 11 Luglio 2010
TIPO
anulare
totale
parziale
parziale
totale
anulare
totale
anulare
parziale
parziale
anulare
totale
anulare
totale
anulare
totale
ZONA DI VISIBILITA'
Nord America, Asia, Europa
Sud America, Antartide, Australia
Africa, Antartide
Asia
Nord e Sud America, Pacifico
Asia, Africa, Europa
Africa, Asia, Europa
Sud America, Africa, Antartide
Asia
Antartide, Sud America
Antartide, Oceania
Europa, Asia, Nord America
Antartide, Sud Africa, Australia
Asia, Pacifico
Africa, Asia
Sud America
Eclisse lunare
Una eclisse lunare si verifica quando la Luna, in opposizione, e perciò in fase di LP, attraversa il
cono d'ombra generato dal globo terrestre e si trova in prossimità dei nodi. Può essere di tre tipi:
di penombra - se attraversa il cono di penombra;
parziale - se è interessata dal fenomeno, ovvero è immersa nel cono d'ombra solo
parzialmente;
totale - quando è totalmente immersa nel cono d'ombra.
Giacchè il nostro pianeta proietta anche un cono di penombra, il disco lunare può essere oscurato
solo lievemente, rimanendo comunque visibile, essendo illuminato dalla luce solare deviata
dall'atmosfera terrestre, che le
conferisce un colore rossastro.
Analogamente all'eclissi solari, le
fasi che caratterizzano il
fenomeno, nella versione totale,
sono:
1° contatto - il bordo del
disco lunare e quello del cono d'ombra si toccano dando inizio all'evento;
2° contatto - inizia l'immersione nel cono d'ombra;
totalità - il centro del disco lunare e quello del cono d'ombra sono alla minima distanza
angolare;
3° contatto - inizia l'emersione dal cono d'ombra;
4° contatto - la Luna esce dal cono d'ombra generato dalla Terra decretando la fine
dell'evento.
Da notare anche che tutte le eclissi di Luna totali, prima e dopo la fase massima, sono sempre
precedute da una fase di penombra e da una parziale, e seguite da una parziale ed una di penombra.
A differenza di quella solare, l'eclissi lunare è visibile da tutto l'emisfero dove il nostro satellite
appare sopra l'orizzonte ed in un anno se ne possono osservare in genere due, anche se vi sono dei
casi in cui si può arrivare a tre. La durata massima di ogni singolo fenomeno è di circa 2 ore.
Calendario delle prossime eclissi lunari
DATA
> 16 Maggio 2003
> 09 Novembre 2003
> 04 Maggio 2004
> 28 Ottobre 2004
> 24 Aprile 2005
> 17 Ottobre 2005
> 14 Marzo 2006
> 07 Settembre 2006
> 03 Marzo 2007
> 28 Agosto 2007
> 21 Febbraio 2008
> 16 Agosto 2008
> 09 Febbraio 2009
> 07 Luglio 2009
> 06 Agosto 2009
> 31 Dicembre 2009
> 26 Giugno 2010
> 21 Dicembre 2010
TIPO
totale
totale
totale
totale
penombra
parziale
penombra
parziale
totale
totale
totale
parziale
penombra
penombra
penombra
parziale
parziale
totale
ZONA DI VISIBILITA'
Africa, America, Europa, Pacifico
Asia, Africa, America, Europa
Africa, Sud America, Australia, Europa
Africa, America, Asia, Europa
Asia, Australia, America, Pacifico
Asia, Australia, Pacifico, Nord America
America, Africa, Asia, Europa
Asia, Africa, Australia, Europa
Africa, America, Asia, Europa
Asia, America, Pacifico
Africa, America, Europa, Pacifico
Africa, Asia, Europa, Sud America
Asia, Australia, Europa, Pacifico
America, Pacifico, Oceania
Africa, America, Asia, Europa
Africa, Asia, Europa
Asia, Australia, Pacifico
America, Europa, Pacifico
Occultazioni
Le occultazioni ricorrono quando un corpo celeste passa davanti ad un altro di diverse dimensioni
apparenti, frapponendosi così fra questo e l'osservatore, ed oscurandone in tal modo la visuale.
Invece, nel caso particolare in cui il corpo occultante sia di dimensioni minori di quello occultato, si
parlerà molto piu' semplicemente di transito.
Le piu' rilevanti sono le occultazioni lunari che vedono il nostro satellite
naturale interporsi fra noi e stelle, pianeti, asteroidi ed altri oggetti, causandone
quindi la temporanea scomparsa. Ma accade anche che questi corpi siano a loro
volta protagonisti attivi di tali eventi occultandosi reciprocamente, come ad
esempio succede fra i satelliti di Giove ed il pianeta o piu' raramente fra asteroidi
e pianeti stessi o fra questi e le stelle.
L'evento sebbene sia molto semplice, un corpo celeste che passa davanti ad un altro impedendone la
visuale, presenta degli aspetti molto interessanti per l'osservazione astronomica. Infatti grazie ad
esso è stato possibile in passato scoprire gli anelli di Urano, misurare il grado di separazione di
alcune stelle doppie, determinare se un pianeta fosse o meno dotato di atmosfera. Nel 18° secolo ad
esempio l'astronomo danese O. Romer, osservando l'immersione e l'emersione dei satelliti gioviani
da dietro il disco del pianeta Giove, notò che i tempi variavano a seconda della distanza dalla Terra
e che ciò era dovuto alla velocità della luce di cui ne riuscì a quantificare il valore.
Piu' comune è dunque l'occultazione lunare di stelle e pianeti, considerando anche che essi
presentano a volte un elevato grado di magnitudine, che rendono il fenomeno visibile persino ad
occhio nudo.
Inoltre tutti i corpi celesti, sebbene sottoposti alla rotazione della sfera celeste che appare trascinarli
in maniera sincrona, sono in effetti dotati di un "moto proprio", che è tanto piu' rapido quanto è
minore la loro distanza dalla Terra. La Luna allora, essendo quello piu' vicino al nostro pianeta,
sembrerà andare incontro ad ogni altro oggetto che avvicinandosi piano piano entrerà prima in
contatto con il bordo del disco lunare, per poi scomparire dietro ad esso e riapparire dopo un certo
periodo di tempo dal lato opposto. Quando invece il passaggio avviene radente, è possibile
addirittura assistere con gli strumenti ottici ad una serie di sparizioni ed apparizioni del corpo
occultato dietro le alture lunari.
Naturalmente nei casi di Luna crescente l'oggetto si immergerà dal lato oscuro per riapparire da
quello illuminato, viceversa con Luna calante le parti si invertiranno. Da tutto questo si evidenziano
due fasi principali:
immersione - corrispondente all'istante in cui il corpo occultato scompare dietro quello
occultante;
emersione - l'istante del suo successivo riapparire.
Tuttavia l'osservazione di ognuno di questi momenti è condizionata
dall'illuminazione del bordo lunare, che li rende piu' difficilmente visibili di
quando esso sia buio, mentre la loro durata dipende dalle dimensioni
apparenti dell'oggetto occultato, ammontando anche a diverse decine di
secondi nei casi in cui pianeti come Giove e Saturno siano all'opposizione.
L'intervallo di tempo compreso fra essi, e perciò la durata complessiva dell'evento, in media 1 ora,
dipende invece dal moto proprio del corpo celeste, dalla velocità della Luna, che com'è noto varia
fra un massimo (al perigeo, il punto dell'orbita piu' vicino alla Terra) ed un minimo (all'apogeo, il
punto piu' lontano), e dalla posizione del contatto raggiungendo quindi un valore piu' alto in
occasione di una occultazione centrale, ovvero per un passaggio al centro del disco.
Sono da considerare anche due parametri:
l'angolo di posizione (AP) - ovvero la distanza angolare fra il punto
piu' a Nord del disco lunare e quello di contatto fra i due corpi;
l'angolo di cuspide (AC) - che invece riguarda la distanza fra il
punto di contatto e l'estremità del terminatore piu' vicina ad esso.
Un altra caratteristica di questo evento è il suo verificarsi in serie, ossia il
ripetersi dell'occultazione lunare dello stesso corpo a distanza di qualche
mese. Il pianeta Saturno è stato ad esempio protagonista di una serie
compresa il 2001 ed il 2002, con due episodi visibili anche dall'Italia in Novembre e Dicembre
2001.
Tutto ciò è una diretta conseguenza del fatto che l'orbita lunare, inclinata di circa 5° rispetto
all'eclittica, interseca quest'ultima in 2 punti detti nodi che sono uniti da una retta immaginaria
chiamata "linea dei nodi". Questa a sua volta regredisce ogni anno di 19° sul piano eclittico per il
fenomeno della "retrogradazione dei nodi", compiendo quindi una rivoluzione completa in 18,6
anni. In tal modo anche l'orbita lunare si sposterà rispetto allo sfondo celeste occultando per due
serie di volte lo stesso settore: una prima volta in fase ascendente, ed una seconda volta in fase
discendente dopo 9,3 anni.
Essendo però la zona di visibilità legata alla posizione della Luna, o meglio alla proiezione di
questa sulla superficie terrestre, la serie delle occultazioni sarà inizialmente visibile dall'emisfero
australe verso quello boreale e dopo 9,3 anni in senso inverso.
Allo stesso modo ogni singolo evento è osservabile in maniera diversa a seconda della posizione
dell'osservatore, che potrà
assistere ad una congiunzione, ad
una occultazione radente od al
fenomeno vero e proprio se la
località d'osservazione è esterna,
tangente o interna alla proiezione
del disco lunare.
Sistemi e pianeti extrasolari
Le recenti scoperte di numerosi sistemi extrasolari hanno confermato che l'esistenza di pianeti
attorno alle stelle, non è una peculiarità del nostro Sole, bensì un fenomeno diffuso in tutta la
galassia. Tutti i pianeti extrasolari sinora scoperti, sono dei giganti gassosi, simili a Giove e
Saturno, e quindi inadatti a supportare la vita come la conosciamo noi, ma l'esistenza di mondi
extraterrestri, con forme di vita e civiltà simili alle nostre, è molto più probabile di quanto si possa
pensare. Questi, ed altri sistemi planetari infatti, potrebbero comprendere corpi di tipo terrestre, che
potranno essere identificati in futuro, con l'uso di
ulteriori e più sofisticati strumenti d'osservazione.
I primi risultati ottenuti dagli studiosi in questo
campo d'indagine sono giunti nel 1980, quando,
attorno alla stella BETA PICTORIS, è stato
osservato un disco di gas e polvere (disco di
accrescimento), dove probabilmente risiede un
giovane sistema planetario in via di formazione, che
quindi risulta conforme all'attuale modello di origine del sistema solare. Secondo questa teoria
infatti, i pianeti si formano a partire da nubi di gas e polvere, che sono i residui della stessa materia
interstellare che ha dato vita alla stella attorno a cui orbitano, e che per condensazione ed
aggregazione gravitazionale, daranno poi vita ai cosiddetti planetesimi, e quindi ai pianeti.
La prima vera scoperta di un pianeta extrasolare è avvenuta invece nel 1995, quando è stata
annunciata l'individuazione di un corpo orbitante attorno alla stella 51 Pegasi, la cui massa
ammonterebbe a circa 0,5-2 volte quella di Giove.
In seguito la ricerca di nuovi pianeti extrasolari ha avuto
un'impennata, portando il numero totale di quelli sinora
osservati ad oltre 100, anche se solo alcuni di essi fanno
parte di sistemi simili al nostro, essendo quasi tutti dei
giganti gassosi che orbitano molto vicino alle loro stelle.
Tutti questi corpi non sono stati individuati attraverso
l'osservazione diretta al telescopio, cosa quasi impossibile
considerata la distanza e la luminosità della stella, ma
tramite l'influenza da essi esercitata sulle stelle attorno alle
quali orbitano, e quindi su metodi indiretti
d'investigazione, che permettono comunque di calcolare orbita e massa di eventuali pianeti:
Effetto Doppler - Analizzando lo spettro della luce stellare, si possono rilevare delle piccole
oscillazioni della stella, che orbitando assieme al pianeta attorno al comune centro di massa,
si allontana e si avvicina alla Terra, provocando uno spostamento delle righe spettrali
rispettivamente verso il rosso o verso il blu.
Misure astrometriche - Misurando quei piccoli spostamenti angolari della stella rispetto
allo sfondo celeste, che sono causati dalla sua rivoluzione attorno al comune centro di
massa.
Transito - Rilevando le periodiche variazioni di luminosità causati dal passaggio del pianeta
davanti alla stella.
Osservazione diretta - Sfruttando la capacità di future tecnologie che permetteranno di
rilevare direttamente eventuali corpi planetari orbitanti attorno alle stelle, attraverso tecniche
interferometriche (soppressione della luce stellare e conseguente rafforzamento di quella del
pianeta) e coronografiche
(creazione di eclissi artificiali).
Per individuare pianeti e sistemi
extrasolari, i maggiori enti spaziali stanno
programmando per i prossimi 15 anni, una
serie di progetti, che unitamente a future
missioni spaziali, si avvarrano di strumenti
e tecniche sempre più perfezionate:
Keck Interferometer - Sfruttando i due più grandi telescopi del mondo (Keck - Mauna
Kea/Hawaii), ed usando le tecniche interferometriche, sarà possibile studiare le nubi di gas e
polvere che circondano le stelle, dove nuovi pianeti si formano, ed ottenere le loro prime
immagini.
Kepler - Un nuovo telescopio spaziale, che sarà lanciato dalla NASA nel 2007, e che si
avvarrà di uno speciale specchio di un metro di diametro, per rilevare quelle minime
variazioni della luminosità di una stella dovute al transito di un pianeta.
Large Binocular Telescope Interferometer - Con l'impiego del telescopio di Mt.Graham
in Arizona, collegato ad un interferometro ad infrarossi, sarà possibile intercettare oggetti 10
volte più deboli di quelli finora inquadrati dall'HST.
Space Interferometry Mission - Programmata per il 2009, permetterà la misura delle
distanze e delle posizioni stellari con una precisione centinaia di volte maggiore quella degli
strumenti attuali, e quindi la possibilità di intercettare pianeti di tipo terrestre.
Terrestrial Planet Finder - La ricerca di pianeti simili alla Terra è uno degli obiettivi di
questa missione che, tramite una capacità visiva 100 volte maggiore quella dell'HST,
ottenibile con una serie di telescopi collegati in formazione spaziale, punterà ad analizzare la
composizione chimica, ed i parametri fisici, di eventuali corpi planetari extrasolari capaci di
supportare la vita. Indici di risoluzione saranno allora la presenza di un'atmosfera, di una
temperatura e di dimensioni simili alla Terra, oltre alla distanza dalla stella, non troppo
vicino, nè troppo lontano, la cosiddetta "zona abitabile", ossia una collocazione che
permetta all'acqua di esistere allo stato liquido sulla superficie.
Mitologia ed astronomia
Una parte importante occupano nell'astronomia quei miti e quelle leggende, frutto della fantasia,
con cui spesso gli antichi spiegavano i fenomeni astronomici e naturali, quasi a volerne dominare le
cause e gli effetti. Essi, non essendo il mito intrinsecamente legato allo studio del cielo, erano frutto
dell'approccio con il mondo esterno ed i suoi pericoli. Così apparivano in cielo eroi e dei, che in un
modo o nell'altro accompagnavano la quotidianità dell'uomo antico.
I primi furono i babilonesi che sulla base dell'osservazione celeste trassero dei segni per
l'interpretazione dell'avvenire, poi fù la volta degli egizi. Ognuno con le proprie divinità ed i propri
eroi, ai quali si trovava comunque un posto ed un ruolo nel firmamento.
Importando i loro studi astronomici, i greci adattarono alla propria cultura mitologica le conoscenze
dei loro predecessori, e stilarono così i primi cataloghi stellari adeguando i nomi dei corpi celesti
alle loro tradizioni. Nacquero allora tutta una serie di costellazioni, pianeti e altri corpi celesti,
ognuno dei quali impersonava i personaggi cari all'immaginario collettivo degli antichi. Tutto ciò
rende particolarmente suggestiva la volta celeste facendola diventare un palcoscenico in cui si
esibiscono eroi e divinità, protagonisti principali di leggende lontane nel tempo.
Non tutte le costellazioni però hanno un'origine che è legata alla mitologia antica, infatti la gran
parte di quelle circumpolari meridionali sono di provenienza molto piu' recente, essendo il cielo
meridionale precluso alle civiltà del mediterraneo per via della latitudine. Furono introdotte infatti
dagli astronomi dal 1500 in poi, dopo che l'esplorazione dell'emisfero australe aveva mostrato
quella parte di cielo rimasta sino ad allora nascosta.
Ecco allora una breve descrizione di quelle che piu' comunemente sono state le origini mitologiche
delle costellazioni e degli altri corpi celesti conosciuti nell'antichità, ovvero i pianeti, il Sole, la
Luna e la Via Lattea:
COSTELLAZIONI
ARIETE Gli egizi vedevano in esso il dio solare Ra. Nel mito greco invece rappresentava
l'animale a cui il dio Ermes affidò i due figli del re di Tessaglia, Elle e Frisso, affinchè
fossero condotti nella Colchide, lontano dalla malvagità della loro matrigna. Durante il
viaggio Elle cadde sulla Terra in quella zona che viene oggi denominata Ellesponto (lo
stretto dei Dardanelli). Frisso invece, una volta giunto a destinazione, sacrificò l'ariete agli
dei conservandone poi la pelle (il vello d'oro) fino a che non fu' conquistata da Giasone.
TORO Contiene gli ammassi delle Iadi e delle Pleiadi rispettivamente le ninfe che
allevarono il dio Dioniso e le sette figlie di Atlante. In antichità per i greci raffigurava: uno
dei tanti travestimenti con cui Zeus aveva conquistato Europa, la giovane Io, tramutata in
toro sempre dal re degli dei affinchè la sua consorte Era non ne scoprisse la relazione con la
fanciulla, od il minotauro del mito di Teseo e Arianna. Per gli egizi era invece il bue sacro
Apis mentre gli arabi vedevano nella stella Aldebaran l'occhio del toro.
GEMELLI Impersonano secondo i greci i gemelli Castore e Polluce figli di Zeus, detti
Dioscuri, nati da una relazione adulterina del dio con la regina di Sparta, Leda. Erano anche
i fratelli della famosa Elena di Troia. Danno il nome alle due stelle principali della
costellazione e furono molto amati a Roma tanto che i romani eressero un tempio in loro
onore e li assimilarono ai leggendari fondatori della città Romolo e Remo.
CANCRO e CAPRICORNO In esse cadevano nell'antichità i solstizi e per questo ancora
oggi i Tropici portano i loro nomi. Simboleggiavano, il Cancro, il percorso a ritroso del Sole
che dopo aver raggiunto l'altezza maggiore rallenta ed inverte il suo cammino, mentre il
Capricorno raffigurava la rinascita del ciclo solare. Per i greci quest'ultimo era anche la
capra Amaltea che allattò Zeus da bambino oppure il dio Pan dalle sembianze di capra.
LEONE Impersonava per gli egiziani il dio sole Ra od Osiride, mentre per i greci era il
leone ucciso da Ercole. Contiene la stella Regolo che Tolomeo battezzò così, ossia "piccolo
re".
VERGINE Il mito della Gran Madre raffigurante Demetra per i greci e Cerere per i romani.
Dea della fecondazione tiene in mano il simbolo della vita, la stella Spica, ossia il grano. Per
gli egizi era la dea Iside.
BILANCIA Unico segno dello zodiaco che non raffigura un animale. Probabilmente fu
creata durante la dominazione romana in Egitto in onore di Giulio Cesare e rappresenta il
simbolo dell'equità visto che uno degli equinozi, quello d'autunno, anticamente cadeva in
questa costellazione e come sappiamo in quel periodo la durata del giorno è uguale a quella
della notte.
SCORPIONE Nel mito egizio rappresentava lo scorpione che punse il figlio del dio
Osiride, Horus, mentre i greci lo immaginavano come l'animale che Era inviò contro Orione
per punirlo della sua vanità.
SAGITTARIO Mezzo uomo e mezzo cavallo era un essere immortale che eccelleva nelle
arti, tanto che insegnò ad Esculapio, figlio del dio Apollo, quella della medicina. Fu' anche il
tutore di Achille, l'eroe di Troia, oltre che di Giasone e di Ercole. Proprio quest'ultimo ne
decretò la morte ferendolo per errore con una freccia durante lo scontro con l'Hydra.
Chirone, gravemente ferito, supplicò allora Zeus affinchè lo liberasse dalle sofferenze
togliendogli il dono dell'immortalità. Il dio accolse le sue richieste portandolo poi
eternamente in cielo a ricordo della sua saggezza.
ACQUARIO Rappresenta Ganimede il giovane rapito da Zeus e che somministrava le
bevande agli dei. Altre leggende lo immaginano come Zeus stesso che versa l'acqua vitale
sulla Terra, dai cui rivoli nascerà il fiume celeste Eridano.
PESCI Incarna i due pesci che salvarono la dea Afrodite dall'annegamento, la quale per
premiarli li pose in cielo a ricordo della loro impresa.
ORSA MAGGIORE I greci la identificarono in Callisto, tramutata in orsa da Era perchè
gelosa di Zeus che si era innamorato di lei. Il dio la riparò in cielo per salvarla dal figlio
Arcade che, durante una battuta di caccia, erroneamente la stava uccidendo sconoscendone
la vera identità. Il nome probabilmente deriva dal greco arctos che significa orso, con il
quale i greci indicavano le regioni settentrionali, e da cui deriva il nostro artico. Per gli egizi
invece era il dio Seth.
ORSA MINORE Per gli Egizi fu il cane del dio Seth, usato dai Fenici che essendo grandi
navigatori si orientavano con la punta della sua coda la quale indica il Nord.
TRIANGOLO Piccola costellazione che secondo gli egiziani raffigurava il delta del Nilo
od anche il sacro occhio di Horus, figlio di Osiride ed Iside, strappatogli dal dio del male
Seth.
ERIDANO Fiume celeste che nella mitologia dei greci portava al mare Oceano. Per gli
egiziani era sicuramente la raffigurazione del Nilo.
ORIONE Probabilmente nell'Egitto antico rappresentava il dio Osiride mentre i greci
vedevano in questa costellazione il cacciatore omonimo intento in una battuta di caccia alla
Lepre. Questa è infatti raffigurata nell'adiacente costellazione così come i cani di Orione che
lo seguono fedelmente. Rappresenta anche il cacciatore che Era volle punire per la sua
vanità facendole pungere ed uccidere dallo Scorpione.
CANE MAGGIORE e CANE MINORE Secondo i greci erano i cani che
accompagnavano Orione, mentre il primo raffigurava anche il dio Anubi per gli egiziani.
Dal nome di queste costellazioni deriva il termine canicola con il quale si indica il periodo
piu' caldo dell'anno. Questo perchè nell'antichità presso gli egiziani la stella Sirio del Cane
maggiore indicava con il suo sorgere, al solstizio d'estate, il periodo piu' caldo dell'anno ed il
successivo arrivo delle inondazioni del Nilo. Questa stella inoltre raffigurava la dea SothisIside.
LEPRE L'animale oggetto della caccia di Orione che viene raffigurato nella omonima
costellazione, la quale secondo i greci fu creata dal dio Ermes per premiare la velocità
dell'animale.
AURIGA Era il figlio della dea Atena inventore della quadriga, mentre la sua stella Capella
ha volte è stata identificata con Amalthea, la capra che allattò Zeus ancora infante.
CARENA, POPPEA e VELA Fra le poche costellazioni australi conosciute ai popoli del
mediterraneo, che inizialmente le raffiguravano tutte assieme nella costellazione della Nave
Argo, poi soppressa e smembrata nelle tre attuali. Costruita con il legno sacro agli dei era
l'imbarcazione con la quale partirono Giasone e gli Argonauti alla ricerca del vello d'oro.
BIFOLCO Rappresenta Arcade, figlio di Callisto e Zeus, che durante una battuta di caccia
stava per errore uccidendo l'orsa sotto le cui sembianze si celava la madre, essendo
all'oscuro del fatto che Era, gelosa di Zeus, l'avesse mutata in orsa. La vicenda fu interrotta
dal re degli dei che intervenendo immortalò entrambi nel cielo. Viene raffigurato mentre
tiene al guinzaglio i due Cani da caccia dell'omonima costellazione.
CHIOMA di BERENICE I greci immaginavano in questa costellazione i capelli di
Berenice, moglie del faraone Tolomeo Evergete, che fece voto alla dea Iside di tagliarli se il
marito fosse tornato vittorioso dalla guerra in Siria.
CORONA BOREALE Arianna, figlia di Minosse re di Creta, era stata destinata dal padre
in sacrificio, in onore di Atena, al minotauro, un mostro mezzo uomo e mezzo toro, che
soggiornava in un labirinto del palazzo regale a Cnosso. Qui ella venne liberata da Teseo
che la portò con sè abbandonandola poi in un'isola deserta. La giovane venne in seguito
soccorsa dal dio Dioniso che per conquistarla le donò appunto una corona.
OFIUCO In antichità per i greci era il Serpentario, una costellazione che comprendeva
quelle attuali di Ofiuco e quelle adiacenti dette Testa e Coda di serpente. Rappresentava il
dio Esculapio, dio della medicina, che tiene in mano il simbolo di quest'ultima ovvero il
serpente.
CORVO Rappresenta l'uccello sacro al dio Apollo. Viene raffigurato nell'intento di beccare
l'Hydra nei pressi del Cratere, altra costellazione, che rappresenta il recipiente che il dio
consegnò all'uccello perchè gli fosse riempito d'acqua. Il volatile infatti, attardatosi
nell'adempiere il suo compito, si giustificò al ritorno con l'essere stato attaccato dall'Hydra,
cosicchè il dio per punirli li scagliò in cielo tutti e due.
AQUILA Per i greci era l'uccello sacro a Zeus che rapì Ganimede, il quale divenne poi il
coppiere degli dei.
PESCE AUSTRALE Mito siriano che raffigura un pesce che attinge acqua dall'adiacente
Acquario.
DELFINO I miti greci lo immaginano come l'animale che aiutò Arione, un poeta greco che
era stato inviato in Italia dal suo sovrano, il re di Corinto. Durante il viaggio egli venne
derubato e gettato in mare dall'equipaggio e si salvò solo grazie all'intervento del cetaceo
che portandolo in groppa lo trasse in salvo.
CIGNO Rappresentava gli animali sacri alla dea Afrodite o Zeus che per conquistare una
fanciulla si travestì da esso. Altre leggende lo immaginano come l'uccello che tentò di
salvare Fetonte, figlio di Apollo, che un giorno appropriatosi del carro solare, provocò una
distruzione totale della terra e del cielo. Zeus infuriatosi per punirlo lo fece affogare nel
fiume Eridano, dove il Cigno tentò inutilmente di salvarlo. Il re degli dei, in riconoscimento
della sua bontà, portò il volatile in cielo immortalandolo eternamente. Per i primi cristiani
era invece la croce di CRISTO.
PERSEO Figlio di Zeus e Danae, fu confinato in un'isola deserta insieme alla madre perchè
un oracolo aveva profetato al nonno che il giovane lo avrebbe spodestato. In esilio, il re del
luogo insidiava Danae, così per liberarsi di Perseo lo inviò alla caccia delle Gorgoni,
tremende creature che con lo sguardo pietrificavano chiunque le osservasse. L'eroe, grazie
all'aiuto di Atena ed Ermes, riuscì nell'impresa ed al ritorno dalla sua avventura s'imbattè in
Andromeda che salvò dal mostro marino. E' immaginato mentre tiene in mano la testa della
Medusa di cui un occhio è raffigurato dalla stella Algol, l'occhio del diavolo per gli Arabi.
ANDROMEDA Rappresenta la figlia di Cefeo e Cassiopeia, destinata in sacrificio al
mostro marino inviato dal dio Nettuno. La giovane, mentre aspettava la sua triste fine legata
ad una roccia, fu improvvisamente salvata dall'arrivo di Perseo che la liberò sconfiggendo
poi la terribile belva.
CASSIOPEA Mito di origine greca che impersona l'omonima regina di Etiopia. Questa
offese le Nereidi, ninfe del mare e figlie di Nettuno, sfidandole in una gara di bellezza, così
che il dio volle punirla per la sua vanità scagliando contro il suo popolo un mostro marino.
CEFEO Marito di Cassiopeia e padre di Andromeda, dopo aver consultato l'oracolo di
Ammone decise, per placare l'ira del dio del mare, di offrire in sacrificio al mostro la figlia.
Per gli egiziani raffigurava il faraone Cheope.
PEGASO Cavallo alato partorito dalla Medusa che fu donato dal dio Nettuno a Bellerofonte
per sconfiggere la Chimera. Quest'ultimo reso raggiante dal successo dell'impresa tentò di
raggiungere il monte Olimpo, cosa che gli venne impedita da Zeus che lo fece cadere dal
cavallo. L'animale riuscì comunque nell'impresa divenendo uno dei preferiti dal re Zeus.
ERCOLE Figlio di Zeus ed Alcmena, che Era, consorte del re degli dei, tentò di uccidere
con un serpente che invece fu strangolato dall'eroe. Grazie alla sua leggendaria forza supera
le dodici leggendarie fatiche che lo vedranno sconfiggere, fra gli altri, il Leone, l'Hydra ed il
Drago.
DRAGONE I greci lo immaginarono come il drago, guardiano del giardino delle Esperidi,
sconfitto da Ercole o come il mostro che Atena prendendolo per la coda scagliò in cielo.
IDRA Altra fatica di Ercole che rappresenta il mostro a sette teste sconfitto dall'eroe greco
od anche il serpente punito da Apollo.
LIRA Lo strumento inventato dal dio Ermes e che veniva suonato da Orfeo.
FRECCIA Il dardo che Apollo scagliò contro i Ciclopi per vendicarsi della morte del figlio
Esculapio.
ARA Connessa in antichità al Centauro, rappresentava l'altare di questi, o quello del dio
Dioniso.
CENTAURO Guerriero mezzo uomo e mezzo cavallo, viene raffigurato con una sua preda,
la bestia crudele Lupo.
CAVALLINO Antica costellazione creata dai babilonesi.
BALENA Raffigura il mostro marino al quale era stata sacrificata Andromeda.
ALTRI OGGETTI CELESTI - PIANETI
Anche gli altri corpi ed oggetti celesti conosciuti in antichità, sono stati protagonisti di leggende
mitologiche. Infatti, presso i greci, la maggior parte di essi era stata battezzata con i nomi delle loro
divinità, che poi successivamente furono importati ed adattati dai romani alle loro tradizioni e
mantenuti sino ai nostri giorni. Il culto dei pianeti risale invece ai babilonesi che si dedicavano allo
studio ed alla previsione delle configurazioni planetarie, convinti com'erano che tutto ciò
influenzasse il destino dell'uomo.
VIA LATTEA La striscia lattiginosa che taglia il cielo, e che noi sappiamo essere la nostra
galassia, per i greci rappresentava del latte perso da Era mentre allattava Ercole che
versandosi si sparse nel cielo. Quest'ultimo infatti, era figlio di Zeus ed Alcmena la quale,
per paura di ritorsioni da parte della consorte del re degli dei, lo abbandonò subito dopo la
nascita. Zeus, che teneva molto al neonato, fece in modo con la complicità di Atena che la
moglie stessa lo trovasse fra i campi, la quale inteneritasi prese immediatamente ad allattarlo
rendendolo immortale. Vi sono anche altri miti che immaginano la galassia come il percorso
celeste che portava al regno dei morti.
IADI Figlie di Atlante erano le sette ninfe che allevarono il dio Dioniso.
PLEIADI Altre sette figlie di Atlante immortalate nel cielo da Zeus per via della loro
saggezza e per essere sottratte alle insidie del cacciatore Orione.
SOLE Da sempre ritenuto una divinità universale era il dio Elios, dio della luce e del calore,
che guidava il suo carro solare lungo il cielo preceduto dalla sorella Eos, l'aurora. Giunto
alla sera si riposava e gli veniva dato il cambio dall'altra sorella Selene. Oltre che per i greci,
anche per gli egiziani il Sole era oggetto di culto infatti essi vedevano in lui il dio Amon-Ra,
il cui simbolo era il toro, od il dio Aton.
LUNA Regina della notte, collegata alla natura ed al culto dei morti, era anche la dea della
fecondità. Per i greci era la dea Selene, sorella di Elios e di Eos, che guidava il carro lunare.
I romani invece vedevano in essa la dea della caccia Diana mentre gli egizi la identificavano
con Iside.
MERCURIO Rappresenta il dio Ermes, Mercurio per i romani ed i latini, simbolo della
velocità e dell'astuzia ed inventore di numerose arti fra le quali l'astronomia, la musica e la
ginnastica. Protettore dei viaggiatori e dei mercanti era anche il "messaggero degli dei".
VENERE Pianeta che incarna il mito antichissimo della Gran Madre, dea della fecondità.
Veniva anche identificata presso i greci ed i romani come dea della bellezza e dell'amore.
MARTE Impersona l'omonimo dio della guerra, Ares per i greci, padre di Romolo e Remo.
Era molto amato dal popolo romano tanto che in suo onore fu chiamato il mese della
riapertura delle operazioni militari dopo la sospensione invernale ossia Marzo. Combatteva
guidando un carro ed era accompagnato dai figli Deimos, la Paura, e Phoibos, il Terrore.
GIOVE Il re degli dei, e dunque anche dei pianeti, a cui sono riferiti anche i nomi dei suoi
satelliti maggiori che ricordano quelli delle sue amanti. Dio della luce manifestava la sua
volontà con tuoni e fulmini.
SATURNO Il dio Crono, Saturno per i romani, padre di Zeus che regnò sul mondo
spodestando il proprio padre Urano dopo averlo evirato. A sua volta, narra il mito, che
venne sconfitto dal proprio figlio e che quindi emigrò nel Lazio dove fondò una civiltà detta
"età dell'oro".
Epatta: Metodo del calcolo pasquale
La Pasqua cristiana, una delle più importanti festività del nostro tempo, trae le proprie origini da
quella ebraica, anche se poi, con il passare dei secoli, essa ha finito per l'assumere una connotazione
diversa da quella originale. Così se gli ebrei, continuano ancora oggi a commemorare nella
solennità pasquale la liberazione dalla schiavitù d'Egitto, festeggiandola nel mese di Nisan del loro
calendario, le prime comunità cristiane, che ricordavano con essa la resurrezione di CRISTO,
cominciarono sin dai primi anni a diversificare la data di tale celebrazione, senza tuttavia attribuirle
una precisa collocazione nel calendario giuliano.
Ciò avvenne nel 325 DC, con il concilio di Nicea, che stabilì definitivamente la data della
celebrazione pasquale alla prima domenica successiva al plenilunio seguente all'equinozio di
primavera (compreso), che fù a sua volta fissato per convenzione al 21 Marzo.
Nacque allora l'esigenza di trovare uno strumento capace di poter determinare anzitempo la data
pasquale, a prescindere dall'osservazione astronomica, e che fosse in un certo modo alla portata di
tutti. La festività, così come era stata determinata, veniva in effetti a dipendere da due fattori, il
ciclo lunare e la successione periodica dei giorni della settimana, che a loro volta potevano essere
espressi rispettivamente secondo:
il ciclo di Metone, astronomo ateniese vissuto nel V° secolo AC, che aveva scoperto come
le fasi lunari si ripetono alle stesse date del calendario, dopo un periodo di 19 anni, pari a
235 lunazioni;
il ciclo solare, di 28 anni, che rappresenta invece quel periodo, trascorso il quale, le date del
calendario ritornano a corrispondere con i giorni della settimana.
Tramite il primo, era dunque possibile risalire alle date della Luna Piena di ogni anno, il quale
veniva a sua volta identificato nell'ambito dello stesso ciclo, da un valore compreso fra 1 e 19 e
denominato "numero d'oro", a partire dall'inizio del 1° ciclo, nell'1 AC, così come stabilito da
Dionigi il piccolo, il monaco che ebbe l'incarico di occuparsi dell'elaborazione del computo
pasquale.
Conoscendo tale valore, bisognava trovare una corrispondenza tra i giorni della settimana e le date
del calendario, e per fare questo, ci si avvalse della "lettera domenicale". Assegnando infatti, a
partire dal 1° giorno di ogni anno, le prime sette lettere dell'alfabeto (a,b,c,d,e,f,g) ai primi sette
giorni di Gennaio, e poi nuovamente ai successivi sette, e così via fino al 31 Dicembre, ogni
Domenica veniva allora identificata per quell'anno da una sola lettera. Negli anni bisestili, che con
l'introduzione del giorno in più comportavano uno slittamento della sequenza, si adottarono invece
due lettere domenicali: la prima sino al 29 di Febbraio, e l'altra per tutti i mesi successivi.
Nell'ambito del periodo di 28 anni, si veniva così a creare un'unica corrispondenza di quest'ultimo
valore con le date del calendario ed i giorni della settimana, così che la stessa lettera avrebbe
identificato solo per una volta la stessa Domenica. Conoscendo le date del plenilunio, e quelle in cui
cadevano le Domeniche, era facile allora, tramite delle tabelle, calcolare la data pasquale.
Tuttavia, la riforma gregoriana del calendario del 1582, che introduceva quelle opportune correzioni
affinchè l'anno civile continuasse a corrispondere con quello tropico (cancellazione di 10 giorni del
calendario ed introduzione della consuetudine di non considerare più bisestili gli anni secolari, che
non fossero divisibili per 400), unitamente alla consapevolezza di una leggera imperfezione del
ciclo di Metone (che risultò essere più lungo di circa 2 ore), comportarono l'esigenza di rivedere il
sistema di calcolo.
Luigi LILIO, un medico calabrese che si occupò della promulgazione della riforma voluta da papa
Gregorio XIII, propose allora l'introduzione dell'epatta, l'età della Luna al 31 Dicembre, ovvero i
giorni trascorsi dall'ultima Luna Nuova dell'anno sino alle ore zero del Capodanno successivo.
Tramite l'introduzione di questa nuova variabile, era possibile dunque risalire alle date dei pleniluni
di ogni anno, ma assumendo le lunazioni successive alla prima, sempre calcolata di 30 giorni, pari
alternativamente a 29 e 30. Sapendo inoltre che in un anno solare vi sono 12 lunazioni (di 29,5
giorni ciascuna), per un totale di 355 giorni, l'epatta dell'anno successivo sarà quindi piu' "vecchia"
di 11 giorni.
Basta allora consultare una tabella, la "Tabula Paschalis", di 7 colonne (le 7 lettere domenicali) per
30 righe (i 30 possibili valori di ogni lunazione), per risalire alla data della Pasqua, considerando la
differenza fra il valore usato per la durata di ogni lunazione, 29,5 giorni, e quello reale, pari a
29,53059, che pur comportando un'esigua differenza, necessita comunque delle correzioni. Di
conseguenza, facendo un rapido calcolo, risulterà un'intervallo entro il quale può cadere questa
solennità, che va appunto dal 22 Marzo al 25 Aprile.
Da sottolineare infine, che, sebbene questo metodo si basi su dei riferimenti astronomici, possono
risultare delle discrepanze da questi, in quanto il computo degli stessi avviene basandosi sulla
cosiddetta "luna ecclesiastica", la cui fase di Luna Nuova decorre dall'avvistamento della prima
falce lunare e non dalla congiunzione col Sole, come in effetti avviene nel calcolo delle effemeridi.
Anno
2000
2001
2002
2003
2004
2005
2006
2007
2008
2009
Ciclo solare
21
22
23
24
25
26
27
28
1
2
Lett. Domen.
b-a
g
f
e
d-c
b
a
g
f-e
d
Numero d'oro
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
Epatta
24
5
16
27
8
19
30
11
22
3
Pasqua
23/04 15/04 31/03 20/04 11/04 27/03 16/04 08/04 23/03 12/04
(Calcoli effettuati con l'aiuto del software Alpha Centaure 1.23)
N.B. - Chi volesse effettuare il calcolo della Pasqua direttamente dall'anno solare, può consultare la
seguente pagina web, The Date of Easter (USNO), dove troverà degli algoritmi adatti, oltre ad
ulteriori approfondimenti sull'argomento.
Stella di Natale
Il Santo Natale, così come lo conosciamo oggi, è sicuramente la festa piu' amata dai cristiani di tutto
il mondo, non solo per gli ovvii risvolti religiosi, ma anche per quegli aspetti (pace, fratellanza, ...) e
simboli (albero di Natale, presepe, luci, ....) che caratterizzandolo ne hanno conferito un fascino
particolare. Fra questi c'è ne anche uno di natura astronomica, che riveste una certa importanza
riguardo allo studio delle origini di questa solennità, ossia la famosa "stella", quell'astro che
avrebbe guidato i Magi, così come recita il Vangelo di Matteo:
Nato Gesu' in Betlemme di Giuda, al tempo di re Erode, ecco, dei Magi arrivarono dall'oriente a
Gerusalemme, e chiesero: "Dov'è il re dei Giudei nato da poco? Perchè noi abbiamo visto la sua
stella in oriente e siam venuti ad adorarlo."
Come sappiamo la nascita di Gesu' Cristo, attualmente
datata a 2002 anni fà, è celebrata ogni anno il 25 di
Dicembre. Tuttavia, ambedue questi riferimenti
temporali, sembrano non corrispondere alla realtà,
almeno a quanto si rileva esaminando le fonti
attualmente piu' attendibili: il già citato Vangelo di
Matteo e quello di Luca. Infatti la datazione di questo
evento risale al 4°-5° secolo DC, quando la Chiesa
romana, avendo la necessità di fissare una data per la sua
celebrazione, scelse il 25 Dicembre.
In tale giorno, a Roma, veniva festeggiata la festa pagana del Sole Invitto, una ricorrenza annuale
dedicata alla rinascita del ciclo solare dopo che il Sole, al solstizio d'inverno, e perciò qualche
giorno prima, il 21, aveva toccato la minima declinazione per poi invertire il percorso segnando
l'inizio di un nuovo periodo. Per fronteggiare allora il paganesimo, venne introdotta la festività
cristiana del Natale, onde permettere una maggiore integrazione fra le due religioni. Per quanto
riguarda l'anno, la relativa collocazione è invece opera di Dionigi il Piccolo, che la fissò al 753°
anno dalla fondazione di Roma (ab urbe condita).
Tuttavia, analizzando ancora i testi dei Vangeli, se ne deduce che tali calcoli erano affetti da
inesattezze, così come racconta l'apostolo Matteo:
Partiti che furono quelli, ecco, un Angelo del Signore apparve in sogno a Giuseppe, e gli disse:
"Alzati, prendi il Bambino e Sua Madre, fuggi in Egitto, e restaci finchè non t'avviserò" ................ e
vi rimasero fino alla morte di Erode.
Ragion per cui, essendo la morte di Erode datata al 4 A.C., la nascita di Gesu', anteriore ad essa, è
dunque da collocare qualche anno prima, così come si può dedurre anche dal Vangelo di Luca:
In quel tempo fu' emanato un editto da Cesare Augusto per il censimento in tutto l'impero...........
Tutti andarono a farsi inscrivere ciascuno dalla propria città. Ed anche Giuseppe salì dalla
Galilea, dalla città di Nazareth per recarsi in Giudea, nella città di Davide, chiamata Betlemme
............ per farsi inscrivere insieme a Maria, sua sposa, che era incinta. Or, mentre si trovavano là,
si compirono i giorni in cui doveva avere il bambino, e diede alla luce il suo figlio primogenito.......
Mediante riscontri storici, si ottiene che la data del censimento è databile intorno al 746-748 (ab
urbe condita), e perciò in media 6 anni prima del termine fissato da Dionigi il Piccolo. Ecco allora
subentrare l'astronomia, con la ricerca dell'astro che guidò i Magi, che potrebbe aiutare ad
individuare la data effettiva.
La tradizione identifica sinora la famosa stella in una cometa, ma questa è una consuetudine che è
da attribuire al pittore fiorentino Giotto. Questi infatti nel 1304 dipinse un affresco, nel quale
raffigurava l'astro della Natività come una cometa, certamente in ricordo dell'allora recente
passaggio, avvenuto 3 anni prima, ossia nel 1301, di quella che poi sarebbe divenuta la cometa di
Halley. Potrebbe comunque trattarsi anche di un altra cometa o di una supernovae, ma allo stato
attuale non esistono riscontri riguardo a fenomeni di tal genere, la cui visibilità ad occhio nudo, non
sarebbe certamente passata inosservata agli astronomi del tempo.
Alla luce di quanto sopra, l'evento piu' probabile consisterebbe allora in una rara configurazione
planetaria, così come sostenuto da diversi studiosi. Infatti i Magi, sacerdoti di origine caldea,
amministravano il culto dello zoroastrismo ed eccellevano nelle arti divinatorie ed in quelle
astronomiche, traendo quindi auspici per l'interpretazione della volontà divina dall'osservazione
celeste.
Considerando inoltre che i 5 pianeti visibili ad occhio nudo, piu' il Sole e la Luna, erano oggetto
presso di loro di un particolare culto, venivano infatti assimilati a divinità, è possibile che la famosa
stella di cui parla il Vangelo, sia in realtà uno di questi corpi od un eccezionale ravvicinamento di
due di essi.
In effetti, analizzando
con software
astronomici la
situazione celeste di
quel tempo, si nota
come il 7 AC si
verificò realmente
una rara ongiunzione
fra Giove e Saturno.
Questi due pianeti
furono infatti protagonisti di un triplice avvicinamento in meno di un anno, a causa del moto di
rivoluzione del nostro pianeta, che li portò a stazionare a breve distanza l'uno dall'altro nella
costellazione dei Pesci.
E' probabile dunque che tale aspetto celeste, sfuggito all'attenzione comune, abbia invece fornito ai
Magi, che erano attenti osservatori del cielo, la previsione dell'imminenza di un evento pari alla
venuta del Messia:
Il re Erode si turbò, e con lui tutta
Gerusalemme ......... Allora Erode,
chiamati in segreto i Magi, volle
sapere da loro minutamente da
quanto tempo la stella era loro
apparsa; .......... Essi, udito il re,
partirono; ed ecco la stella, che
avevano veduto in Oriente, li
precedeva, finchè, giunta sopra il
luogo ove era il fanciullo, si fermò
..........
Concludendo dunque, abbiamo
esaminato quel fenomeno astronomico, da alcuni esperti indicato come la probabile "stella di
Natale", ma che per il momento, non essendo supportato da riscontri oggettivi, rimane circoscritto
al campo delle supposizioni, sperando che in futuro nuove scoperte nell'archeologia, e nella stessa
astronomia, possano aiutarci a dipanare definitivamente il mistero che avvolge il Santo Natale.
Numeri astronomici
Unità di misura e grandezze di astronomia
1 Unità astronomica (u.a.)=149.597.870 km=8,5 minuti luce (distanza media Terra - Sole)
1 Anno luce (a.l.)=9.460 miliardi di km=63.300 u.a. (distanza percorsa dalla luce in un anno)
1 Parsec=3,262 a.l.=30.860 miliardi di km=206.000 u.a.
Velocità della luce = 299.792 km/sec
DISTANZE
ASTRONOMICH
E
Luna = 1,3 secondi
luce
Sole = 8,5
minuti luce
Plutone =
5,3 ore luce
Nube di Oort = 1 a.l.
Proxima Centauri = 4,2 a.l.
Nucleo Via Lattea = 30.000 a.l.
Galassia Nana del Sagittario = 80.000 a.l.
Grande Nube di Magellano = 170.000 a.l.
Piccola Nube di Magellano = 210.000 a.l.
Galassia di Andromeda = 2.200.000 a.l.
Superammasso della Vergine = 65 milioni a.l.
Confini dell'universo = 15 miliardi a.l.
GALASSIA
massa = 100 miliardi di volte quella del Sole
diametro = 100.000 a.l.
spessore (nucleo) = 15.000 a.l.
spessore (bordo) = 5.000 a.l.
numero di stelle = 100 miliardi (6000 visibili ad occhio nudo)
velocità di rotazione media = 200 km/sec
distanza del Sole dal nucleo galattico = 30.000 a.l.
periodo di rivoluzione galattica del Sole = 220 milioni di anni
Foto Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA
STELLE
Le piu' vicine
Sole 8 minuti luce
Proxima Centauri 4,2 a.l.
Rigel Kentaurus 4,5 a.l.
Stella di Barnard 5,9 a.l.
Wolf 359 7,8 a.l.
Lalande 21185 8,1 a.l.
Le piu' luminose
Sole -26,8
Sirio -1,4
Canopo -0,7
Rigel Kentaurus -0,2
Arturo -0,1
Vega 0
SOLE
Courtesy of
SOHO/MDI consortium
diametro = 1.376.000 km (3,5 volte la distanza Terra-Luna, 109 volte il
diametro terrestre, 2.400 volte inferiore quello di una supergigante)
massa = 333.000 volte quella della Terra
volume = 1.300.000 volte quello della Terra
gravità = 28 volte quella terrestre
densità = 1,4 volte quella dell'acqua
temperatura media superficiale = 5.800°C
temperatura interna = 15.000.000°C
energia consumata = 4,5 milioni di tonnellate al secondo
SISTEMA SOLARE
foto NASA - NSSDC
Il pianeta piu':
.... grande = Giove (143.000 km di diametro)
.... piccolo = Plutone (2.390 km di diametro)
.... vicino (al Sole) = Mercurio (58 milioni di km)
.... lontano (dal Sole) = Plutone (5.900 milioni di km)
.... caldo = Venere (temperatura superficiale 480°C)
.... freddo = Plutone (temperatura superficiale -230°C)
.... veloce = Giove (periodo di rotazione 9 h 50 m)
.... lento = Venere (periodo di rotazione -243 giorni)
maggiore inclinazione orbitale = Plutone (17°)
maggiore inclinazione dell'asse = Plutone (119°)
pianeta con maggior numero di satelliti = Giove (39)
asteroide piu' grande = Ceres (900 km di diametro)
satellite piu' grande = Ganimede (Giove - 5.200 km diametro)
satellite piu' piccolo = Deimos (Marte - 13 km di diametro)
Massa sistema solare
Sole 99,85%
Pianeti 0,135%
Altri 0,015%
Gravità (100 = Terra)
17 = Luna
2800 = Sole
38 = Mercurio
90 = Venere
38 = Marte
253 = Giove
107 = Saturno
90 = Urano
114 = Nettuno
7 = Plutone
Eratostene: La misurazione del meridiano terrestre
Quando si parla della cultura dei greci, spesso ci si riferisce alla filosofia ed alle grandi opere che
essi ci hanno tramandato, ma non bisogna mai dimenticare quei personaggi storici, che pur
condividendo i principi con i grandi pensatori del tempo, si sono distinti in settori ben diversi.
Uno di questi, Eratostene, viene ricordato per la sua grande impresa nel campo astronomico: la
misurazione del meridiano terrestre. Un'opera che ai nostri giorni non susciterebbe tanto clamore,
immersi come siamo in un mondo tecnologico, ricco di strumenti che avrebbero compiuto il lavoro
per noi. Ma il merito dello studioso greco, vissuto nel terzo secolo avanti cristo, sta proprio in
questo. Ai suoi tempi infatti non esistevano i computer, ne tanto meno le sonde spaziali, ed il suo
lavoro era frutto solo ed esclusivamente dell'ingegno o del Logos come lo chiamavano loro.
Per ottenere questo, Eratostene tenne conto del fatto che la città di Alessandria si trova sullo stesso
meridiano di Siene, ma con latitudine differente, e che in quest'ultima città il Sole al solstizio
d'estate era pressochè a perpendicolo e dunque proiettava un segmento d'ombra pari a zero. Il Sole
allora, passando nel medesimo istante per il punto piu' alto del cielo delle due località, proiettava
l'ombra di due aste uguali, situate una per città, in modo diverso a seconda della latitudine.
Avendo nota la distanza fra le due città, e considerando che i raggi solari giungono paralleli sulla
superficie terrestre, Eratostene misurò la differenza dell'ombra ricavando l'angolo di latitudine, da
cui con una semplice proporzione ricavò la lunghezza della circonferenza terrestre, con buona
precisione, visto che secondo i suoi calcoli ammontava a 39400 km, valore poco lontano da quello
vero di 40000.
Gli angoli A1 ed A2 sono uguali perchè alterni interni di
due rette parallele, i raggi solari, tagliate da una retta,
l'asta, che essendo in verticale coincide con lo zenit di
Alessandria ( a Siene l'asta coincide con i raggi perchè
questi giungono in verticale e perciò non danno ombra ).
Allo stesso modo gli angoli A ed A1 sono uguali, perciò
avremo un triangolo di cui sono noti i cateti c e b dai
quali, attraverso la trigonometria, Eratostene calcolò
l'angolo A. Ma quest'angolo è uguale all'angolo A2 perchè A1 = A ed A1 = A2.
Siccome gli angoli uguali sottendono archi di cerchi uguali, in questo caso la parte di meridiano
compresa tra le due città, con una proporzione si ha la lunghezza del meridiano terrestre:
distanza fra le città : angolo A2 = meridiano: 360 gradi
Avendo la misura della circonferenza terrestre, e dunque il raggio terrestre, Eratostene tentò di
calcolare anche la distanza fra la Terra e la Luna, avvalendosi fra l'altro dei precedenti tentativi di
un altro illustre studioso greco, Aristarco.
Partendo infatti dai calcoli di Aristarco che aveva quantificato il disco lunare in circa 2 gradi, e
perciò contenuto nella traiettoria dell'orbita lunare 180 volte, si accorse, dal tempo che il disco
lunare impiegava a transitare nel cono d'ombra proiettato dalla Terra durante le eclissi, che questo
era pari a 3 volte il cono d'ombra. Ma quest'ultimo poteva essere considerato come un solido la cui
base coincideva con la sezione del globo terrestre ed il vertice posto all'infinito.
Considerando trascurabile la distanza fra la Terra e la Luna rispetto all'altezza del cono, proiettata
all'infinito, si otteneva che il diametro lunare era un terzo di quello terrestre. Avendo
quest'ultimo dato, calcolò la circonferenza ed il raggio dell'orbita
lunare.
Facendo un rapido calcolo otterremo un valore di 121000 km,
valore ben lontano da quello reale di 384400 km, anche se questo
non sminuisce affatto il merito di Eratostene, considerando la
precarietà della misurazione, compiuta senza l'ausilio di nessun
strumento tecnologico.
Tempo solare, siderale, civile ed universale
Da sempre l'uomo nella storia si è posto il problema di quella infinita successione di istanti che
segna con il suo continuo evolversi la nostra stessa vita. Considerandone infatti l'intangibilità, si ha
sempre avuto l'esigenza di confrontarla con parametri adeguati che potessero seguirne il decorso.
Ed ecco allora l'astronomia ed i suoi processi, il moto degli astri, le stagioni, ed ogni altro evento
che abbia influenza sulla vita umana.
Tuttavia, grazie al processo tecnologico, è stato
possibile utilizzare anche grandezze di natura
diversa, come per esempio gli orologi atomici, che
permettono una maggiore precisione laddove si è
scoperto che i metodi astronomici, se non
adeguatamente regolati, porterebbero a delle
corruzioni del tempo stesso. Basta pensare al rallentamento del moto della Terra, che, seppure
impercettibile, su larga scala provoca errori di una certa rilevanza.
Per la sua misurazione allora si possono usare sistemi di tipo diverso, anche se allo stato attuale la
nostra esistenza continua ad essere legata a quei fenomeni di natura astronomica di maggior rilievo,
quali il moto di rotazione e di rivoluzione della Terra, il conseguente moto apparente del Sole e
delle stelle, l'alternarsi del giorno e della notte ed il ciclo delle stagioni.
Il nostro punto di riferimento sarà basato allora sul moto apparente dell'astro maggiore, il Sole, o su
quello di un determinato punto del cielo, il punto d'ariete. Da ciò otterremo dei sistemi di
misurazione, ognuno con caratteristiche diverse, ma comunque utili ai fini del computo del tempo,
sia esso inteso come una successione di istanti o come un intervallo temporale fra due eventi.
TEMPO SOLARE
Già dall'antichità, quando non esistevano ancora le necessarie conoscenze scientifiche, il primo
strumento di cui si servì l'uomo è stato il Sole, o meglio il suo danzare fra l'orizzonte nel corso delle
stagioni, che giornalmente lo proietta nel cielo lungo traiettorie differenti a seconda dei mesi. E'
noto infatti come esso, sorgendo ad Est e tramontando ad Ovest, descriva in cielo degli archi di
cerchio differenti che distano fra +23,5 e -23,5 gradi dall'equatore celeste. Conseguentemente questi
intersecheranno in punti diversi il meridiano del luogo e quindi l'orizzonte terrestre. Allora per
conoscere il tempo basta riportare tali punti su una determinata scala di valori.
E' così che nacquero i primi orologi solari detti anche
Quadranti o Meridiane, i quali servendosi dello
gnomone, un'asta verticale o un foro in una parete, ne
proiettavano l'ombra su una curva di valori che dava
instantaneamente l'ora solare. Era comunque un sistema
molto limitato, se si pensa che funzionasse solo di giorno
od in presenza di cielo terso.
Attualmente con il tempo solare si indica la durata del
giorno, che equivale a due successivi passaggi del Sole al
meridiano, il cerchio massimo della sfera celeste passante
per i poli e per lo zenit, ovvero all'intervallo di tempo
compreso fra due culminazioni superiori (od inferiori) del
Sole.
Inoltre dipendendo dai moti della Terra, anche il tempo solare seguirà le loro fluttuazioni,
divenendo così un valore variabile nel corso dell'anno. Questo perchè il nostro pianeta, orbitando
attorno al Sole, segue una traiettoria ellittica che lo porta a distanze diverse. Conseguentemente la
velocità varierà fra un minimo ed un massimo, quando esso sarà rispettivamente nel punto piu'
lontano, l'afelio, o nel punto piu' vicino, il perielio.
Lo stesso movimento seguirà dunque l'astro maggiore nella sua traiettoria diurna, causando durante
l'anno una diversa durata del giorno. Per ovviare a questo problema, si usa allora il valore medio fra
la durata massima e quella minima, ossia il tempo solare medio, la cui unità di misura, il secondo
equivale alla 86400a del giorno solare medio, che è pari a 24 ore.
TEMPO SIDERALE
Determinato a partire da quel punto dell'equatore celeste, detto punto d'Ariete, si riferisce
all'intervallo temporale compreso fra due suoi successivi
passaggi al meridiano.
Il multiplo della sua unità di misura, il giorno siderale, è
inferiore di 4 minuti a quello solare, perchè l'astro
maggiore, non essendo fermo rispetto alla volta celeste
come il punto d'Ariete, si sposta quotidianamente di tale
valore, ritardando di altrettanto il suo passaggio al
meridiano che così, accumulandosi in un anno, ammonterà
ad un giorno. Ne deriva che un anno siderale contiene
366,25 giorni, uno in piu' rispetto a quello solare.
Con questo valore è anche possibile risalire ai corpi celesti visibili da un determinato luogo, ad una
determinata ora, ricavando da esso l'ascensione retta degli astri desiderati. Per fare questo in passato
veniva utilizzato uno strumento ottico libero di ruotare solo su un asse orizzontale, in maniera tale
da posizionarlo lungo il meridiano al valore della declinazione dell'astro da osservare. Non appena
questo veniva centrato nell'obiettivo, si aveva il suo passaggio in meridiano e quindi il valore
siderale desiderato.
Considerando inoltre, che il punto d'ariete per via del fenomeno della precessione degli equinozi
varia la sua posizione, è utile riferirsi al suo valore medio, ossia al tempo siderale medio.
TEMPO CIVILE
Viene calcolato a partire dall'istante di culminazione inferiore del Sole, è perciò pari al valore solare
medio aumentato di 12 ore, in modo da renderlo piu' consono agli usi della vita civile. L'inizio di
ogni nuovo giorno, si verifica infatti nella parte centrale della notte.
Essendo però dipendente dall'istante del passaggio del Sole al meridiano, esso sarà uguale per ogni
posto della Terra che abbia la medesima longitudine del luogo considerato, così che nella stessa
nazione si avrebbero delle differenze di valori tanto piu' grandi, quanto essa sarebbe estesa in
longitudine.
Per ovviare a tutto ciò sono stati creati i fusi orari, che dividono la superficie terrestre in 24 settori
di 15 gradi ciascuno, e comprendono intere nazioni, alle quali è stata assegnata l'ora del meridiano
centrale del fuso orario di appartenenza.
Essi si contano verso Est, a partire dal primo detto di Greenwich, località inglese su cui passa il
meridiano zero, cui è stato attribuito il valore di Tempo universale (TU) o Tempo Medio di
Greenwich (GMT). Al fuso orario successivo, che differisce in piu' di un'ora, è stata invece
assegnata la denominazione di Tempo medio dell'Europa centrale (TMEC).
Storia ed origini del calendario
Risolto il problema della misurazione delle ore, come successione di istanti, resta la questione della
numerazione cronologica dei giorni a partire da determinate date. Così riferiti all'anno, come lo
chiamavano i romani, da annus, il cerchio che periodicamente riporta sui suoi passi il motore del
tempo, nascono i primi calendari impostati sul moto di un astro, quasi sempre uno degli astri
maggiori, o tutti e due nel caso di calendari lunisolari.
Usato sin dalle prime civiltà mediterranee il calendario lunare, di immediata concezione, è riferito
alle fasi lunari, le quali consentono di gestire facilmente le settimane ed i mesi con i loro cicli di 7 e
quasi 29 giorni. Ben presto però, ci si rese conto delle limitazioni che esso comportava. Infatti,
essendo il mese lunare piu' corto di quello solare, necessitava di frequenti correzioni per riallinearlo
al moto della Terra e quindi al ciclo stagionale.
Il calendario solare dà invece con buona approssimazione il passare degli anni, visto che si basa sul
moto della Terra attorno al Sole, ed è perciò sincronizzato alla durata delle stagioni, che sono una
conseguenza diretta dello stesso moto orbitale del nostro pianeta. Anche in questo caso occorre però
una correzione, non essendo tale periodo un numero intero, è stato infatti necessario ricorrere
all'introduzione dell'anno bisestile, per garantire un certo sincronismo fra l'anno civile e quello
tropico. Il calendario gregoriano, quello attualmente in uso da noi e nella maggior parte del mondo,
è appunto di questo tipo.
Il calendario lunisolare si basa invece sul movimento combinato dei due astri e perciò, non essendo
i relativi periodi multipli fra di loro, bisogna apportare degli aggiustamenti affinchè il ciclo lunare e
quello solare, e quindi quello stagionale, siano fra loro sincronizzati. A questo si pose rimedio con
la scoperta del "ciclo di Metone", una corrispondenza fra i cicli periodici dei due astri, ovvero del
fatto che 19 anni solari corrispondono a 235 lunazioni. I greci ad esempio integravano ogni tanto un
anno di 13 mesi per recuperare i giorni che mancavano.
E' innegabile dunque che lo scorrere del tempo, e quindi il calendario, siano in relazione con i
maggiori cicli astronomici e perciò avremo l'anno pari al ciclo stagionale, e quindi al periodo di
rivoluzione della Terra attorno al Sole, il mese basato sulle fasi lunari e le settimane che fondano la
propria origine, oltrechè nel ciclo lunare e nella tradizione biblica della creazione, anche nei
babilonesi, che identificavano ogni giorno con una divinità e quindi con uno dei sette astri maggiori
(Sole, Luna ed i 5 pianeti visibili).
Da tutto ciò si ottiene una progressione dei giorni a partire da una data d'inizio, il Capodanno, che è
stata anch'essa protagonista di modifiche e di successive revisioni. Gli egizi ad esempio contavano i
giorni dell'anno a partire dal levare eliaco della stella Sirio, all'incirca in prossimità del solstizio
d'estate, ed in concomitanza dell'arrivo delle inondazioni del Nilo. Per gli antichi romani invece
l'inizio dell'anno decorreva a partire dalla primavera, sino a che non fù deciso di iniziare dal primo
di gennaio, probabilmente perchè in prossimità di tale data il Sole, passando per il solstizio
d'inverno, segnava l'inizio di un nuovo ciclo.
Ogni popolo ed ogni civiltà contano generalmente gli anni a partire da un determinato evento. Così
nel calendario gregoriano si contano a partire dalla nascita di CRISTO, in quello giuliano a partire
dalla fondazione di Roma ed in quello islamico dall'Egira. Esistono tuttavia dei popoli che
numerano gli anni raggruppandoli in cicli come i cinesi o gli eschimesi.
Anche l'inizio del giorno è stato soggetto a variazioni. In passato esso iniziava mezz'ora dopo il
tramonto, all'avemaria, o a mezzogiorno quando il Sole passa al meridiano. La sua suddivisione in
24 ore risale invece all'epoca dell'Italia dei comuni, quando si introdussero i campanili che con il
loro scoccare segnavano il passare del tempo.
GREGORIANO
E' un diretto discendente di quello usato dai romani, dal quale discendono anche i nomi dei giorni
della settimana e dei mesi che rispettivamente ricalcano, tranne qualche eccezione, i nomi delle loro
divinità e della loro successione numerica. Lo stesso nome, calendario, deriva da calendarium, il
registro delle tasse, che venivano riscosse ai primi di ogni mese, ossia alle calende.
Queste erano dei giorni che facevano parte della tradizionale suddivisione del mese in calende,
none ed idi, a cui per colmare la differenza con il mese lunare ne venivano aggiunti degli altri. Tale
sistema fù usato dagli antichi romani sotto la leggendaria monarchia di Numa Pompilio, sino alla
riforma operata da Giulio Cesare, che introdusse il sistema in uso presso gli egiziani.
Questo era basato sull'anno di 12 mesi e 365 giorni, ai quali ogni 4 anni, per colmare la differenza
fra il valore intero e fittizio di 365, e quello decimale e reale di 365,25 giorni, veniva aggiunto un
giorno nel mese di Febbraio, precisamente il sesto prima delle calende di Marzo, che in tal modo
veniva a cadere per due volte e perciò era chiamato bisesto, da cui anno bisestile.
Il calendario fu chiamato giuliano, in onore di Giulio Cesare, a cui venne dedicato anche il mese di
Luglio da Julius, imitato poi da Augusto che battezzò con il proprio nome il mese successivo,
Agosto, da Augustus. I nomi attuali del Sabato e della Domenica sono invece di epoca successiva e
derivano da shabbat, il sabato ebraico, e da domini dies, il giorno del signore, di estrazione
cristiana.
Nonostante varie riforme, esso rimase in vigore dal 46 A.C. sino al 1582 D.C., con la differenza,
che se prima gli anni erano contati "ab urbe condita", dalla fondazione di Roma (avvenuta nel 753
A.C.), dal 532 D.C., con il cristianesimo trionfante sulla religione pagana dei romani, si decise di
contare gli anni a partire dall'anno successivo alla nascita di CRISTO, l'1 D.C.
A lungo andare però la mancanza di un potere politico e l'anarchia che regnarono in tutta Europa
durante il Medioevo, fecero sì che ognuno contasse i giorni secondo un proprio sistema. Se a questo
aggiungiamo che 365,25 era un valore medio dell'anno solare, differente da quello reale di circa 10
minuti (365,24219), come risultato vi furono significative differenze delle date con il ciclo delle
stagioni.
A tutto questo marasma pose rimedio nel 1582 papa Gregorio XIII, quando la differenza fra il
tempo giuliano e quello solare ammontava ormai a 10 giorni, con una riforma che introduceva delle
necessarie correzioni. Fù deciso infatti, di non considerare piu' bisestili gli anni centenari, le cui
prime due cifre non fossero divisibili per 4, e di azzerare i giorni mancanti, con la cancellazione di
10 giorni dal 4 Ottobre 1582 al 15 Ottobre dello stesso anno. Battezzato gregoriano, in onore del
promotore della riforma, è tuttora il calendario in vigore nella maggior parte del mondo.
GIULIANO
Bisogna comunque dire che il calendario giuliano non scomparve del tutto, è rimasto infatti, ed è
tuttora in uso in astronomia, come numerazione progressiva dei giorni dal 4713 A.C. in poi, con
l'inizio del nuovo giorno a partire da mezzogiorno del tempo universale, e senza la classica
divisione in giorni, mesi, anni e secoli.
Esso fu introdotto dall'astronomo J.Scaliger nel 1583, che assunse la stessa data d'inizio così
lontana nel tempo, in modo da comprendere ogni avvenimento storico od astronomico conosciuto,
ed è molto utile anche per porre a confronto date di calendari diversi.
EBRAICO
Risale all'incirca al 300 D.C., è di tipo lunisolare ed è strutturato secondo la classica suddivisione
dell'anno in mesi e settimane.
Essendo però il ciclo solare e quello lunare di diverso valore, esso è composto da anni
alternativamente di 12 e 13 mesi, che a loro volta possono essere composti da 29 o 30 giorni, in
modo tale da riallinearlo al ciclo stagionale. Ciò avviene riferendosi al ciclo di Metone, in modo tale
che 19 anni corrispondano a 235 lunazioni. Gli anni sono contati a partire dal 3762 A.C., mentre
l'inizio del giorno parte dal tramonto del Sole.
ISLAMICO
Esclusivamente lunare, si compone di dodici mesi che corrispondono ad ogni lunazione e sono
perciò di 29 giorni a cui, essendo una lunazione pari a 29,5 giorni, vengono intercalati mesi di 30
giorni per un totale di 354 giorni all'anno.
La data d'inizio del mese parte da quella di visibilità della prima falce lunare subito dopo la Luna
Nuova. Gli anni sono contati a partire dall'Egira, 622 D.C., anno che commemora il trasferimento di
Maometto dalla Mecca a La Medina. L'inizio di ogni nuovo giorno decorre dal tramonto del Sole.
REPUBBLICANO
Approvato a Parigi dalla Convenzione Nazionale il 24 novembre del 1793, rimase in vigore fino al
31 dicembre 1805.
L'anno era composto da 12 mesi di 30 giorni ciascuno, che a loro volta erano suddivisi in tre periodi
di 10 giorni. Il Capodanno era invece fissato al 23 settembre, data dell'equinozio d'autunno. Ad ogni
anno venivano aggiunti 5 giorni in piu', 6 per l'anno bisestile, per mantenerlo sincronizzato con
l'anno tropico.
I nomi dei mesi erano, a partire dal primo dell'anno, il 23 settembre: Vendemmiaio, Brumaio,
Frimaio, Nevoso, Piovoso, Ventoso, Germile, Fiorile, Pratile, Messidoro, Termidoro e Fruttidoro.
Storia dell'astronomia
Quale impatto abbia avuto l'uomo primitivo con il cielo è facile immaginarlo, basta pensare
all'importanza che aveva capire il meccanismo con cui determinati eventi celesti si verificavano per
poter fronteggiare la paura e spesso la riverenza nei loro confronti. Un'eclisse con il suo improvviso
accadere doveva incutere un certo timore nell'uomo antico, per non parlare poi dell'improvviso
apparire di una cometa o di una supernovae.
A volte però la paura si trasformava in adorazione nei
confronti di chi, come il Sole, puntualmente ogni
anno iniziava un nuovo ciclo quasi a voler
simboleggiare il trionfo della vita sulla morte, o della
Luna, custode delle notti, o di Sirio che con il suo
levare eliaco segnava l'inizio delle benefiche
inondazioni del Nilo presso gli egiziani e perciò
considerata annunciatrice di benessere.
Fissare dei punti di riferimento nel cielo era dunque un'esigenza vitale per gli antichi, affinchè con
essi potessero scandire i loro momenti cruciali. Il sorgere del Sole, le fasi lunari, il ciclo stagionale
ed ogni altro evento astronomico periodico erano dunque dei preziosi riferimenti che in qualche
modo segnavano la loro stessa esistenza.
Da tutto ciò derivano i primi reperti di cultura astronomica che risalgono a circa 15000 anni fà,
quando vennero incise numerose pitture rupestri, segno di una certa conoscenza del cielo da parte
dei popoli di quel tempo. Essi erano degli ottimi conoscitori dei fenomeni celesti, complice anche il
fatto che la loro vita sociale e le loro attività si svolgessero esclusivamente all'aperto, e perciò a
contatto esclusivo con la natura ed il cielo, e ben lontano dalle luci artificiali della nostra civiltà
tecnologica.
Con il passare dei secoli l'uomo mutò la propria vita passando dal nomadismo ad una esistenza piu'
stabile e, con lo sviluppo delle prime società agricole, si impose perciò una maggiore conoscenza
della volta celeste e particolarmente del ciclo stagionale. Ecco allora l'orizzonte che, come un
calendario naturale, indicava loro lo scorrere dei mesi. Vennero eretti infatti, diversi complessi
megalitici con precisi allineamenti verso di esso, indicanti in ogni periodo, i punti di levata e
tramonto del Sole, oltre a quelli equinoziali e solstiziali. Il ciclo solare divenne allora oggetto di
culto, insieme a quello lunare che, legato alle fasi, scandiva invece il tempo nel breve termine.
Uno dei primi e piu' antichi monumenti del genere risale attorno al 2000 A.C., quando in Inghilterra
venne eretta la gigantesca opera megalitica di
Stonehenge, un vero e proprio osservatorio
astronomico, con il quale gli antichi abitanti di quelle
terre potevano seguire il decorso del Sole e della Luna,
nonchè a quanto sembra predire le eclissi. La
proclamazione di ogni evento, legato al culto religioso
ed alle attività agricole, non era dunque piu' un problema
per le classi sacerdotali, che con un calendario così
preciso potevano amministrare con esattezza tutta le vicende sociali e lavorative dei loro popoli.
Simili costruzioni sono state rintracciate anche in altre parti della Terra, segno di una certa
conoscenza dei segreti del cielo diffusa in tutti i popoli antichi. Spesso comunque, oltre agli astri
maggiori, anche le stelle divennero dei preziosi indicatori astronomici. E' d'esempio infatti la grande
piramide di Cheope, eretta intorno al 2500 A.C., che presenta numerosi allineamenti voluti agli astri
piu' luminosi del cielo, nonchè ai punti cardinali.
Tuttavia anche presso gli egizi lo studio dell'astronomia era riservato ai sacerdoti, che specialmente
si dedicavano al culto della stella Sirio, raffigurante la dea Sothis, il cui sorgere eliaco cadeva in
concomitanza alle piene stagionali del Nilo. Predire un tale fenomeno, era dunque annuncio di
benessere e prosperità per il popolo, le cui attività agricole erano imprescindibilmente legate, dato il
clima torrido, a quelle del sacro fiume. L'osservazione e lo studio dei fenomeni astronomici
dovevano dunque essere molto approfonditi presso gli egiziani, ai quali si deve anche la creazione
di un calendario di 365 giorni che poi G.Cesare introdusse a Roma.
Quasi parallelamente cresceva anche un altro
popolo, quello mesopotamico, che particolarmente
si distinse nella ricerca di segni celesti premonitori.
Ecco allora nascere dei ed eroi nel cielo della
Mesopotamia, ognuno rappresentato da diversi
corpi celesti, che attraverso i fenomeni astronomici
comunicavano la loro volontà ai Babilonesi.
Inizialmente dunque il confine fra l'astrologia e l'astronomia era molto labile, e lo studio e
l'osservazione celeste erano affidati anche presso i popoli mesopotamici alle classi sacerdotali, che
registravano puntualmente ogni evento astronomico. Così essi compilarono quelle famose tavolette
in scrittura cuneiforme che, giunte sino a noi, ci offrono una testimonianza diretta di come essi
potessero predire eclissi, congiunzioni ed altri fenomeni accaduti circa 3000 anni fà.
Risalgono a loro anche le prime osservazioni planetarie con un preciso studio dei moti dei pianeti
attraverso le costellazioni dello Zodiaco, che gli astronomi babilonesi si apprestarono a disegnare
lungo l'eclittica.
Con i Greci iniziò la scissione dell'astronomia dall'astrologia, infatti essi, acquisendo tutto il sapere
del mondo orientale, e quindi dei popoli egizi e della Mesopotamia, lo coniugarono al loro sapere
filosofico. Capire la natura e le sue manifestazioni con il ragionamento (logos), e non piu' con il
mito, era il loro credo.
Fiorirono così le prime teorie, con Talete, Anassimandro ed Anassimene, che immaginavano la
Terra come una zattera galleggiante e piatta, al centro di un sistema che comprendeva tutti gli astri
del cielo, Sole, pianeti e stelle, in perpetuo movimento attorno ad essa.
La sfericità della Terra al centro dell'universo, fù invece teorizzata
da Pitagora intorno al 500 A.C., mentre con Anassagora venne
introdotto il concetto di etere come materia universale. Intanto si
elaboravano anche le prime teorie omocentriche, con Platone ad
esempio, che poneva l'uomo e la Terra, immobile e sferica, come
centro e fine di tutte le cose, e con i pianeti, il Sole, la Luna e tutti
gli altri corpi celesti che orbitavano attorno ad essa.
Eudosso invece iniziò uno studio delle costellazioni e propose un modello dell'universo basato su di
un sistema di sfere concentriche, centrate sulla Terra, attorno alla quale ruotavano tutti gli altri corpi
celesti. Era un sistema che finalmente riusciva a spiegare i fenomeni derivanti dal moto della Terra,
ossia i movimenti apparenti del cielo e dei pianeti.
Anche Aristotele diede il suo contributo, con un modello di universo
sferico, finito e centrato sul nostro pianeta, che era basato ancora una volta
sul sistema di sfere concentriche, suddivise però in due nature: quella
celeste, immutabile ed incorruttibile, formata essenzialmente da etere, e
quelle imperfette e mutevoli dei 4 elementi naturali: Terra, Acqua, Aria e
Fuoco. In queste ogni elemento tendeva alla sfera di cui faceva parte, così
il fumo saliva in alto, verso la sfera dell'aria, mentre i gravi cadevano in
basso verso la Terra.
Il sapere astronomico dei greci ormai era ai massimi livelli nella conoscenza del cielo, ma veniva
quasi esclusivamente esercitato in Egitto dove, intorno al 300 A.C., era sorta la famosa biblioteca
che aveva reso Alessandria d'Egitto il centro culturale di quell'epoca. Qui lavorò Aristarco che,
1800 anni prima di Copernico, propose la prima teoria eliocentrica, anche se ancora improntata sul
classico sistema di sfere, e tentò per primo di misurare le distanze fra la Terra e la Luna ed il Sole.
Nel campo delle misurazioni astronomiche chi eccelse fù Eratostene che, ad Alessandria d'Egitto,
si adoperò per misurare l'inclinazione dell'eclittica, la lunghezza del meridiano terrestre, nonchè la
distanza fra la Terra e la Luna. Con Apollonio arrivarono le prime teorie che cercavano di spiegare i
moti planetari, dovuti secondo lo studioso greco, a particolari traiettorie orbitali di forma circolare,
gli "epicicli", i cui centri compivano a loro volta una rivoluzione attorno
alla Terra (deferente).
Ipparco inventò invece il primo strumento astronomico di cui si ha
menzione, la diottra, con la quale misurò la posizione delle stelle. Egli è
stato anche lo scopritore del fenomeno della precessione degli equinozi, ed
uno dei primi astronomi a redigere un completo elenco stellare, con la
catalogazione di circa un migliaio di stelle, distinte per grado di
magnitudine, e rintracciabili per mezzo di coordinate astronomiche.
Quantificò inoltre i valori dell'anno siderale e di quello tropico.
Toccando quasi marginalmente i romani, i quali si limitarono ad importare le conoscenze dei greci,
il percorso storico dell'astronomia segnava comunque nel 45 A.C., con l'impero romano trionfante
su quasi tutto il Mediterraneo, una svolta significativa. Giulio Cesare introduceva infatti il sistema
di calendario egiziano, basato su 365 giorni, e comprendente nel computo degli anni anche quelli
bisestili, che fù denominato in suo onore, "calendario giuliano", rimanendo poi in vigore fino al
1582.
Nel secondo secolo D.C. visse uno dei piu' famosi astronomi dell'antichità, Tolomeo, autore
dell'Almagesto, che riunì in questa sua grande opera, tutto il sapere astronomico antico,
includendovi il primo catalogo delle 48 costellazioni sino ad allora conosciute, e perfezionando la
concezione geocentrica. La Terra continuava infatti ad essere ferma ed immobile al centro di tutto
l'universo, mentre le orbite dei pianeti erano spiegate con gli epicicli ed i deferenti introdotti da
Apollonio, secondo un sistema, detto "tolemaico", che avrebbe resistito per oltre 14 secoli sino alla
rivoluzione operata da N.Copernico.
Intanto nel continente americano, precisamente nel centro America, fiorivano le culture dei Maya,
che si distinsero anch'essi nello studio dell'astronomia, prova ne sono gli enormi monumenti ed
edifici, adibiti all'osservazione, che gli studiosi hanno scoperto avere allineamenti astronomici.
Elaborarono inoltre un calendario basato sul Sole e sul pianeta Venere, ed eccelsero nelle predizioni
dei fenomeni celesti.
Con l'arrivo del medioevo, la cultura astronomica si
assopiva nei paesi mediterranei, mentre parallelamente
cresceva fra gli arabi. Essi con la conquista dell'Egitto,
Alessandria cadde nelle loro mani nel 642 D.C., integrarono
le proprie conoscenze con quelle sino ad allora raccolte dal
grande Tolomeo. Il nome dell'opera dell'astronomo greco, lo
si deve proprio agli studiosi arabi, che lo tradussero nella
loro lingua in "Al maghiste", tramandandolo poi alla nostra cultura. Si devono a loro inoltre anche
l'introduzione di alcuni strumenti come l'astrolabio e la bussola e la denominazione di parecchie
stelle che ancor'oggi portano i nomi originari.
Subito dopo l'inizio del nuovo millennio, precisamente nel 1054, in Cina veniva registrato dagli
astronomi locali uno dei più noti fenomeni astronomici dell'antichità: l'esplosione di quella
supernova, i cui resti possono essere ancora oggi ammirati nella Nebulosa del Granchio.
Dopo il medioevo, con la dominazione araba in Spagna, l'astronomia si riveste di nuovi fasti. Infatti
è qui che vennero stilate nel tredicesimo secolo, sotto re Alfonso di Castiglia, le Tavole Alfonsine,
uno dei testi piu' studiati e consultati in tutta l'Europa del tardo medioevo.
Il Medioevo consegnava quindi agli studiosi del Rinascimento, un'immagine dell'universo
fortemente radicata sulla concezione geocentrica del sistema tolemaico, dove Luna, Sole, pianeti e
stelle apparivano in perenne movimento attorno ad una Terra ferma ed immutabile. Iniziava però a
riaffiorare un desiderio di conoscenza e di rinnovamento, che esprimeva una diffusa voglia di
abbattere gli antichi dogmi, sui quali per secoli si era basata la cultura mediterranea.
Fra la fine e l'inizio del 16° secolo, furono realizzate infatti le imprese dei grandi circumnavigatori
della Terra, che oltre a fornire la prova definitiva della sfericità del nostro pianeta, aprirono la strada
all'esplorazione del cielo dell'emisfero australe, portando quindi alla creazione di quelle
costellazioni che completeranno quella parte della sfera celeste.
La rivoluzione arrivò con N.Copernico, che sconvolgendo l'intero sistema tolemaico, basato sulla
centralità assoluta della Terra, ne introduceva uno imperniato sul Sole. Tutto ciò, sebbene si
accordasse alla perfezione con i fenomeni celesti, provocò un terremoto culturale, sociale e
filosofico contro quelle convinzioni, ormai radicate da millenni, che alla fine relegarono la riforma
copernicana solo ad uso e consumo di alcuni fra gli
studiosi di quel tempo.
Fra questi uno in particolare, T.Brahe, fornì un nuovo
modello planetario, ancora centrato sull'immobilità della
Terra, ma con il Sole al centro di un sistema orbitante
attorno ad essa. Egli fù inoltre protagonista
dell'osservazione di una supernova nel 1572 e della pubblicazione di quel catalogo stellare da cui
prese spunto G.Bayer. Questi infatti, nel 1603, pubblicò l'Uranometria, elencando le stelle
secondo un'ordine decrescente di luminosità, ed indicandole per primo con le lettere dell'alfabeto
greco, seguito poi da Hevelius che disegnerà la prima mappa lunare ed un completo atlante celeste.
Nel frattempo nel 1582 una grande riforma, voluta da papa Gregorio XIII, aveva messo ordine nel
sistema della misurazione del tempo, introducendo il "calendario Gregoriano", tuttora in uso in
quasi tutti i paesi del mondo.
A completare la rivoluzione copernicana contribuirono G.Keplero, con la scoperta delle leggi sul
moto dei pianeti, che portano il suo nome, e G.Galilei, che introducendo nel 1610 l'uso del
telescopio, inventato nel 1608 da un ottico olandese, H.Lippershey, scoprì i 4 satelliti maggiori del
pianeta Giove, le fasi di Venere e le macchie solari, e quindi la rotazione del Sole. Erano gli ultimi
scossoni al sistema tolemaico, ancora ben radicato nella cultura di quei tempi, tanto che Galileo
venne persino tacciato di eresia.
Nel corso di tutto il 17° secolo arrivarono inoltre altre
importanti scoperte: nel 1656, C.Huygens individua il
satellite maggiore (Titano) e l'anello di Saturno, seguito
da G.D.Cassini, che nel 1675 ne avrebbe individuato
anche la divisione principale, oggi nota con il suo nome,
da G.Montanari che avrebbe esaminato la prima stella
variabile (Algol), da O.Romer, che sarebbe riuscito a quantificare il valore della velocità della luce,
ed infine nel 1681, da E.Halley, che calcolò e predisse il ritorno della cometa che porta il suo nome,
la quale sarebbe stata poi osservata da J.Palitzsch nel 1758.
Ormai il piu' era fatto, Galileo con i suoi studi che spaziavano dal Sole ai pianeti, dal moto della
Terra al principio di relatività del moto, aveva posto le basi della fisica e dell'astronomia moderne,
sulle quali ben presto si innestarono le idee di un altro grande studioso, I.Newton, che elaborò la
legge di gravitazione universale, pubblicandola nella sua opera "Philosophiae Naturalis Principia
Mathematica" del 1687. Egli, che nel 1668 aveva costruito il primo telescopio a riflessione,
introduceva così i concetti di massa e di gravità, dando inizio ad una nuova era, che abbandonando
definitivamente i modelli e le teorie tolemaiche ed aristoteliche, ampliava i confini dell'osservazione
dello spazio fino a tutto il sistema solare.
Nel 1781 C.Messier, instancabile cacciatore di comete,
compilava il primo catalogo di oggetti del cielo profondo,
enumerando oltre un centinaio fra ammassi stellari,
nebulose e galassie. Nello stesso anno vedevano la luce le
grandi opere di W.Herschel che ipotizzò l'esistenza della
galassia, e scoprì nel 1781 il pianeta Urano, e due dei
satelliti di questo, Titania ed Oberon, nel 1787. A queste seguirono, applicando i principi della
meccanica celeste di Newton, la previsione dell'esistenza di un ottavo corpo planetario, da parte di
Adams e Leverrier, che troverà poi conferma nel 1846, con la scoperta di Nettuno per opera degli
astronomi D'Arrest e Gaulle.
Nel frattempo, nel 1801 G.Piazzi aveva scoperto il primo asteroide Ceres, Encke la seconda
divisione dell'anello di Saturno, A.Hall i satelliti di Marte, C.Doppler l'effetto noto col suo nome,
ed erano stati pubblicati anche la mappa della superficie marziana da G.Schiaparelli, i risultati
dello studio sullo spettro della luce solare di J.Fraunhofer, nonchè quelli sugli spettri stellari da
parte di W.Huggins (1863) e H.Draper (1872) e la prima accurata misura della parallasse stellare
da F.W.Bessel (1838).
Con i primi anni del Novecento arrivarono altre grandi scoperte, che ampliarono definitivamente il
campo d'indagine e dell'osservazione astronomica, dal sistema solare alla galassia e quindi
all'universo intero. La prima di esse fù la teoria della relatività speciale di A.Einstein del 1905,
seguita poi da quella generale del 1916, che ribaltava, dopo appena tre secoli, tutte le teorie
galileane e newtoniane sullo spazio ed il tempo assoluto. Nel 1908, H.S.Leavitt, scoprì le Cefeidi, e
nel 1910 due astronomi elaborano indipendentemente il diagramma sull'evoluzione stellare che
porta il loro nome, Hertzsprung-Russel.
Il terzo decennio del XX° secolo è segnato invece dalla
nascita della cosmologia, alla quale contribuì E.Hubble,
dimostrando l'esistenza delle galassie (1923) ed
elaborando la legge sul loro allontanamento, e quindi
sull'espansione dell'universo (1929).
Parallelamente J.Oort scopre il centro della Via Lattea, rintracciandolo in direzione della
costellazione del Sagittario, mentre sono del 1930, la scoperta di Plutone, ad opera di C.Tombaugh,
e del 1931, l'individuazione delle onde radio cosmiche per merito di K.Jansky. In seguito venne
completata da A.Gamow la teoria del Big Bang, introdotta un decennio prima da A.Friedmann, la
cui prova fondamentale la si avrà nel 1965, con la scoperta della radiazione cosmica di fondo, da
parte dei due ricercatori statunitensi, A.Penzias ed R.W.Wilson.
Praticamente interrotto dalla 2° guerra mondiale, il percorso storico dell'astronomia riprende
paradossalmente da quella stessa grande tragedia. Sulla base degli studi sulla missilistica effettuati
dai tedeschi, si innestò infatti una crescita tecnologica nel campo dell'astronautica che avrebbe
permesso, negli ultimi 40 anni del secolo
scorso, di esplorare in lungo ed in largo il
sistema solare.
Nel corso di tutta la storia infatti,
l'osservazione celeste era stata da sempre
condotta con misure indirette. Con l'avvento
dell'astronautica invece, le cose sono
sostanzialmente cambiate, la possibilità di
inviare gli strumenti presso l'oggetto di studio era diventata realtà, dando così la possibilità, a
scienziati e studiosi, di effettuare misurazioni e rilievi in maniera diretta a prescindere dai limiti
fisici imposti dalla stessa atmosfera terrestre.
Ecco dunque le tappe salienti della storia astronomica degli ultimi 40 anni, mentre altri eventuali
approfondimenti, possono essere trovati nella sezione appositamente dedicata all'astronautica.
Tutto iniziò dunque nell'Ottobre del 1957, quando venne lanciato dai sovietici il primo manufatto
umano capace di orbitare attorno alla Terra, lo Sputnik 1, a cui seguirono
lo Sputnik 2, che nel Novembre dello stesso anno avrebbe portato in
orbita anche la cagnetta "Laika", e lo statunitense Explorer 1, che gli
USA lanceranno nel Gennaio dell'anno successivo, e che contribuirà alla
scoperta della fascia di radiazioni attorno alla Terra, nota come "fasce di
Van Allen".
Il primo uomo ad orbitare attorno alla Terra è il sovietico Yuri Gagarin, che nel 1961, a bordo
della Vostok 1, compirà un volo di 108 minuti attorno al nostro pianeta, seguito dallo statunitense
J.Glenn nel 1962. Nel 1963 è la volta della prima donna nello spazio: la sovietica V.Tereshkova a
bordo della Vostok 6.
Esaurite le prime esperienze di volo spaziale, l'oggetto di studio diviene la Luna, con tutta una serie
di sonde inviate verso il nostro satellite, Luna 9 (URSS) e Surveyor 1 (USA) saranno le prime a
discendere morbidamente sul suolo lunare, che culmineranno nella missione dell'Apollo 11 del
1969. Nel Luglio di quell'anno infatti, N.Armstrong sarà il primo uomo a posare un piede sulla
Luna, seguito dal collega E.Aldrin, che insieme al primo e a M.Collins, faceva parte
dell'equipaggio di quella gloriosa missione.
L'anno successivo, la sonda sovietica Venera 7 diviene la prima sonda ad atterrare su Venere,
mentre è del 1972 la data del lancio delle gloriose Pioneer 10 e 11, che sarebbero state le prime
navicelle a varcare la fascia degli asteroidi. Nel 1974 è la volta della sonda Mariner 4, prima ed
unica finora a raggiungere Mercurio, di cui avrebbe svelato ogni segreto, mentre il 1976 è l'anno
delle Viking 1 e 2, che atterreranno sulla superficie di Marte.
Il 1977, quando avvenne il lancio delle due Voyager, ed il 1978 sono anni in cui l'osservazione
astronomica dalla Terra ritorna a prevalere: vengono infatti scoperti l'anello di Urano ed il satellite
di Plutone, Caronte, quest'ultima ad opera di J.Christy e R.Harrington.
Gli anni '80, che iniziano con la ricezione delle prime immagini di
Saturno, inviate dalla sonda Voyager 1, sono caratterizzate
dall'introduzione nei voli spaziali dei veicoli riusabili, lo Space Shuttle,
che purtroppo sarà protagonista nel 1986 di uno dei più gravi incidenti
nella storia dei voli spaziali, l'esplosione della navetta Challenger, nella
quale perirà l'intero equipaggio.
Sempre l'86 è l'anno della posa in orbita da parte dei sovietici, di quella che sarebbe divenuta il
prototipo di stazione spaziale internazionale, la MIR, e del fly-by della sonda spaziale Giotto con la
cometa di Halley. Quattro anni più tardi, la svolta nello studio dell'universo, il lancio e l'inserimento
in orbita del Telescopio Spaziale Hubble, che fra tutti gli altri, permetterà di osservare
attentamente lo scontro avvenuto nel 1994 fra la cometa Shoemaker-Levy 9 ed il pianeta Giove.
Il 1995 è l'anno dell'arrivo della sonda intitolata al grande scienziato italiano, la Galileo, presso
Giove, di cui ancora studia tutto il sistema di satelliti, seguita da Mars Pathfinder, che nel 1997
atterrerà su Marte insieme al rover Sojourner, e dalla sonda Cassini, che sempre nel 1997, inizierà
il suo lungo viaggio verso il pianeta Saturno.
L'anno successivo avvengono la scoperta del tenue anello di Giove e
l'inizio della costruzione della Stazione Spaziale Internazionale,
seguiti da un altro evento significativo che nel 1999 vedrà E.Collins,
come prima donna comandante dello Space Shuttle. La sonda NEAR
invece nel 2000, raggiungerà per la prima volta un asteroide (EROS),
discendendone sulla superficie l'anno successivo.
Il resto è storia di oggi, con l'esplorazione corrente e futura del sistema solare da parte di numerose
sonde interplanetarie (Stardust, Ulysses, Mars Odissey 2001, Genesis, ...) che sempre piu'
cercheranno di dare risposta alle domande che da sempre si è posto l'uomo: dove, come, quando è
nato l'universo.
Moto apparente dei pianeti
Come sappiamo tutti i corpi appartenenti al sistema solare, oltre a girare su se stessi, compiono
anche un moto di rivoluzione attorno al Sole descrivendo delle orbite ellittiche. Anche la Terra a
sua volta compie degli analoghi movimenti che influenzeranno quindi l'osservazione di tutti gli altri
oggetti, le cui traiettorie appariranno infatti in maniera diversa dagli effettivi moti di rivoluzione.
Pertanto gli spostamenti celesti, del Sole, dei pianeti e di ogni altro corpo del sistema solare
verranno definiti "moti apparenti".
Il piu' semplice di essi è il percorso diurno del Sole lungo l'eclittica, (la proiezione nel cielo del
piano orbitale della Terra) che spostandosi quotidianamente di poco meno di un grado, completa il
giro in un anno solare. Allo stesso modo il nostro pianeta avanza dello stesso angolo nel corso del
suo moto orbitale, proiettando dunque l'astro maggiore progressivamente lungo tutta l'intersezione
dell'eclittica con la sfera celeste.
Le cose tuttavia si complicano quando si
considerano i pianeti. Questi, a differenza delle
stelle, variano continuamente le loro posizioni e le
loro coordinate astronomiche in maniera tanto piu'
marcata quanto piu' sono vicini a noi. Mercurio ad
esempio, che passa dalla massima elongazione
occidentale a quella orientale in appena un mese e
mezzo, si muove molto piu' velocemente che non
Plutone.
Per rintracciarli allora, in particolar modo per i tre pianeti piu' lontani, Urano, Nettuno e Plutone,
non nettamente distinguibili ed osservabili ad occhio nudo, bisogna ricorrere alle effemeridi, degli
speciali elenchi che riportano dettagliatamente le coordinate astronomiche in relazione alle date
desiderate.
Comunque, per convenzione, si assume che un pianeta si muove, rispetto alle stelle, da Ovest verso
Est di "moto diretto", anche se vi sono dei momenti in cui appare invertire la rotta, per effetto della
combinazione fra il proprio moto di rivoluzione e quello della Terra, spostandosi perciò in senso
contrario di "moto retrogrado". Tutto ciò è quindi una conseguenza dei rispettivi moti di
rivoluzione, delle diverse velocità ed inclinazioni orbitali, che dalla Terra faranno apparire in cielo
solo la proiezione degli effettivi movimenti, e quindi delle traiettorie celesti simili a delle curve che
spesso si chiudono in anelli.
A causa dei rispettivi moti orbitali,
anche i pianeti mostrano le "fasi" al
pari del nostro satellite naturale.
Infatti, osservandoli dalla superficie
terrestre, essi variano la loro
posizione rispetto alla luce solare
risultando illuminati in maniera
diversa. Il fenomeno è comunque
quasi esclusivo dei pianeti inferiori
che, similmente alla Luna, mostrano
porzioni del proprio disco apparente
che progressivamente vengono illuminati dalla luce solare, passando da una fase nulla, quando sono
in congiunzione inferiore, ad una completa quando appaiono al di là del Sole in congiunzione
superiore.
A causa però della contemporanea presenza della stella, la fase totale non è mai visibile, restando
invece osservabili quelle fasi parziali quando il pianeta dista dall'astro maggiore di una certa
distanza angolare.
Tutti gli altri pianeti invece, essendo le loro orbite esterne
alla nostra, mostreranno sempre l'emisfero illuminato,
variando di poco la percentuale interessata ed assumendo un
curioso aspetto definito "gibboso".
Configurazioni planetarie
Alla luce di quanto detto in relazione ai moti planetari, ogni pianeta varia la sua posizione, rispetto
al nostro ed al Sole, assumendo quei particolari aspetti celesti (configurazioni planetarie) che
nell'antichità sono stati oggetto di studio presso gli astronomi babilonesi, convinti com'erano questi
che essi rappresentassero una manifestazione della volontà divina. Tuttavia, prima di analizzare il
fenomeno, bisogna effettuare una suddivisione fra i pianeti in base alla posizione dell'orbita
terrestre, perciò li distingueremo in:
inferiori (o interni) - Mercurio e Venere che si trovano fra la Terra ed il Sole;
superiori (o esterni) - i rimanenti che sono situati al
di là dell'orbita terrestre.
In relazione ai primi si definirà quindi:
Congiunzione inferiore - quando il pianeta si trova
allineato fra il Sole e la Terra. E' praticamente
invisibile, nonostante sia alla minima distanza da noi,
visto che mostra l'emisfero non illuminato e si trova
in direzione del Sole.
Congiunzione superiore - se si trova al di là del
Sole. Anche in questo caso non è visibile, pur avendo
l'emisfero illuminato rivolto verso la Terra, in quanto
si trova nelle vicinanze del Sole con cui sorge e
tramonta.
Per quanto riguarda gli altri pianeti si verificherà invece:
Congiunzione - se il pianeta si trova al di là del Sole lungo la retta T-S-P. Non è visibile,
anche mostrando l'emisfero illuminato, perchè in prossimità del Sole è perciò in cielo di
giorno.
Opposizione - dalla parte opposta al Sole, sorge e tramonta 12 ore dopo di esso ed è ben
visibile, visto che mostra a noi le massime dimensioni apparenti, data la minima distanza
dalla Terra, e l'emisfero illuminato. Appare inoltre a mezzanotte al meridiano, trascorrendo
gran parte delle ore notturne alto sull'orizzonte e dunque lontano dalle luci artificiali e dai
disturbi dell'atmosfera.
Quadratura - può essere occidentale od orientale e si verifica quando il Sole ed il pianeta
sono visti dalla Terra con un angolo di 90° verso Ovest o verso Est, ragion per cui il pianeta
sorge e tramonta 6 ore prima o dopo, a seconda che preceda o segua il Sole.
In relazione a tutto ciò bisogna precisare anche il concetto di elongazione, la distanza angolare dal
Sole espressa in gradi, che può essere orientale od occidentale, e che naturalmente non può
superare l'angolo sotteso dal raggio dell'orbita visto dalla Terra. Tutto ciò corrisponderà alla
visibilità mattutina o serale del pianeta, e praticamente ad una osservazione limitata ad un certo
numero di ore prima del sorgere (elong. occidentale) o dopo il tramonto del Sole (elong. orientale),
e quindi ad una elongazione massima di 28° per Mercurio (2 ore circa), 48° per Venere (quasi 4
ore) e di 180° (12 ore) per i pianeti esterni quando questi raggiungeranno l'opposizione.
Comunque tutte le configurazioni planetarie, a causa delle singole inclinazioni orbitali di ogni
pianeta, raramente coincideranno con un effettivo allineamento, che si verificherà solo in rarissimi
casi e perciò quando il pianeta si troverà sullo stesso piano dell'orbita terrestre, ossia l'eclittica.
Lo stesso aspetto si ripeterà inoltre dopo un intervallo di tempo, il periodo sinodico, dipendente
dalla combinazione dei rispettivi moti di rivoluzione (periodo siderale) dei pianeti con quello della
Terra. Il nostro pianeta infatti, per effettuare due successivi allineamenti con un altro corpo
planetario impiega solitamente un tempo maggiore di quello occorrente per completare un'orbita
completa, in quanto per raggiungere l'altro corpo celeste, che si è nel frattempo spostato, deve
percorrere un altro tratto di orbita in più.
PIANETA
Mercurio
Venere
Marte
Giove
Saturno
Urano
Nettuno
Plutone
Per. Siderale
88
224
686
4346
10738
30571
59791
90582
Per. Sinodico
115
583
780
398
378
369
367
366
Valori espressi in giorni
C'è da aggiungere infine come col termine "congiunzioni" si indichino anche quei momenti in cui
due o più corpi del sistema solare avranno più o meno le medesime coordinate astronomiche,
raggiungendo quindi una minima distanza celeste fra loro e determinando quei particolari fenomeni
indicati appunto con questo
termine. Si dà il caso tuttavia
di rari ed eccezionali eventi in
cui più pianeti occuperanno
zone contigue del cielo dando
vita a quelli che appunto
vengono definiti
"raggruppamenti".
Teoria della relatività
Questa teoria ha introdotto nella fisica moderna delle significative novità, che praticamente hanno
rivoluzionato tutto il sistema galileano, scardinandone le fondamenta su cui esso poggiava: lo
spazio, il tempo assoluto e la relatività del moto. Concetti che vanno bene per dei parametri
adeguati alla nostra vita quotidiana, a misura d'uomo se vogliamo, ma non altrettanto quando il
nostro campo d'osservazione si sposta allo spazio cosmico. In esso infatti, entra in gioco la velocità
della luce, un valore ben piu' grande di quelli con cui siamo abituati a convivere, la cui
quantificazione ha posto peraltro il problema di riposizionare ogni punto di riferimento fisico
rispetto al passato.
Infatti, se prendiamo il caso di un marinaio che cammini lungo il ponte di una nave a 5 km all'ora,
dalla terraferma potremo vederlo muoversi secondo due diverse velocità, a seconda del riferimento
usato. Una, riferita alla nave, di 5 km/h, e l'altra di 5 km/h piu' quella propria del battello, se
useremo la Terra come punto di riferimento. E fin quì tutto a posto con il sistema galileano. Il
problema nasce se la velocità con cui si muova il nostro ipotetico viaggiatore sia pari a quella della
luce. In questo caso non lo vedremmo piu' spostarsi ad una velocità pari alla somma delle due, come
ci potremmo aspettare, bensì sempre a quella stessa della luce.
La stessa cosa riguarda la luce solare che ci giunge sempre nello stesso tempo, sia che la Terra si
stia avvicinando al Sole, ed in questo caso dovremmo osservarne una maggiore, perchè il nostro
pianeta andrebbe incontro ad essa, sia che la Terra se ne stia allontanando, ed in questo caso ne
dovremmo avere una minore, perchè i raggi solari sarebbero costretti a rincorrere la Terra.
E' questa una caratteristica della luce, da cui si ricava che
la sua velocità, la massima attualmente conosciuta, non
risponde alle regole del sistema galileano ed è perciò
uguale per ogni punto di riferimento, a prescindere dallo
spazio e dal tempo.
Di questo se ne accorse A.EINSTEIN che elaborò la
teoria della relatività, prendendo spunto dalla scoperta di due scienziati americani, i quali alla fine
del diciannovesimo secolo avevano notato che, nonostante la luce viaggi ad una velocità
grandissima, questa non puo' superare comunque i 300000 km al secondo. Essa è dunque una
quantità finita, che si mantiene costante nel tempo e nello spazio.
Come diretta conseguenza di questo, avremo la distorsione dello spazio e del tempo, che prima
erano invece ritenute entità assolute. Prendiamo l'esempio di un veicolo che proceda a tale velocità,
noteremo che pur accelerandolo, esso continuerà a muoversi in maniera costante. Dovranno variare
allora altri elementi per soddisfare la maggiore quantità di energia spesa a spingerlo piu'
rapidamente. Essendo la velocità della luce costante, la maggiore accelerazione, l'energia,
comporterà l'aumento della massa del veicolo, con la diretta conseguenza che un osservatore
esterno vedrà l'auto accorciarsi, per la contrazione dello spazio, ed i movimenti dell'autista
rallentare, per la dilatazione dei tempi.
La teoria della relatività allora ribalta i punti di riferimento fissati dal sistema galileano, quando la
velocità di un corpo si approssima a quella della luce. Ogni evento fisico non è piu' relativo al moto,
con lo spazio ed il tempo invariabili, bensì alla posizione dell'osservatore, dove l'unica entità
assoluta diviene appunto la velocità della luce.
A.EINSTEIN codificò il tutto in quella famosa formula che caratterizza tutta la sua teoria:
Energia E = massa M x velocità della luce C al quadrato
Applicando tutto questo all'universo, Einstein elaborò la seconda parte della teoria, la Relatività
Generale, mentre la prima è chiamata Ristretta, dove entra in gioco un'altra forza fondamentale,
quella gravitazionale, a cui praticamente si sottomette persino la luce. Infatti, nello spazio cosmico,
un raggio di luce che transita in prossimità di una grande massa, viene da questa deviato verso se
stessa, in maniera direttamente proporzionale all'entità del corpo celeste.
Ciò è stato appurato durante le eclissi solari, osservando come
alcune stelle apparivano spostate, rispetto alle posizioni reali, a
causa della massa solare. Ma come sappiamo dall'evoluzione dei
corpi stellari, questi, alla fine della loro vita, si contraggono,
aumentando quindi grandemente la loro densità. A densità
maggiori corrispondono gravità maggiori, e perciò piu' deviazioni
della luce, sino al caso limite di densità infinita, cui corrisponderà
una forza gravitazionale infinita ed una conseguente deviazione totale della luce.
Allora un raggio di luce che passi in vicinanza di una grande massa gravitazionale verrà risucchiato
da questa in un pozzo senza fondo, senza piu' essere visibile dall'esterno e con una velocità sempre
maggiore. Ma come sappiamo dalla relatività ristretta, essa non può superare il suo stesso limite di
300000 km al secondo, ragion per cui, ad esserne in primo luogo influenzati, saranno lo spazio ed il
tempo.
Una teoria rivoluzionaria dunque, che porta come diretta conseguenza nel campo astrofisico alla
scoperta di uno dei piu' straordinari oggetti dello spazio: il buco nero.
Buchi neri
L'oggetto piu' misterioso che lo studio dell'universo possa presentare è sicuramente il buco nero.
Cosa sia esattamente, gli studiosi ancora non sanno spiegarlo, visto che per sua caratteristica, e da
cui il nome, esso è un corpo oscuro e misterioso.
buco nero in M87
(foto HST/NASA-NSSDC)
Per iniziare una descrizione di esso bisogna partire
dall'evoluzione delle stelle. Infatti, come abbiamo detto
nella pagina relativa a tale argomento, esse nascono e
muoiono secondo un percorso ben definito. Prima le
vediamo prendere forma da nubi di gas e polvere
interstellare in via di contrazione, sino ad arrivare ad un
punto che innescherà la loro attività vera e propria: la
nucleosintesi stellare. Successivamente, terminato il
combustile, il nucleo stellare non riuscendo piu' a contrastare le spinte gravitazionali delle parti
esterne, collasserà praticamente su se stesso.
E' a questo punto che entrano in gioco i buchi neri, infatti, se le dimensioni della stella ammontano
ad almeno 3,2 masse solari, secondo quanto teorizzato dagli scienziati, la densità del corpo stellare
in agonia andrà progressivamente aumentando, mentre di pari passo crescerà anche la forza da
imprimere ad un qualsiasi oggetto affinchè esso riesca a sfuggire alla sua attrazione gravitazionale.
E' questa la velocità di fuga, che deve avere un corpo per riuscire ad abbandonare la superficie di
un qualsiasi altro oggetto celeste, che per esempio sulla Terra ammonta a 11,3 km/s. Quando questo
valore avrà raggiunto i 300000 km/s, nemmeno la luce potrà piu' sfuggire, e così il buco nero, come
un immane pozzo senza fondo, inghiottirà qualsiasi cosa gli capiti nei
paraggi.
Tutti i corpi possono diventare dei buchi neri, e ciò è stato studiato da
uno scienziato tedesco K.SCHWARTZSCHILD, secondo il quale
un corpo ridotto a certe dimensioni, mantenendo costante la massa,
varca un limite oltre cui diviene un buco nero. Tale soglia viene
chiamata raggio di SCHWARTZSHILD.
La teoria della relatività però ci insegna che alla velocità della luce
entrano in gioco ben altri fattori di quelli fissati dalla meccanica
classica, così nella descrizione di questo fenomeno bisogna tener
conto anche della nuova dimensione spazio-temporale introdotta da A.EINSTEIN.
E' dimostrato infatti come un raggio di luce che passi in prossimità di un corpo sia da questo attratto
in maniera direttamente proporzionale alla sua massa. Tanto piu' sarà la massa del soggetto
attrattore di altrettanto il raggio sarà curvato, sino all'estrema condizione in cui a massa infinita
corrisponderà un incurvamento totale.
Per dare un'idea del concetto, gli studiosi ricorrono spesso all'analogia con una pallina di metallo
posta su un tappeto di gomma. Piu' aumenterà il peso della pallina e maggiore sarà la depressione
nella superficie del tappeto, sino ad arrivare ad un punto, corrispondente a peso infinito, in cui le
dimensioni dello spazio subiranno un mutamento irreversibile.
Nel caso del buco nero, questo è il limite oltre cui lo spazio si chiude su se stesso ed il tempo
rallenta sino a quasi bloccarsi, in quello che gli scienziati chiamano l'orizzonte degli eventi, una
sorta di punto di non ritorno. Una singolarità spazio-temporale, che molti scienziati pensano possa
essere una porta di comunicazione con altri universi o con altre parti del nostro.
Data la mancanza di radiazioni visibili emesse, individuare un buco nero è però molto difficile, per
lo piu' ci si può basare sugli effetti gravitazionali da esso causati. Infatti gli astrofisici, ritenendo che
lo si possa rintracciare in stelle binarie, hanno già concentrato la loro osservazione sulla stella
Cignus X1 della costellazione del Cigno.
Questa presenta delle perturbazioni tali da far pensare ad un compagno impercettibile che orbita
attorno ad un comune centro di massa. Ciò è suffragato anche dalla discreta quantità di raggi X
rilevati, che pare possano essere radiazioni emesse dalla materia risucchiata dall'ipotetico buco
nero.
Forza gravitazionale
Osservando l'universo balza agli occhi una importante proprietà che regola i moti e le interazioni fra
i corpi che formano il cosmo, siano essi oggetti celesti o semplicemente terrestri. E' questa la forza
gravitazionale.
Scoperta nel diciassettesimo secolo da I.Newton è, delle 4 forze fondamentali che regolano il
creato, la piu' debole, ma la non meno importante. La nostra stessa esistenza è imperniata su di essa.
Sia che ci muoviamo, sia che solleviamo un qualsiasi oggetto, in ogni istante della nostra vita
operiamo in maniera tale da vincere questa forza. Eppure per scoprirla si è dovuti aspettare
l'ingegno di Newton, prima di allora infatti, si credeva che ogni corpo fosse indissolubilmente
legato alla Terra, il centro di tutte le cose, ed era perciò naturale per un sasso lanciato in aria tornare
a far parte del sistema di origine.
Oggi noi sappiamo, grazie ad essa, che non è cosi. Infatti, tutti i corpi dell'universo sono legati fra di
loro da questa forza di mutua attrazione, detta appunto universale per la sua caratteristica di
interessare la globalità degli oggetti, siano essi i pianeti del cielo o le stelle o noi stessi. Il Sole ad
esempio, con la sua grande massa, attrae a sè tutti i corpi del sistema solare, che a loro volta
esercitano una forza su di esso e nei confronti di altri corpi. Pensiamo ad esempio alle comete,
spesso interessate nel loro moto anche dalle grandi masse di pianeti come Giove e Saturno che ne
alterano le orbite.
Comunque nel caso in cui le masse in gioco non siano dello stesso ordine di grandezza, il corpo
minore è completamente legato a quello di dimensioni maggiori, e si parla allora molto piu'
semplicemente di forza di gravità. E' per questo che noi siamo vincolati alla superficie terrestre, a
meno di non essere sottoposti ad una forza che ci permetta di sfuggire all'influenza del nostro
pianeta sfruttando la spinta di aerei o di razzi. Ad esempio nel caso delle missioni spaziali, una
sonda per liberarsi dall'attrazione terrestre deve raggiungere una velocità di 11,3 km/s, la cosidetta
velocità di fuga, a cui poi, mediante opportune manovre, si imprime una spinta parallela alla Terra,
che combinandosi con la forza di gravità crea un equilibrio mantenendola in orbita su un'orbita
ellittica. Invece, imprimendo una forza maggiore, si riuscirà a svincolare completamente una sonda
dall'attrazione terrestre, come nei viaggi interplanetari. Viceversa con una forza minore essa non si
manterrà in orbita, ma ricadrà sulla Terra.
Nel campo dell'esplorazione interplanetaria è allora la forza gravitazionale a fare da combustibile.
Infatti, sfruttando l'attrazione dei pianeti, è possibile guidare le sonde sino ai confini del sistema
solare, facendole prima attrarre e poi lanciare dalle grandi masse planetarie.
Ogni corpo allora si muove di moto rettilineo
uniforme, sino a quando non interviene una
forza esterna che ne modifica lo stato iniziale
e che imprime ad esso una traiettoria a
seconda della forza risultante. Nel caso dei
pianeti l'orbita è la risultante della forza dovuta al loro moto, che tende a far muovere il pianeta in
modo rettilineo, e di quella di attrazione verso il centro del sistema
solare.
Newton sintetizzò il tutto nella legge di gravitazione universale,
affermando che due qualsiasi corpi si attraggono in ragione del
prodotto delle proprie masse diviso il quadrato della distanza che
li separa, il tutto moltiplicato per una costante G, detta di
gravitazione universale:
F = [ (m1 x m2) : d x d ] x G
A questo punto bisogna chiarire la differenza fra due concetti
molto importanti, ossia quelli riguardanti la massa ed il peso di
ogni oggetto. La prima è intrinseca ad ogni corpo e non è modificata dalla gravità, in quanto si
riferisce alla quantità di materia. L'altro invece dipende dalla gravità a cui è sottoposto ogni corpo.
Così il corpo di un'astronauta avrà la stessa massa sia sulla Terra che sulla Luna, ma non lo stesso
peso. Sul nostro satellite naturale dove la gravità, essendo la massa lunare minore di quella terrestre,
il nostro uomo peserà un sesto in meno.
Il peso sarà dunque uguale alla massa moltiplicata per una costante detta accelerazione di gravità:
P=mxg
che non è altro che la forza con la quale viene attratto un corpo di massa m.
Newton scoprì anche che tutti i corpi cadono sulla Terra con la stessa velocità, essendo sottoposti ad
una accelerazione costante che ammonta a 9,82 metri al secondo quadrato, siano essi una piuma od
un martello. La differenza è data esclusivamente dalla resistenza che l'aria esercita su ogni corpo.
La forza di gravità è dunque fondamentale per la nostra esistenza, senza di essa la nostra vita
terrestre non sarebbe così come la conosciamo, basti pensare alle difficoltà degli astronauti durante
le missioni spaziali nel compiere le cose piu' elementari o alle sensazioni che si provano in ambienti
che simulano l'assenza di gravità, pensiamo alle montagne russe od al superamento di un dosso
stradale con un auto a piena velocità.
La legge di Newton comunque vale solo nel caso si considerino due corpi che siano lontani da altre
masse. Nel caso del sistema solare, per studiare il moto di un pianeta o di una sonda interplanetaria,
bisognerebbe in effetti tener conto anche degli altri corpi, così come di stelle vicine. Solitamente
però, per semplificare i calcoli, si considerano solo le masse piu' ingenti, ossia quelle del Sole, di
Giove e di Saturno, considerando tutte le altre di entità trascurabili.
Con l'avvento della teoria della relatività, la forza gravitazionale assume un ruolo ancora piu'
importante, essendo stato scoperto come le grandi masse influenzino persino la luce ed alterino i
concetti dello spazio e del tempo assoluti.
Il fenomeno delle maree
Le maree sono l'effetto piu' tangibile dell'influenza esercitata dal Sole e dalla Luna sul nostro
pianeta, e sono quindi causate in maniera diretta dalla forza di gravitazione universale, che vuole
due qualsiasi corpi attrarsi in maniera reciproca in funzione della propria massa e della distanza che
li separa.
Il nostro satellite infatti, esercita una forza di attrazione sulla Terra che
maggiormente si ripercuote sulla massa liquida perchè questa, a
differenza di quella solida, è piu' soggetta alle deformazioni.
Ad incrementare il fenomeno concorre anche il Sole con la sua forza di
attrazione che comunque agisce in misura minore di quella lunare,
infatti, anche se piu' grande, la nostra stella dista dalla Terra 400 volte
piu' della Luna, con la conseguenza che il nostro satellite farà sentire la
sua influenza 2,2 volte di piu'.
Il risultato di queste forze mareali, sarà allora un'oscillazione della massa liquida, che provocherà in
ogni istante un rigonfiamento del livello delle acque che si rifletterà anche nella parte opposta della
Terra per cause che vedremo. Viceversa in altri due punti, diametralmente opposti, avremo due
abbassamenti. Sono i cosiddetti fenomeni di alta e bassa marea, che nell'ambito di un giorno
lunare, 24 ore e 50 minuti, si verificheranno nello stesso luogo con una periodicità di 12 ore e 25
minuti ed un intervallo fra uno e l'altro di 6 ore 12 minuti e 30 secondi circa.
Oltre alla forza di gravitazione universale in questo fenomeno entra in gioco anche un'altra forza,
quella centrifuga. Infatti la Terra e la Luna, legati da mutua attrazione, costituiscono un unico
sistema che ruota attorno ad un baricentro collocato a circa 4800 km dal centro della Terra in
direzione della Luna, con il risultato che la massa delle acque che si trova dalla parte opposta alla
Luna si gonfia appunto per la forza centrifuga derivante dalla rotazione del sistema.
I livelli d'innalzamento delle acque si fanno sentire particolarmente vicino le coste e possono
raggiungere anche i 15 metri, mentre in mare aperto o in mari
chiusi come l'Adriatico, toccano il metro di altezza.
La maree comunque possono essere distinte in:
lunari - quando l'innalzamento delle acque si verifica in direzione della Luna;
antilunari - quelle che si creano nella direzione opposta;
equinoziali o vive - nei periodi di Luna Piena o Nuova e perciò quando all'allineamento si
aggiunge anche il Sole;
di quadrature o morte - al primo o all'ultimo quarto è perciò quando il nostro pianeta ed i
due astri maggiori formano un
angolo di 90°.
C'è da dire anche, che oltre ad agire
sulla massa liquida, questo fenomeno
influenza anche il moto di rotazione
della Terra. Infatti la Luna,
trascinando con sè le acque, agisce
come un freno sul nostro pianeta, con
il risultato di farne rallentare il periodo
di rotazione, e dunque la durata del giorno, che va crescendo sempre piu' anche se in maniera
impercettibile.
La scomparsa dei dinosauri
Fra i misteri ancora insoluti che continuano ad affascinare l'uomo, abbiamo quello legato alla
scomparsa dei dinosauri. Vissuti circa 65 milioni di anni fà, essi sono stati fra i primi esseri viventi
a popolare il nostro pianeta, poi scomparsi in massa, dopo averlo dominato per milioni di anni.
Quale sia stata la causa che ha provocato la loro
estinzione, è ancora tutta da scoprire, ma gli
studiosi sono quasi tutti concordi nel supportare
l'ipotesi di una catastrofe di livello planetario, che
sconvolse l'intero ecosistema del pianeta. E' da
verificare anche la provenienza di tale evento,
ossia se esso sia stato provocato da circostanze
terrestri, oppure se sia da ricercare in cause esterne
provenienti dallo spazio.
Quello che appare certo, è che dev'essersi trattato veramente di un evento apocalittico di breve
durata, visto che i resti di questi enormi animali si vanno ritrovando tutti riuniti negli stessi luoghi,
come se essi, consci della loro fine ormai prossima, si siano aggregati per fronteggiare un pericolo
comune.
Dicevamo delle cause che dunque sono da ricercarsi o nel nostro pianeta o nello spazio esterno. Nel
primo caso si potrebbe parlare di variazione dell'inclinazione dell'asse terrestre, con conseguente
sconvolgimento dell'ambiente e del clima, o ancora di un eccezionale incremento dell'attività
vulcanica della Terra, con produzione di immense quantità di gas e fumi che, per l'effetto serra da
essi causato, avrebbero poi impedito il normale processo della vita.
Ma questi sono eventi che avrebbero avuto bisogno di tanto tempo per provocare un tale
sconvolgimento, per cui l'ipotesi piu' probabile è da ricercarsi in cause esterne al nostro pianeta,
considerando anche la globalità della catastrofe che toccò l'intera specie animale. Infatti la Terra,
come tutti gli altri pianeti, è stata in passato, e lo è ancora oggi, probabile bersaglio di meteoriti,
asteroidi, comete e radiazioni cosmiche di particolari intensità. Ciò in passato, essendo il sistema
solare in via d'assestamento, si verificava abbastanza spesso, prova ne sono i crateri disseminati
sulla superficie di Mercurio, della Luna e di altri corpi planetari. Pensiamo ad esempio alla cometa
Shoemaker-Levy 9 disintegratasi su Giove, evento che se verificatosi sulla Terra, avrebbe potuto
scatenare immani conseguenze per l'uomo.
E' probabile dunque che similmente, all'epoca dei dinosauri, sia avvenuto qualcosa del genere.
Infatti, analizzando le stratificazioni del terreno, allo stesso modo degli anelli del tronco di un
albero, gli studiosi hanno rinvenuto in diversi posti del mondo delle zone particolarmente ricche di
iridio, che risalirebbero proprio a 65 milioni di anni fà.
La pluralità dei ritrovamenti, ed il fatto che tale elemento è abbastanza raro sulla Terra, ed invece
presente nello spazio interplanetario, fanno pensare ad un impatto con un corpo celeste, che
potrebbe essere un meteorite, un'asteroide o anche, come nel caso di Giove, una cometa. Un simile
impatto avrebbe causato allora mutamenti irreversibili, facendo innalzare la temperatura per l'effetto
serra, a causa del pulviscolo atmosferico creato da un tale scontro, oppure modificato i parametri
orbitali della Terra, con successivi cambiamenti climatici, anche se quest'ultima ipotesi rientra
anche se indirettamente nell'ambito delle cause terrestri e perciò da scartare perchè troppo lenta.
Si sarebbe potuto trattare inoltre di una supernovae che, esplosa nei paraggi del sistema solare,
abbia irradiato per secoli il nostro pianeta con malefiche radiazioni cosmiche, in maniera tale da
superare lo schermo protettivo fornito
dall'atmosfera.
Le ipotesi sono dunque diverse, ma gli unici indizi
di rilevanza scientifica sono allo stato attuale
l'improvviso aumento dell'iridio ed i resti di un
cratere localizzato nella penisola dello Yucatan in
Messico che appunto portano il campo esplorativo
nello spazio esterno al nostro pianeta.
La causa della scomparsa dei dinosauri, è dunque ancora tutta da dimostrarsi, ma sicuramente tutto
ciò ha aiutato l'evoluzione della razza umana, essendo l'ingombrante presenza di questa razza
animale, un ostacolo difficilmente superabile per noi.
La ricerca della vita extraterrestre
Nella storia è sempre piu' cresciuto il desiderio da parte dell'umanità di ricercare nello spazio
cosmico eventuali forme di vita. Infatti, da quando si è raggiunta la certezza di uno spazio immenso,
ben piu' grande di quello occupato dalla Terra, o se vogliamo dal sistema solare, i confini
dell'osservazione astronomica si sono allargati a dismisura arrivando a comprendere quelli
dell'intero universo. E' naturale quindi il desiderio di ricercare forme di vita aliene, con le quali
confrontarsi, e poter così fugare il turbamento che deriva dall'idea di essere soli nell'universo.
In passato si riteneva certa la presenza di esseri viventi nel nostro sistema solare, particolarmente
sul pianeta Marte. Tutto questo è nato da errate valutazioni che nei secoli scorsi hanno visto
protagonisti persino eccellenti scienziati. Ad esempio nel diciottesimo secolo un astronomo
Schiaparelli, attraverso le sue osservazioni al telescopio, notò sul pianeta Marte delle linee che
tagliavano il pianeta. Furono interpretate come delle opere irrigue di ipotetici ingegneri marziani,
mentre in effetti non erano altro che delle distorsioni visive dello strumento.
Le sonde spaziali del ventesimo secolo, inviate su Marte e verso altri pianeti, hanno però escluso in
maniera categorica ogni possibile presenza di vita sul pianeta rosso od all'interno del sistema solare,
sottolineando la mancanza di quelle condizioni necessarie all'evoluzione di una qualsiasi forma di
vita attuale o pregressa. E' come se la posizione della Terra sia quella piu' favorevole per lo
sviluppo di determinati elementi ritenuti indispensabili a modelli vitali simili al nostro. La
temperatura ad esempio, proibitiva su quasi tutti i pianeti, o la mancanza di una atmosfera simile
alla nostra, per non parlare della gravità, eccessiva su Giove e Saturno e debole sulla Luna.
Conclusasi la ricerca nel sistema solare, gli orizzonti del campo d'indagine si allargano
necessariamente alla nostra galassia ed a quelle adiacenti, avvalendosi di teorie, oramai accertate
dagli studiosi, le quali fanno pensare che
comunque da qualche parte nello spazio
cosmico una qualsiasi forma di vita dovrà pur
esistere.
Per prima l'immensità dello spazio che rende
irragionevole pensare che il fenomeno della
vita possa essere circoscritto ad un'area così ristretta qual è il sistema solare, seguita dalla scoperta
in quasi tutto l'universo di quei componenti, ritenuti essenziali per la vita di ogni organismo, ossia le
molecole organiche. Basate sull'idrogeno, ossigeno, carbonio ed azoto, esse sembrano essere
presenti sia nei corpi del sistema solare come nelle grandi nubi intergalattiche che adornano il
cosmo.
La cosa piu' importante che supporta la ricerca di vita extraterrestre è comunque la scoperta di
alcune stelle che come il Sole sono dotate di pianeti, i quali se dotati di caratteristiche simili alla
Terra, potrebbero presentare forme di vita in evoluzione o già sviluppate.
La ricerca di queste probabili civiltà aliene è comunque resa difficoltosa dalla impossibilità di poter
interagire con loro, date le immense distanze in gioco. E' per questo che in passato, precisamente
negli anni settanta, alcune sonde interplanetarie sono state equipaggiate con dei particolari messaggi
sperando che in futuro possano essere intercettati ed interpretati da civiltà intelligenti, visto che le
navicelle, una volta assolto il compito di esplorazione all'interno del sistema solare, avrebbero
vagato nello spazio esterno.
E' il caso della sonda PIONEER 10, inviata verso il pianeta Giove, che conteneva un disegno
raffigurante l'uomo e la donna, nonchè dei riferimenti alla Terra, al sistema solare ed alla rotta della
navicella. Le sonde VOYAGER, inviate verso Saturno, Nettuno ed Urano, sono state dotate invece
di dischi sui quali sono stati registrati immagini e descrizioni
della nostra civiltà.
foto NASA
Il sistema piu' pratico su cui si può basare la ricerca di eventuali
contatti con civiltà aliene provenienti dallo spazio, è quello delle
onde radio, visto che esse viaggiano alla velocità della luce,
attualmente la piu' alta conosciuta.
Ed è appunto in questo settore che si stanno intensificando l'osservazione e gli studi. Già dagli anni
sessanta è stato introdotto questo metodo grazie ad uno scienziato americano F.DRAKE, che
persino quantificò nella seguente equazione l'esistenza di civiltà intelligenti nella nostra galassia:
C = S x Sp x St x Sv x Si x Sit x D
C - numero di possibili civiltà intelligenti;
S - numero delle stelle della Via Lattea;
Sp - percentuale di S con pianeti;
St - percentuale di Sp con pianeti simili alla Terra;
Sv - percentuale di St con presenza di vita;
Si - percentuale di Sv con presenza di vita intelligente;
Sit - percentuale di Si con presenza di vita intelligente ad un livello tecnologico simile al
nostro;
D - durata media di una civiltà.
Risolvere una data formula non è cosa facile, viste le numerose incognite attualmente esistenti,
ragion per cui la ricerca continua con metodi sempre piu' raffinati. Nel 1974 ad esempio venne
trasmesso dal radiotelescopio di Arecibo, nell'America centrale, un messaggio radio in codice
binario contenente descrizioni della nostra civiltà, del nostro livello tecnologico nonchè dei
riferimenti al sistema solare ed alla Terra. Inviato verso l'ammasso di stelle M13 nella costellazione
di Ercole, distante 25000 anni luce, se ricevuto e correttamente decifrato potrà darci una risposta
comunque solo fra 50000 anni.
Un altro metodo è quello rappresentato dal progetto SETI (Search for
Extraterrestrial Intelligence), dove oltre 2 milioni di computer di tutto il
mondo sono collegati attraverso il web per scandagliare uno spettro radio
molto vasto alla ricerca di un eventuale segnale alieno. Il progetto
consiste infatti in un software, praticamente uno screensaver, che dopo
aver analizzato i dati ricevuti via internet dal radio telescopio di Arecibo
li rispedisce al server centrale dove vengono archiviati.
La ricerca della vita extraterrestre è perciò da considerarsi come all'inizio
di un lungo percorso dove, nonostante i limiti degli attuali sistemi di ricerca, si spera che, affinando
sempre piu' le tecniche di osservazione nel campo della radioatronomia, si possa dare un giorno una
risposta alla domanda che da sempre ci angoscia: Siamo soli nell'universo?
Strumenti astronomici
Sin dai tempi antichi, lo strumento principale di cui si è avvalso l'uomo per l'osservazione celeste è
stato l'occhio, e sebbene ciò possa sembrare riduttivo ai giorni nostri, immersi come siamo in un
mondo tecnologico, è proprio grazie ad esso se sono state poste le fondamenta dello studio del cielo
e dei relativi fenomeni astronomici con le osservazioni operate dai grandi astronomi dell'antichità.
E' indubbio comunque che un grande passo avanti è stato compiuto con l'ausilio di strumenti ottici
come i telescopi. Ad introdurli nello studio dell'astronomia fù
G.Galilei, che basandosi sulla scoperta di un ottico olandese, costruì il
primo modello, un rifrattore, con il quale scoprì i satelliti maggiori del
pianeta Giove, il fenomeno delle macchie solari e si dedicò
all'osservazione lunare e a quella del pianeta Venere, seguito da
I.Newton, che inventò l'altro tipo di telescopio più usato, il riflettore
newtoniano.
Quelli moderni a tutt'oggi si basano, anche se ulteriormente perfezionati ed accessoriati, sulle stesse
caratteristiche. Sono infatti composti da un tubo annerito che funge da sostegno all'obiettivo, un
sistema di lenti od uno specchio, che ha la funzione di catturare l'immagine del corpo celeste, la
quale verrà poi osservata tramite l'oculare, che si trova invece sistemato su un dispositivo a
cremagliera per le opportune regolazioni di messa a fuoco.
Generalmente è allora possibile distinguerli in due grandi classi, i rifrattori ed i riflettori, che si
rifanno ad altrettante proprietà della luce, ossia la
rifrazione e la riflessione.
Altro strumento ottico abbastanza usato è il
binocolo, che praticamente si può collocare a metà
strada fra l'osservazione ad occhio nudo e quella
telescopica. Esso è principalmente formato, come i
rifrattori, da un doppio sistema di lenti con una di
esse, la principale, che funge da raccoglitore di luce e fà convergere i raggi luminosi su dei prismi
raddrizzatori che deviano l'immagine verso gli oculari. A differenza dei telescopi sono caratterizzati
da grande portabilità e basso costo, anche se naturalmente non offrono le stesse prestazioni.
Tutte le lenti o specchi, per quanto perfettamente lavorati, introduranno comunque delle distorsioni
ed alterazioni visive delle immagini che vengono dette "aberrazioni ottiche" e che sono il risultato
delle stesse proprietà fisiche della luce:
Aberrazione cromatica - tipica delle lenti è una distorsione visiva che fà apparire
l'immagine di un corpo celeste con i contorni variamente colorati e che è causata dalla
diversa misura di rifrazione cui sono sottoposte le componenti della luce in ragione della
loro differente lunghezza d'onda. Ciò viene corretto mediante l'aggiunta di una ulteriore
lente (doppietto acromatico) che scompone i raggi luminosi in maniera opposta.
Aberrazione sferica - alterazione dell'immagine, dovuta alla stessa forma della lente o dello
specchio, che introducendo una differente deviazione dei raggi, a seconda della posizione
con cui essi incidono sulla superficie riflettente, provoca un alone che viene corretto con
l'uso di specchi parabolici.
Questo però per quanto riguarda l'osservazione
dalla superficie terrestre. E' infatti risaputo che la
nostra atmosfera distorce i raggi luminosi
comportandosi come un filtro fra noi ed il cielo e
disturbando così le visioni dei corpi celesti. A
questo si pone rimedio spostando il punto di osservazione il piu' alto possibile, a volte anche nello
spazio.
Tuttavia esistono anche altri particolari tipi di telescopio che indagano il cosmo nel campo
dell'infrarosso, dei raggi x, dell'ultravioletto e nel campo delle onde radio. E' noto infatti come
l'atmosfera terrestre, oltre a parte della luce, lasci passare anche le onde radio, così da quando si
sono scoperte sorgenti stellari che emettono particolari impulsi sotto tale forma, l'osservazione
dell'universo avviene sfruttando anche i radiotelescopi, praticamente delle gigantesche antenne di
forma paraboidale che ricevendo i segnali dallo spazio li amplificano per permetterne lo studio. Fra
i piu' famosi quello di ARECIBO, impiegato nell'ambito del progetto SETI per la ricerca di civiltà
extraterrestri.
Telescopi: rifrattori, riflettori . . .
La luce ha la caratteristica di essere deviata o riflessa, dalla direzione originaria da cui proviene,
quando attraversa dei mezzi di diversa densità o quando incontra una superficie riflettente. Ragion
per cui, sfruttando tali proprietà, è possibile convogliare i raggi che attraversano una lente ottica
(convergente o divergente) o incidono su uno specchio concavo, verso un punto detto fuoco. Da
questo, che si trova sulla stessa retta passante per il centro della lente o dello specchio (asse ottico)
e situato ad una certa distanza (focale) da essi, verrà successivamente estratta l'immagine.
I telescopi possono essere allora distinti in
due grandi classi, a seconda che l'obiettivo
sia una lente od uno specchio, e perciò
avremo i rifrattori ed i riflettori a cui è
comunque possibile aggiungerne una terza,
praticamente un misto delle precedenti,
ossia i catadiottrici.
Rifrattore
Sistema ottico riferito al principio della rifrazione della luce, formato da due lenti delle quali la
primaria, l'obiettivo, spesso un doppietto di lenti acromatico, ha la funzione di raccogliere i raggi
luminosi e di indirizzarli verso il fuoco. Da qui la luce divergerà verso l'oculare, la lente secondaria
situata sullo stesso asse, la quale ingrandirà l'immagine del corpo celeste in modo da adattarla alla
pupilla. E' indicato per l'osservazione planetaria, solare e lunare e soffre particolarmente
dell'aberrazione cromatica. Da rilevare inoltre che a parità di prestazioni costa di piu' di un
riflettore, anche se rispetto a questo necessita di poca
manutenzione.
Riflettore
Sistema ottico basato sul principio della riflessione, composto da uno specchio principale, che
raccoglie la luce proveniente da un oggetto celeste, e da un oculare verso cui vengono convogliati i
raggi luminosi in maniera diversa a seconda del tipo di strumento. E' un telescopio particolarmente
delicato, a causa della manutenzione e della cura che necessita durante l'uso ed il trasporto, affinchè
ne venga evitato il decentramento delle parti ottiche. Generalmente i riflettori sono adottati
nell'osservazione di galassie e nebulose e soffrono di difetti visivi
come il coma.
Newtoniano - Introdotto da Newton, è formato da uno
specchio parabolico (primario), che riceve la luce e la invia
ad uno specchietto inclinato (secondario), situato poco
prima del fuoco, che a sua volta la rifletterà lateralmente
verso l'oculare.
Cassegrain - Si differenzia dal precedente per lo
specchio secondario, di forma iperbolica, che a sua volta
convoglia l'immagine verso l'oculare passando per una
feritoia situata al centro dello specchio principale. In
questa maniera l'osservatore viene a trovarsi come per i rifrattori dietro allo strumento, che
risulta così molto più compatto e maneggevole.
Catadiottrico
Altro sistema di ottica telescopica, costituito da una combinazione di lenti e specchi, che ai pregi dei
sistemi precedenti, unisce una maggiore facilità nel trasporto e l'assenza di aberrazioni.
Schimdt/Cassegrain - Ha lo specchio secondario di forma sferica preceduto da una lastra
che ha la funzione di correggere l'aberrazione sferica.
Maksutov - Dotato di una lente divergente, situata prima dello specchio principale, che è
stata introdotta per correggere l'aberrazione sferica e quella residua cromatica.
Un buon telescopio deve essere caratterizzato da alcune caratteristiche fondamentali che possano
rendere agevole, ed il piu' possibile autentica, la visione dei corpi celesti che si vogliono osservare.
Ad esempio con seeing buono, ossia con cielo privo di turbolenze atmosferiche, l'immagine di una
stella osservata con uno strumento di qualità deve presentare il caratteristico dischetto di AIRY, un
disco luminoso che va scemando di intensità verso l'esterno con anelli concentrici. Non devono
inoltre essere presenti aberrazioni di nessun tipo, anche se è pressocchè impossibile a causa delle
proprietà dei raggi luminosi, che essendo composti da diverse lunghezze d'onda, verranno rifratti o
riflessi, da una lente o da uno specchio, in maniera diversa. Ciò comunque viene corretto il piu'
possibile, adottando alcuni accorgimenti ottici.
Altra importante caratteristica dei telescopi è il tipo di montatura adottata, che dev'essere di
pregevole fattura: leggera da trasportare, robusta per impedire anche la minima oscillazione dello
strumento e fluida nella meccanica per rendere agevole la visione e l'inseguimento di un corpo
celeste lungo il suo tragitto.
Generalmente i diversi tipi di montature ricalcano, su apposite manopole, le suddivisioni in gradi ed
ore delle coordinate astronomiche, mantenendo così i propri assi paralleli a quelli del rispettivo
sistema di riferimento:
Altazimutale - Basata sui due assi, orizzontale e verticale del sistema omonimo, è molto
scomoda da usare perchè, per centrare e seguire un astro, bisogna continuamente agire sulle
due regolazioni, quelle dell'altezza e dell'azimut, onde fronteggiare il moto della sfera
celeste, problema che si evidenzia particolarmente nell'uso di ingrandimenti eccessivi.
Equatoriale - Riferita al sistema omonimo, si basa su un asse parallelo all'asse terrestre
(asse polare) e su di un altro perpendicolare ad esso e parallelo all'equatore celeste. Da
notare come l'asse polare descriva, rispetto all'orizzonte, un angolo pari alla latitudine del
luogo d'osservazione. E' spesso equipaggiata con motori e cerchi graduati che permettono di
seguire agevolmente l'astro desiderato nel suo movimento.
Come parametri, per il confronto e la
valutazione di diversi strumenti, si usano:
Potere risolutivo - uguale al
rapporto fra 120 e d, il diametro
dell'obiettivo in millimetri. Piu' alto
è questo valore e meno lo
strumento riesce a separare due
stelle vicine.
Ingrandimento - dipendente dal rapporto fra la lunghezza focale dell'obiettivo e quella
dell'oculare, deve essere rapportato all'oggetto da osservare, altrimenti se eccessivo
disperderà la luce rendendo l'immagine poco contrastata. In genere la misura ottimale
corrisponde a due volte il diametro dell'obiettivo.
Rapporto focale - rapporto fra la lunghezza focale f ed il diametro d dell'obiettivo, esprime
il grado di luminosità dello strumento.
Apertura - il diametro dell'obiettivo, è quindi la capacità dello strumento di raccogliere
quanta piu' luce possibile.
Lunghezza focale - distanza fra l'obiettivo ed il fuoco.
Accessori per telescopio
Fra gli accessori che accompagnano la strumentazione principale di ogni astrofilo, vi sono gli
oculari, praticamente delle lenti d'ingrandimento che hanno il compito di adattare l'immagine di un
corpo celeste all'occhio umano. I principali tipi sono: gli Huygens, i Ramsden, i Kellner, i Plossl, gli
Erfle e gli ortoscopici.
Altro componente fondamentale è il cercatore, un piccolo cannocchiale a largo campo, che
montato parallelamente all'asse dello strumento principale, permette di inquadrare agevolmente il
corpo celeste desiderato grazie al suo piccolo ingrandimento. E' dotato infatti di un crocicchio nella
lente primaria, negli strumenti piu' sofisticati spesso illuminato, per facilitare il puntamento di
qualsiasi oggetto celeste, cosa quasi impossibile con
l'ingrandimento usuale.
Quasi indispensabile nelle montature equatoriali è invece il
puntatore polare, che come dice il nome serve a puntare il
polo Nord celeste, utile quindi a rendere in asse lo strumento
affinchè i suoi movimenti risultino paralleli a quelli della sfera
celeste.
Diffusa anche la lente di Barlow, un particolare lente divergente che allungando la focale
dell'obiettivo fa aumentare il rapporto fra quest'ultima e quella dell'oculare, e quindi il potere
d'ingrandimento del telescopio.
Di contro per ridurre la focale, e quindi l'ingrandimento, nei casi in
cui si necessiti di una visione ad ampio campo e a grande luminosità,
si usano i riduttori di focale che analogamente alla lente di Barlow,
ma in maniera opposta, e quindi con una lente convergente, variano
il rapporto d'ingrandimento.
Per le osservazioni di corpi celesti dalle alte declinazioni, qualora si usino strumenti con fuoco
posteriore come i rifrattori, si usano invece i prismi, particolari solidi di vetro che deviano i raggi
luminosi, ruotandoli di 180 gradi, così da agevolare l'osservazione rendendola simile alla visuale ad
occhio nudo. Fra i piu' usati quelli zenitali che deviano l'immagine di 90 gradi.
Utili per particolari tipi di osservazione sono anche i filtri, come quelli usati
nell'osservazione solare, che oltre a fornire protezione all'occhio dalla intensa
luce, servono a far risaltare i particolari della superficie. Un pò come avviene
per quelli lunari e nebulari, nei quali attraverso l'assorbimento di determinati
colori, se ne favorisce il risaltare di altri aumentando così il contrasto
dell'immagine. Generalmente vengono posti prima dell'obiettivo.
Altri accessori sono i motori elettrici, dei dispositivi che muovendosi in maniera sincrona con il
moto celeste permettono di seguire automaticamente il movimento di un corpo. Sono
particolarmente utili nella fotografia astronomica ed a volte si accompagnano a sistemi
computerizzati che ricercano, a partire dalle coordinate astronomiche, ogni oggetto conosciuto.
Fermo restando la loro destinazione per l'osservazione celeste, alcuni telescopi, come i rifrattori,
possono benissimo essere impiegati nell'osservazione terrestre. Un accessorio indispensabile in
questo caso sarà allora il "raddrizzatore d'immagine", la cui finalità è appunto quella di ruotare di
180° la visione telescopica in modo da renderla uguale a quella effettuata ad occhio nudo.
Astronautica: missioni e sonde spaziali
L'inizio dell'esplorazione dello spazio può essere collocato nel 1957, quando l'Unione Sovietica
lanciò il primo satellite artificiale, lo Sputnik1. Da allora è stato un susseguirsi di lanci, che hanno
portato l'astronautica mondiale a conseguire tutta una serie di successi: dal primo volo umano
attorno alla Terra (Y.Gagarin), fino alla conquista della Luna con l'Apollo 11.
Esaurita l'esplorazione lunare, il campo d'indagine si è allargato al Sole, ai pianeti ed ai corpi
minori, con delle missioni con cui è stato possibile cartografare Mercurio, Venere e Marte,
analizzare profondamente l'ambiente della nostra stella e dei pianeti gioviani, e studiare oggetti
come le comete e gli asteroidi. Lo studio del sistema solare avviene tuttavia mediante sonde
automatiche che possiamo così suddividere:
FLYBY SPACECRAFT - Comprendono quei veicoli spaziali che effettuano
ricognizioni e passaggi ravvicinati, seguendo un'orbita eliocentrica od una traiettoria
di fuga, senza entrare in orbita attorno al corpo celeste da studiare. (es. Voyager,
Pioneer, ecc...)
ORBITER - Fanno parte di questo gruppo le sonde che analizzano un corpo
celeste entrando in orbita attorno ad esso. Sono capaci di operare anche
autonomamente, soprattutto quando passano sopra l'emisfero del pianeta opposto
alla Terra (interruzione comunicazione) od al Sole (forte escursione termica). (es.
Magellan, Galileo, Mars Odissey 2001, ecc...)
PROBE - Sono delle speciali sonde progettate per lo studio dell'atmosfera dei pianeti,
che generalmente non necessitano di propulsione, in quanto sono portate a destinazione
da un veicolo spaziale (quasi sempre un orbiter). Fra l'equipaggiamento: generatori
elettrici, radio-tx e strumenti atti alla rilevazione dei dati concernenti la composizione,
la densità e la temperatura degli strati atmosferici. (es. Probe di Galileo, Huygens di Cassini, ecc ....)
LANDER - Moduli per la discesa sulla superficie dei pianeti, effettuano l'analisi del
suolo (composizione e distribuzione degli elementi chimici) e degli strati atmosferici
piu' bassi, oltre alla ripresa di immagini (es. Mars Pathfinder, Viking, ecc...). Possono
essere incluse in questa categoria, anche quelle sonde che impattando con la
superficie sopravvivono il tempo utile a studiare il sottosuolo. (es. Luna 1, Deep space 2, ecc...)
ROVER - Sonde automatiche, alimentate da batterie elettriche, che effettuano
l'esplorazione della superficie e la ripresa di immagini.
(es. Sojourner, Jeep lunare, ecc...)
OSSERVATORI SPAZIALI - Particolari sonde, che seguendo
un'orbita
solare o terrestre, permettono di indagare e studiare l'universo, a
prescindere dalle distorsioni e dalle limitazioni introdotte dall'atmosfera
terrestre, e quindi non solo nel campo della luce visibile, ma anche nella restante parte dello spettro
della radiazione elettromagnetica (raggi X, Ultravioletti, Gamma ed Infrarossi). (es. Chandra X-Ray
Observatories, Hubble Space Telescope, ecc... )
foto NASA-NSSDC
I veicoli spaziali vengono portati nello spazio impiegando la propulsione di quei motori a reazione
che equipaggiano i cosiddetti missili o razzi vettori, che sfruttando l'espulsione ad alta velocità di
particelle, e provocando quindi una forza contraria alla gravità terrestre, sospingono in alto le sonde,
permettendo a queste di sottrarsi all'attrazione gravitazionale del nostro pianeta. Come
combustibile, dal lancio sino all'arrivo nello spazio esterno, vengono usati propellenti di natura
solida e liquida. I primi sono piu' semplici da impiegare, ma i motori basati su questo genere di
alimentazione possono essere avviati una volta sola. Viceversa quelli liquidi, permettono diverse
riaccensioni, e quindi un piu' ottimale impiego. Fra gli attuali veicoli di lancio abbiamo:
E.L.V. (Expendable Launch Vehicle) - usati una volta sola, sono i famosi missili Delta,
Titan, Arianne, Atlas, Proton e Soyuz.
S.T.S. (Space Transportation System) - meglio conosciuto come Space Shuttle, "navetta
spaziale". Riutilizzabile per piu' volte, con il suo ausilio è stato posto in orbita terrestre
l'H.S.T. e sono state lanciate le sonde Galileo, Magellan ed Ulysses.
foto JPL-NASA
Ogni missione passa attraverso una fase preparatoria, l'A.T.L.O.
(Assembly, Test and Launch Operations), che comprende la costruzione, il
controllo e quindi il trasporto del veicolo spaziale alla rampa di partenza,
dopo la quale inizia un periodo definito "finestra", l'intervallo di tempo
utile ad effettuare il lancio, che dipende dai moti della Terra e dalle
posizioni dei pianeti.
Infatti, al fine di poter trarre giovamento dalla velocità del nostro pianeta, il lancio sarà effettuato
nella stessa direzione della rotazione o della rivoluzione della Terra, e limitato a determinati periodi
del giorno, solitamente quando la linea del terminatore passa per il sito di lancio, che perciò avverrà
di sera (in direzione dell'orbita) od all'alba (nella direzione contraria). Tenendo conto invece della
posizione ravvicinata di pianeti, che possano eventualmente fungere da vere e proprie fionde
gravitazionali per raggiungere mete più lontane, il margine di tempo si allargherà a diverse
settimane.
Raggiunto lo spazio esterno, ogni veicolo spaziale viene sospinto e
posizionato su determinate traiettorie curve, dove il combustibile
principale diviene la forza gravitazionale. Le sonde infatti, al pari
di ogni altro corpo del sistema solare, rispondono alle regole
dettate dalle leggi di Keplero, muovendosi secondo delle orbite
ellittiche, in senso diretto o retrogrado, che saranno caratterizzate
dagli stessi parametri dei pianeti: gli elementi orbitali.
Una volta lanciata, ogni sonda può essere considerata come posta su un'orbita eliocentrica, per cui
per raggiungere qualsiasi destinazione dovranno essere effettuate delle opportune correzioni
orbitali, avvalendosi anche dell'attrazione derivante da passaggi ravvicinati con masse planetarie,
che avverranno avvicinandosi ad un pianeta da dietro, mentre questo procede verso il Sole, così da
ottenere un incremento della sua velocità, od in maniera contraria, per effettuare una decellerazione.
Durante il viaggio il veicolo spaziale sarà
continuamente monitorato attraverso il
DSN (Deep Space Network), che
avvalendosi delle tre stazioni, dislocate a
120° di longitudine l'una dall'altra (USA,
Spagna ed Australia), in modo da avere una
copertura totale, instaurerà una
comunicazione bidirezionale tramite la
quale verranno rilevati i seguenti valori:
Velocità - misurando le variazioni di frequenza dei segnali radio (effetto doppler), con le
quali si otterrà la velocità relativa alla Terra.
Distanza - dal tempo occorrente fra la trasmissione e la successiva ricezione di un segnale
radio.
Riguardo a quest'ultimo parametro, si utilizzeranno anche altri metodi:
Triangolazione - come avviene per le misurazioni terrestri, impiegando due fra le stazioni
del DSN.
VLBI (Very Long Baseline Interferometry) - effettuata ancora una volta con due stazioni
del DSN, che immediatamente dopo aver tracciato il percorso della sonda, saranno puntate
verso una pulsar di cui si conoscono con precisione le coordinate astronomiche. Da questo
metodo si ricaveranno velocità e distanza radiali.
Conoscendo questi valori, è dunque possibile seguire le sonde
spaziali nei loro viaggi interplanetari, anche se esse sono
comunque dotate di sistemi per la navigazione ottica, basati sul
puntamento di determinate stelle, del Sole e di altri oggetti celesti.
Nel calcolo delle traiettorie vanno considerati diversi fattori (vento
solare, attrito atmosferico, ecc....), che se non preventivamente
calcolati possono provocare un'inutile dispendio di tempo e di risorse economiche, se non
addirittura il mancato obbiettivo della missione o la perdita del veicolo. Per far fronte a questi
imprevisti le sonde sono quindi dotate di piccoli razzi, che entrano in funzione per apportare le
correzioni di traiettoria ed anche durante le operazioni di inserimento in orbita.
Soprattutto quest'ultima operazione è abbastanza delicata, in quanto ogni sonda, nel momento in cui
inizierà ad orbitare attorno ad un pianeta, sarà praticamente occultata da esso, che ne impedirà
anche ogni comunicazione con la Terra, sino a quando non riemergerà dall'altra parte. La traiettoria
iniziale sarà di forma ellittica, per essere poi "circolarizzata" mediante la tecnica dell'aerobreaking,
ossia avvalendosi dell'attrito con gli strati atmosferici, che frenando il veicolo ne ridurranno
automaticamente
il periodo orbitale e
quindi il punto di
massima distanza dal
pianeta.
Generalmente le
due tipi:
orbite seguite sono di
Equatoriali od a bassa inclinazione, per effettuare lo studio dell'atmosfera, degli eventuali satelliti ed
anelli e quindi della magnetosfera.
Polari - quando bisogna effettuare la mappatura della superficie o lo studio delle regioni
prossime ai poli.
Finita la missione le sonde vengono fatte precipitare sul pianeta, ma a volte accade che esse,
sebbene operino in un'ambiente talmente ostile ed usurante, siano ancora in ottimo stato da essere
destinate ad un prosieguo, magari verso altri corpi celesti ed altre destinazioni, così come è successo
per le sonde Voyager e Pioneer.
Prime esperienze spaziali
La storia dell'astronautica mondiale fonda le proprie origini nella missilistica tedesca, che dopo la 2 a
guerra mondiale divenne patrimonio degli USA e dell'URSS. Infatti, sulla base degli studi e delle
ricerche intraprese a partire da tale esperienza, nel 1957, con il lancio dello Sputnik 1 da parte
dell'Unione Sovietica, iniziò una gara fra le due superpotenze, che alimentata dalla guerra fredda,
avrebbe fortunatamente contribuito solo ad un incremento del progresso tecnologico, ponendo le
fondamenta per la successiva conquista dello spazio.
Ecco allora le tappe salienti dei primi anni di storia dell'astronautica mondiale, fermo restando che
le prime imprese riguardanti l'esplorazione lunare e quella planetaria possono essere consultate
nelle pagine apposite.
Sputnik
Explorer
Vanguard foto HQ-NASA
Sputnik 1 (Ottobre 1957)
L'URSS lancia il 1° satellite artificiale dal cosmodromo di Baikonur in Kazakhistan.
Sputnik 2 (Novembre 1957)
2° lancio con a bordo la cagnetta Laika.
Explorer 1 (Gennaio 1958)
1° satellite artificiale lanciato dagli USA, scopre la fascia di Van Allen e trasmette per 5
mesi dati sulla magnetosfera terrestre.
Vanguard 1 (Marzo 1958)
Individua lo schiacciamento polare della Terra.
Score/Atlas (Dicembre 1958)
Prima trasmissione radio dallo spazio verso la Terra.
Vanguard 2 (Febbraio 1959)
Prima trasmissione radio-tv dallo spazio.
Discoverer 1 (Febbraio 1959)
Primo satellite entrato in orbita polare attorno alla Terra.
Pioneer 4 (Marzo 1959)
Passaggio a 59000 km dalla Luna e studio delle particelle cosmiche.
Explorer 6 (Agosto 1959)
Trasmissione della prima foto della Terra ripresa dallo spazio.
Explorer 7 (Ottobre 1959)
Studio radiazioni e tempeste magnetiche.
VOSTOK (12 APRILE 1961)
Yuri Gagarin compie il primo volo umano nello spazio, trascorrendo 108 minuti in orbita
terrestre.
foto ESA
PROGETTO MERCURY (1961 - 1963)
Scopo del programma era la messa a punto tecnologica e l'addestramento degli
astronauti in proiezione delle future missioni lunari. La navicella era
equipaggiata con diversi strumenti per il controllo e l'assetto di volo, con uno
scudo termico e con 3 razzi per l'uscita dall'orbita ed il rientro a Terra che avveniva nell'oceano,
dove essa veniva recuperata insieme al pilota. Il peso in orbita era di 1500 kg, per un'altezza di 2,7
m ed una larghezza di 1,9.
Gennaio 1961 - 1° volo con a bordo uno scimpanzè.
Maggio 1961 - A.Shepard diviene il 1° astronauta americano nello spazio.
Febbraio 1962 - J.Glen compie il 1° volo orbitale alla velocità di 28000 km/h.
Settembre 1962 - W.Schirra rimane in orbita per 9 ore e 13 minuti.
Maggio 1963 - G.Cooper lancia il 1° satellite artificiale in volo.
foto KSC-NASA
PROGETTO GEMINI (1965 - 1966)
Esaurita la fase Mercury, la NASA passò al progetto Gemini con un veicolo
spaziale biposto che aveva lo scopo di incrementare la durata dei voli, di
perfezionare la tecnica dell'aggancio spaziale, l'addestramento degli astronauti
nell'attività extraveicolare e le tecniche di rientro. La navicella era costituita da
tre parti, ed all'interno trovavano posto gli strumenti elettronici per il controllo
di volo che venivano coadiuvati da un sistema radar in grado di misurare la distanza e l'inclinazione
dei veicoli durante le operazioni di aggancio.
Giugno 1965 - Gemini 4 con a bordo E.White, che compie la prima attività extraveicolare in
collegamento radio-tv con la Terra.
Dicembre 1965 - Gemini 6 e 7 si agganciano nello spazio.
foto JSC-NASA
SKYLAB (1973)
Primo esempio di stazione spaziale, è stato lanciato il 14 Maggio 1973 da Cape
Canaveral in Florida, ed era costituito da una struttura di 91 tonnellate, per una
altezza di 36 metri ed un diametro di 6,7, realizzata utilizzando le scorte di
materiale del progetto Apollo, in particolare il modulo abitativo, che derivava
infatti dal terzo stadio del vettore Saturn V. Era inoltre equipaggiato con pannelli solari, capaci di
fornire un'alimentazione elettrica di 7,2 kw, con un prototipo di telescopio spaziale e con il modulo
di aggancio per la capsula Apollo, tramite la quale gli equipaggi compivano il viaggio di A/R dalla
Terra. A bordo sono stati compiuti diversi esperimenti, fra i quali quello della presenza di 2 ragni
battezzati Anita ed Arabella. Dopo la terza missione venne riportata ad un'altezza minore, da dove
precipitò nell'atmosfera.
foto Science.NASA
APOLLO-SOYUZ (1975)
Primo esempio di cooperazione spaziale fra USA ed URSS, la missione
Apollo-Soyuz comprendeva un aggancio fra le due navicelle, delle quali quella
americana era derivata dal programma Apollo ed integrata dei sistemi di
attracco. Quella sovietica pesava invece circa 6 tonnellate per una lunghezza di
7,5 metri ed un'altezza di 2,7. I 2 veicoli spaziali vennero lanciati separatamente, e rispettivamente
da Cape Canaveral e da Baikonur, a distanza di sei ore l'una dall'altra. L'aggancio avvenne
regolarmente, e quindi i due equipaggi diedero il via a degli esperimenti comuni, dopo i quali
iniziarono le operazioni di rientro.
foto JSC-NASA
Esplorazione lunare
CRONOLOGIA
1959
Luna 1 Pioneer 4 Luna 2 Luna 3
1961
Ranger 1 Ranger 2
1962
Ranger 3 Ranger 4 Ranger 5
1963
Luna 4
1964
Ranger 6 Ranger 7
1965
Ranger 8 Ranger 9 Luna 5 Luna 6 Zond 3 Luna 7 Luna 8
1966
Luna 9 Luna 10 Surveyor 1 LunarOrbiter 1 Luna 11 Surveyor 2 Luna 12 LunarOrbiter 2 Luna 13
1967
LunarOrbiter 3 Surveyor 3 LunarOrbiter 4 Surveyor 4 LunarOrbiter 5 Surveyor 5 Surveyor 6
1968
Surveyor 7 Luna 14 Zond 5 Zond 6 Apollo 8
1969
Apollo 10 Luna 15 Apollo 11 Zond 7 Apollo 12
1970
Apollo 13 Luna 16 Zond 8 Luna 17
1971
Apollo 14 Apollo 15 Luna 18 Luna 19
1972
Luna 20 Apollo 16 Apollo 17
1973
Luna 21
1974
Luna 22 Luna 23
1976
Luna 24
1990
Hiten
1994
Clementine
1997
AsiaSat 3/HGS-1
1998
Lunar Prospector
2003
SMART 1
L'inizio dell'esplorazione lunare risale al 1959, quando l'URSS lanciò verso il nostro satellite la
sonda Luna 1. Da allora per 17 anni, fino al 1976, è stato un susseguirsi di missioni e lanci sia da
parte sovietica, con la serie di sonde Luna e Zond, sia da parte della statunitense NASA, con il
lavoro preparatorio svolto dalle sonde Ranger, Surveyor e Lunar Orbiter, e quindi con il programma
Apollo, che avrebbe a sua volta decretato la conquista della Luna.
Missioni sovietiche (1959 - 1976)
Il programma di esplorazione lunare dell'URSS, durato oltre 17 anni, si è avvalso
della serie di sonde Luna (vedi foto) e Zond, con le quali sono stati raggiunti ottimi
risultati e stabiliti alcuni primati:
prima navicella ad impattare con la superficie lunare;
primo fly-by lunare;
prime immagini dell'emisfero lunare nascosto;
primo atterraggio morbido;
prima navicella ad effettuare un'orbita lunare;
prima navicella a ritornare sulla Terra dopo aver compiuto un'orbita lunare.
In particolare vanno ricordate Luna 16, 20 e 24, che dopo aver effettuato il prelievo di campioni del
suolo lunare li hanno successivamente riportati a Terra, e Luna 17 e 21, dotate di veicoli semoventi
che hanno effettuato l'esplorazione della superficie lunare (Lunakhod).
Ranger (1961 - 1965)
Le missioni Ranger sono state le prime navicelle spaziali USA progettate per
ottenere immagini ravvicinate della superficie lunare, prima dell'impatto con
essa. Erano equipaggiate con alimentatori a celle solari, telecamere e
trasmettitori che hanno permesso l'invio a Terra delle prime foto della Luna. Da
ricordare i Ranger 7 (foto dell'Oceano Procellarum), Ranger 8 (esplorazione siti
ottimali per l'allunaggio - Mare della Tranquillità) e Ranger 9 (immagini del cratere Alfonso).
Lunar Orbiter (1966 - 1967)
Cinque sono stati i Lunar Orbiter, lanciati fra il 1966 ed il 1967, con lo scopo di
effettuare la mappatura della Luna. Tutte quante le missioni sono state
completate felicemente, ed il 99% del suolo lunare è stato così fotografato con
una risoluzione di 60 m. Le prime tre sonde, collocate su orbite equatoriali, hanno compiuto la
ricerca di 20 potenziali siti di atterraggio per le future missioni Apollo, mentre la quarta e la quinta,
posizionate su orbite polari, hanno fornito informazioni ed immagini dettagliate della superficie.
Surveyor (1966 - 1968)
Le navicelle Surveyor sono state le prime sonde USA
morbido sulla Luna, effettuando riprese ravvicinate,
composizione chimica e delle proprietà meccaniche
quindi la prova della sua consistenza.
ad effettuare un atterraggio
rilevamenti ed analisi della
del suolo lunare, fornendo
Surveyor 1 - atterraggio morbido nell'Oceano Procellarum;
Surveyor 3 - discesa in un cratere e test del suolo lunare tramite un braccio meccanico
estensibile. Fu in seguito visitato dagli astronauti dell'Apollo 12 nel 1970;
Surveyor 5 - analisi chimica di campioni del suolo lunare nel Mare della Tranquillità;
Surveyor 6 - discesa e verifica, mediante un salto radiocomandato da Terra, degli effetti dei
gas di scarico dei razzi sul suolo lunare.
Apollo (1968 - 1974)
L'ambizioso progetto Apollo, che avrebbe portato nel 1969 il primo uomo sulla Luna, si compone di
ben 17 navicelle, delle quali le prime 10, costituirono un banco di prova per l'esecuzione di studi,
ricerche ed esperimenti preparatori, mentre le successive 7 furono tutte quante caratterizzate dalla
presenza umana sul nostro satellite.
>>>> Vedi la pagina dedicata alle missioni APOLLO <<<<
Galileo (1990, 1992)
Nell'ambito del suo viaggio verso Giove, anche la sonda Galileo ha
contribuito allo studio del nostro satellite, precisamente in due fly-by,
avvenuti l'8 Dicembre 1990 ed il 7 Dicembre 1992, con i quali si sono
ottenuti riprese ed immagini della Luna.
(nella foto la Luna e la Terra viste dalla sonda)
Clementine (1994)
La sonda Clementine, lanciata il 25 Gennaio del 1994 tramite il razzo Titan IIG,
aveva fra gli scopi della propria missione l'osservazione scientifica della Luna e
dell'asteroide Geographos, con particolare riguardo all'analisi delle proprietà
delle loro superfici. Dopo aver effettuato due fly-by con la Terra, essa si è
inserita in orbita il 21 Febbraio, iniziando la mappatura lunare per circa due mesi sino al 7 Maggio,
quando un guasto ad uno dei computer di bordo ne ha impedito la prosecuzione della restante parte
della missione.
Lunar Prospector (1998 - 1999)
La Lunar Prospector è stata progettata per la mappatura della superficie, per la
ricerca di possibili depositi di ghiaccio presso i poli, per la misurazione del
campo magnetico e gravitazionale della Luna. I dati raccolti in 19 mesi di
missione, hanno permesso la creazione di una mappa dettagliata della
composizione chimica del suolo lunare che aiuterà a capire l'origine e
l'evoluzione della Luna. Dopo il lancio, ed un viaggio di 105 ore, la missione vera e propria è
iniziata con l'inserimento in orbita polare che ha tenuto impegnata la Lunar Prospector per un anno
sino al 31 Luglio 1999, quando essa è stata fatta precipitare in una zona prossima al polo Sud
lunare.
SMART 1 (2003)
SMART-1 (Small Missions for Advanced Research in Technology 1) è un
orbiter lunare progettato per testare nuove tecnologie spaziali in vista delle
future missioni. Lanciato il 27 Settembre 2003, è stato inizialmente posto su di
un'orbita geostazionaria, quindi immesso in orbita lunare il 13 Novembre 2004,
dove permarrà sino all'Agosto 2006 data della fine della missione. Fra gli
obiettivi prefissati l'esame della morfologia, topografia, geologia lunari
finalizzati ad uno studio dell'origine del sistema Terra-Luna.
Immagini di provenienza NASA - NSSDC
Missioni Apollo
Sulla base delle esperienze acquisite con le sonde Ranger, Lunar Orbiter e
Surveyor, e dei programmi Mercury e Gemini, la NASA diede il via ad una
colossale operazione denominata "progetto Apollo", finalizzata alla
realizzazione di una delle più grandi imprese della storia umana: la conquista della Luna.
L'intera missione passò attraverso una intensa fase preparatoria, nella quale prestarono la loro opera
oltre 300000 persone e vennero impiegate ben 10 navicelle, al fine di dare attuazione a tutta una
serie di studi e ricerche, mirati alla creazione delle necessarie strutture di supporto che una tale
opera necessitava.
Così a partire dalla fine del 1966, iniziarono i primi collaudi durante i quali si verificò uno dei primi
e più gravi incidenti dell'astronautica mondiale, quello del 27 Gennaio 1967, nel quale persero la
vita gli astronauti Grissom, White e Chaffae, coinvolti in un'incendio a bordo dell'Apollo 3.
Fra non poche difficoltà il programma spaziale proseguì, ed il 9 Novembre dello stesso
anno venne effettuato il primo lancio senza equipaggio dell'Apollo 4,
che dopo aver effettuato un volo di circa 8 ore e trenta, rientrò a Terra
superando felicemente gli scopi della missione, che erano volti a
verificare il funzionamento del razzo vettore Saturn V e dello scudo
termico della navicella.
Superati anche i voli numero 5 e 6, nei quali vennero ripetuti gli stessi esperimenti,
con l'Apollo 7 iniziò una serie di quattro lanci con equipaggio che avevano come finalità la verifica
degli aspetti medici e tecnici di un tale volo spaziale:
Apollo 7 (Ottobre 1968) - 11 giorni di orbita terrestre;
Apollo 8 (Dicembre 1968) - 10 orbite lunari;
Apollo 9 (Marzo 1969) - Prove sul modulo di discesa lunare (LEM);
Apollo 10 (Aprile 1969) - Prove generali, discesa sino a 15 km di altezza dalla superficie
lunare.
I tempi erano maturi per il grande passo, e così il 16 Luglio 1969 l'Apollo 11 venne lanciato dal
Kennedy Space Center, in Florida, con a bordo gli astronauti N.Armstrong (comandante),
M.Collins (pilota modulo di servizio - Columbia) ed E.Aldrin (pilota del LEM - Aquila).
Dopo 3 giorni il veicolo spaziale entrò in orbita attorno alla Luna, e dopo aver
effettuato i necessari controlli e preparativi nelle 28 ore successive, il 20 Luglio 1969,
N.Armstrong ed E.Aldrin, a bordo del LEM, si staccarono dal modulo di servizio,
rimasto in orbita con il loro collega M.Collins,
per iniziare la discesa
verso il Mare della Tranquillità.
L'allunaggio avvenne felicemente, e quattro ore dopo si aprì
e N.Armstrong, alle 22:56, ora locale di Houston, potè
suo piede sinistro sulla superficie lunare, dove venne
dopo anche da E.Aldrin.
il portellone dell'Aquila
finalmente poggiare il
raggiunto 15 minuti
In 2 ore di permanenza sul suolo lunare i 2 astronauti raccolsero
campioni di roccia ed installarono tre strumenti: uno schermo per la
cattura di particelle del vento solare, un sismometro per lo studio di
lunamoti ed un riflettore di raggi laser con il quale verrà poi misurata la
distanza Terra - Luna.
Ventuno ore dopo essere allunati, i due astronauti ripartirono per ricongiungersi
con il Columbia, e quindi per fare ritorno a Terra, dove il 24 Luglio 1969 verranno
ripescati nelle acque dell'Oceano Pacifico, 800 miglia nautiche a Sud delle Hawaii.
Il programma di esplorazione lunare continuerà poi con altre 6 missioni, a partire dal 14 Novembre
1969, quando verrà lanciato l'Apollo 12, e fino al 19 Dicembre 1972, data del rientro dell'Apollo 17:
Apollo 12 (Novembre 1969) - Discesa
campioni, ispezione della sonda
nel 1967) ed installazione di un
magnetometro, di uno spettrometro e
Apollo 13 (Aprile 1970) - Missione
interrotta per
esplosione a bordo della navicella.
Fortunoso rientro
dell'equipaggio sfruttando l'energia
gravitazionale derivante
da un fly-by con la Luna.
Apollo 14 (Gennaio 1971) - Discesa ed escursione lunare, prelievo campioni ed esperimenti
di natura sismica mediante rivelatori di vibrazioni ed esplosivi.
Apollo 15 (Luglio 1971) - Discesa ed escursione lunare con l'uso di un veicolo ad
alimentazione elettrica (LRV - Lunar Roving Vehicle).
Apollo 16 (Aprile 1972) - Escursione lunare con il LRV per la ricerca di eventuali residui di
attività vulcanica.
Apollo 17 (Dicembre 1972) - Escursione lunare e prelievo di oltre un quintale di roccia
lunare e di materiale del sottosuolo mediante trivellazione.
suolo lunare, prelievo
Surveyor 3 (atterrata
sismometro, di un
di un rilevatore di ioni.
Immagini di provenienza NASA - NSSDC
Prime missioni interplanetarie
Parallelamente alla fase dell'esplorazione lunare, anche i pianeti più
prossimi alla Terra, Mercurio, Venere e Marte, sono stati oggetto delle
prime missioni spaziali con sonde automatiche a cui è stato affidato il
compito di svelare ogni più loro intimo segreto.
MERCURIO - VENERE
MARINER 10 (NOVEMBRE 1973)
Settima missione della serie Mariner eseguita con successo e prima, ed unica sonda, ad esplorare
finora il pianeta Mercurio ed anche la prima ad avvalersi per il suo viaggio interplanetario
dell'attrazione gravitazionale di un pianeta (Venere) per raggiungerne un
altro (Mercurio).
Le sue dimensioni ammontavano ad 1,39 metri in diagonale per 0,457 in
profondità, ed era equipaggiata con dei panneli solari di 2,7x0,97 metri
che coprivano una superficie di 5,1 metri quadrati, con una antenna di 1,37
metri di diametro, con dei razzi per la stabilizzazione dell'assetto ed infine con dei sensori di guida
puntati sulla stella Canopo e sul Sole.
Fra gli scopi della missione l'analisi della superficie, dell'atmosfera e delle caratteristiche fisiche di
Venere e Mercurio, attraverso riprese fotografiche, misurazione del campo magnetico ed indagini
nel campo dell'infrarosso e dell'ultravioletto.
Dopo essere passata a 4200 km di distanza da Venere il 5 Febbraio 1974, la sonda è giunta a
destinazione il 29 Marzo 1974, scattando oltre 7000 foto di Mercurio anche nei successivi due
passaggi del 21 Settembre dello stesso anno e del 16 Marzo del 1975.
VENERE
MARINER 2 (Agosto 1962)
La prima sonda in assoluto ad effettuare il primo fly-by con un pianeta. Ha
effettuato misurazioni sulla temperatura, sull'atmosfera, sul campo magnetico di
Venere, oltre ad avere analizzato il mezzo interplanetario durante il viaggio.
MARINER 5 (Giugno 1967)
Transitata a 4000 km dal pianeta ha effettuato misurazioni sull'atmosfera
venusiana.
VENERA 4/5/6/7 (1967 - 1970)
Sonde sovietiche progettate per rilasciare nell'atmosfera di Venere delle
capsule che effettuarono la misurazione della temperatura e della pressione e l'analisi della
composizione chimica degli strati atmosferici.
VENERA 8 (Marzo 1972)
Dopo essere atterrata sulla superficie venusiana ha continuato a trasmettere dati
per 50 minuti, confermando i valori ricavati in passato della temperatura e della
pressione.
VENERA 9/10 (Maggio/Agosto 1978)
Dotate di capsule rilasciate dopo l'inserimento in orbita dell'orbiter, che hanno effettuato
misurazioni sulla composizione chimica dell'atmosfera e sull'attività meteorologica del pianeta.
PIONEER VENUS 1/2 (Maggio/Agosto 1978)
Composte ambedue da un orbiter, che ha effettuato la mappatura radar della superficie, e da quattro
piccole capsule atmosferiche che hanno raccolto dati sull'atmosfera, sulla sua composizione chimica
e sull'attività meteorologica del pianeta.
MARTE
MARINER 4 (Novembre 1964)
Passata a 9844 km da Marte è stata la prima sonda a trasmettere immagini
ravvicinate della superficie del pianeta.
MARINER 6/7 (Febbraio/Marzo 1969)
Progettate per il fly-by del pianeta, durante il quale hanno raccolto dati sull'atmosfera e sulla sua
composizione chimica, effettuando anche riprese fotografiche ad alta qualità della superficie
marziana.
MARINER 9 (Maggio 1971)
Prima sonda ad entrare in orbita attorno al pianeta, effettuò la mappatura del 70% della superficie e
lo studio dell'atmosfera di Marte e dei suoi due satelliti, ponendo le basi per le successive missioni
Viking.
Immagini di provenienza NASA - NSSDC
Pioneer 10-11
La straordinaria avventura di queste sonde interplanetarie inizia il 2 Marzo 1972 dal cosmodromo di
Cape Kennedy in Florida, quando la Pioneer 10 venne lanciata verso Giove che avrebbe poi
raggiunto il 4 Dicembre del 1973 passando ad una distanza minima dal
pianeta di circa 200000 km.
foto NASA
Dotata di un'ampia antenna parabolica di 2,7 m di diametro, la sonda
pesa 258 kg, ed è stata guidata da un computer che avvalendosi di
sensori, puntati sul Sole e sulla stella Canopo, ha permesso il controllo
della rotta e dell'assetto per mezzo di 3 piccoli razzi ausiliari.
L'alimentazione è invece fornita da un generatore elettrico al plutonio
238, che oltre a fornire elettricità alla strumentazione di bordo,
mantiene constantemente la temperatura interna fra i -23 ed i 30°C.
La Pioneer 10 è stata la prima sonda spaziale ad attraversare la fascia
degli asteroidi (Luglio 1972), a compiere l'osservazione diretta del pianeta Giove e ad utilizzare
come combustibile la forza gravitazionale di questa grande massa planetaria, che come una
gigantesca fionda l'ha lanciata verso le estreme regioni del sistema solare, facendole raggiungere
una velocità di fuga tale da sottrarsi per sempre all'attrazione del Sole.
Fra gli strumenti, un magnetometro, un rivelatore di radiazione cosmica, una telecamera ed un
analizzatore di plasma, con i quali ha eseguito rivelamenti sull'atmosfera e sulla magnetosfera di
Giove, sui raggi cosmici, sul mezzo interplanetario e sul vento solare, oltre alla ripresa di fotografie
del gigante e dei suoi satelliti.
Originariamente progettata per una missione di 21 mesi, la sonda è risultata attiva per più di 30
anni. E' infatti del Gennaio 2003 l'ultimo ricevimento di un suo debolissimo segnale proveniente dal
Toro (a circa 2 milioni di anni dalla stella piu' vicina di questa costellazione, Aldebaran), da una
distanza pari ad oltre due volte quella fra il Sole e Plutone, circa 82 U.A., ossia 11 ore-luce. La
Pioneer 10 sta infatti viaggiando con una velocità
di 12,24 km/sec in una direzione contraria a
quella del moto del Sole nell'ambito della
galassia, approssimandosi a quello che gli
scienziati definiscono il confine del sistema
solare, ossia al limite estremo della sfera di
influenza del Sole, tecnicamente definita
eliosfera, il punto in cui cessano le influenze della nostra stella.
Identicamente equipaggiata la Pioneer 11 è stata lanciata il 5 aprile 1973 alla volta di Saturno (è
stata la prima sonda a studiare questo pianeta) che raggiunse nel Settembre 1979 sfruttando
l'attrazione gravitazionale di Giove. La sua missione si è però conclusa nel Settembre del 1995,
quando vennero ricevuti gli ultimi segnali radio, prima che essa si perdesse per sempre
nell'immensità dello spazio. Esaurite infatti le scorte di energia, il proprio generatore elettrico ha
smesso di funzionare, e quindi di fornire alimentazione alla strumentazione di bordo, rendendo la
navicella incontrollabile.
Da ricordare come ambedue le sonde portino un messaggio verso ipotetiche civiltà tecnologiche
extraterrestri. Sono state infatti dotate di una piastrina metallica raffigurante il sistema solare, le
orbite planetarie, il Sole, il nostro pianeta, le navicelle stesse, le figure dell'uomo e della donna e di
riferimenti alla posizione del sistema solare basati su quelli di 14 stelle pulsar.
foto NASA
Voyager 1-2
Gran parte della nostra conoscenza dei grandi pianeti gioviani,
oggi la dobbiamo alle sonde Voyager 1 e 2, lanciate
rispettivamente il 5 Settembre ed il 20 Agosto 1977 dal
Kennedy Space Center di Cape Canaveral.
foto NASA-NSSDC
Praticamente gemelle, esse erano alla partenza caratterizzate da
una massa complessiva di oltre 2000 kg, ed equipaggiate con
diversi strumenti che comprendono telecamere, registratori,
magnetometri, sensori infrarossi ed ultravioletti, nonchè rivelatori
di plasma e raggi cosmici. L'elettronica di bordo è racchiusa in un
contenitore schermato contro le radiazioni e le micrometeoriti, mentre all'esterno trovano posto la
grande antenna parabolica di 3,7 metri di diametro ed i 16 piccoli razzi necessari per le correzioni
dell'orbita e per il mantenimento dell'assetto. L'energia elettrica, a causa della grande distanza dal
Sole cui sarebbero andate ad operare, non è fornita da pannelli solari, bensì dall'R.T.G.
(Radioisotope Thermoelectric Generators), un generatore nucleare al plutonio 238, che fornisce
l'alimentazione necessaria agli strumenti ed alle apparecchiature radio con le quali avvengono le
comunicazioni da e verso la Terra.
Analogamente alle Pioneer, anche queste sonde interplanetarie recano dei messaggi per eventuali
civiltà extraterrestri che possano in futuro intercettarle. Registrate in un disco vi sono infatti
immagini, suoni e testimonianze sulle varie culture e razze animali, nonchè le necessarie istruzioni a
decodificarle correttamente.
Inizialmente progettate per lo studio dei due grandi pianeti, Giove e Saturno, e dei loro satelliti, la
loro missione è stata in seguito estesa anche ad Urano e Nettuno (solo con la Voyager 2), traendo
vantaggio da una particolare configurazione fra i suddetti pianeti. La prima parte della missione si è
così potuta svolgere nel minor tempo possibile, usando principalmente come combustibile la stessa
attrazione gravitazionale delle grandi masse planetarie, che hanno fornito ad esse l'energia
necessaria a raggiungere le rispettive destinazioni.
Immesse su orbite differenti, le due Voyager hanno infatti raggiunto, a distanza di pochi mesi l'una
dall'altra, i due maggiori pianeti, completando il loro studio, e quello dei loro satelliti, entro il 1981
con l'arrivo della Voyager 2 presso Saturno. Questa, nel prosieguo del suo viaggio interplanetario,
grazie all'energia derivante con i due giganti gassosi del sistema solare, sarebbe stata poi fiondata
verso Urano e Nettuno, che avrebbe raggiunto rispettivamente nel 1986 e nel 1989, rimanendo
sinora l'unica sonda ad aver visitato questi mondi
lontanissimi.
Fra i risultati ottenuti una immensa mole di
immagini dei 4 grandi pianeti gioviani e delle loro
lune, nonchè dati sui loro parametri fisici e chimici,
sulla composizione delle loro atmosfere, sul vento
solare e sui raggi cosmici, che hanno rivoluzionato
completamente l'astronomia con nuove rivelazione
sull'origine del sistema solare.
Considerate le ottime condizioni delle sonde, e visto
che avranno abbastanza energia per funzionare sino
al 2020, queste sono state inquadrate nel 1990 in una
nuova missione, la V.I.M. (Voyager's Interstellar
Mission), il cui obiettivo è l'osservazione delle estreme regioni del sistema solare, ove cessa
l'influenza della nostra stella (eliosfera) ed inizia quella zona di transizione (eliopausa) in cui
avviene l'interazione fra il vento solare e quello
interstellare, che poi porta allo spazio esterno.
All'inizio del 2005, dopo più di 27 anni dalla
partenza, ed oltre 10000 giorni di attività, le
navicelle viaggiano con orbite inclinate, rispetto al
piano dell'eclittica, di 35°, la Voyager 1 in
direzione Nord verso l'apice solare (quel punto
della galassia ove converge il Sole rispetto alle
stelle vicine), e di 48°, nella direzione opposta, la
Voyager 2. La loro velocità annua ammonta
rispettivamente a 3,6 UA per la prima e a 3,3 UA per l'altra, mentre la distanza percorsa ammonta
ad oltre 14 miliardi di km (94 UA) per la Voyager 1, attualmente il piu' distante manufatto umano, e
ad oltre 11 miliardi di km (75 UA) per la Voyager 2.
Viking 1-2
La prima vera esplorazione di Marte è stata compiuta dalle due sonde gemelle VIKING 1-2, che
furono lanciate rispettivamente il 20 Agosto ed il 9 Settembre 1975 dal Centro Spaziale Kennedy.
Ambedue composte da un orbiter e da un lander, effettuarono l'inserimento in orbita rispettivamente
il 19 Giugno 1976 ed il 7 Agosto successivo, dopo aver viaggiato per circa 350 milioni di km.
foto NASA-NSSDC
Il peso alla partenza era di 3530 kg, di cui 2330 dell'orbiter e 1200
del lander, per una lunghezza totale di 5,08 metri ed un diametro di
3,7 metri, mentre i 4 pannelli solari, capaci di sviluppare una
potenza elettrica di 620 W, raggiungevano una dimensione di
quasi 10 metri. L'alimentazione era fornita anche da un RTG (generatore a radioisotopi) della
potenza di 70 W, ed erano inoltre presenti dei sensori stellari puntati sul Sole e sulla stella Canopo,
che coadiuvavano il computer di bordo durante il viaggio interplanetario della sonda.
Una volta effettuato l'inserimento in orbita, oltre 300 giorni dopo la partenza, l'orbiter ha iniziato la
trasmissione di immagini della superficie, contribuendo all'individuazione della zona di atterraggio
del lander, che si è staccato da esso circa un mese dopo l'arrivo, e sfruttando la propulsione di
piccoli razzi si è immesso nell'atmosfera alla velocità di 4 km/sec.
foto NASA-NSSDC
Durante l'attraversamento degli strati atmosferici, mentre il lander
era guidato dal computer di bordo e protetto da uno scudo termico,
iniziarono le operazioni di analisi dell'atmosfera, che durarono
sino ad un'altezza di 6 km dal suolo marziano, quando entrò in
gioco un paracadute. Questo, insieme a dei retro-razzi accesi ad
1,5 km di altezza, frenarono quindi la discesa della sonda sino al momento dell'atterraggio,
avvenuto in Chryse Planitia il 20 Luglio 1976 (Viking 1) ed in Utopia Planitia il 3 Settembre 1976
(Viking 2), dopo il quale iniziarono quasi istantaneamente le trasmissioni delle prime immagini del
suolo marziano.
Credit: Edward A. Guinness
Washington University in St. Louis and NASA NSSDC
Fra gli scopi della missione:
orbiter - il trasporto del lander a destinazione, l'esplorazione della superficie con la ripresa
di immagini ad alta risoluzione, la ricognizione di probabili siti di atterraggio e la
trasmissione a Terra dei dati ricevuti;
lander - l'analisi delle proprietà fisiche, biologiche, sismiche e magnetiche del suolo
marziano, la ricerca di composti organici ed inorganici e lo studio dell'atmosfera e della sua
composizione chimica.
La strumentazione prevedeva invece: 2 telecamere, uno spettrometro, alcuni rivelatori di gas e raggi
X, un sismometro, altri sensori vari ed un braccio estensibile di 2,9 metri.
I risultati della missione, durata sino ai primi anni '80, ci hanno offerto un'immagine desolata del
pianeta Marte, come quella di un mondo assolutamente privo di vita e pieno di canyon, vulcani,
colate di lava ed immensi crateri.
Giotto
La sonda Giotto, lanciata il 2 Luglio 1985, è stata progettata per lo studio della cometa di Halley,
che avrebbe incontrato il 13 Marzo 1986, quando ambedue si trovavano ad una distanza di 0.89 UA
dal Sole e di 0.98 UA dalla Terra, raggiungendo una distanza minima dal nucleo cometario di 596
km.
foto NSSDC/NASA
All'approccio al corpo celeste, la sonda è stata investita da uno sciame di particelle, che pur
causando danni ad alcuni sensori, non ha impedito il completamento e la continuazione della
missione. La sonda infatti è stata redirezionata verso la Terra, che avrebbe raggiunto il 2 Luglio
1990, passando ad una distanza di 16000 km e compiendo un esame sul campo magnetico terrestre.
Grazie all'energia ricevuta dal flyby con il nostro pianeta, la navicella Giotto ha quindi continuato a
viaggiare nello spazio, questa volta in direzione di un'altra cometa, la Grigg-Skjellerup, che avrebbe
raggiunto il 10 Luglio 1992, passando ad una distanza di 200 km dal nucleo della cometa, mentre si
trovava ad 1,01 UA dal Sole e ad 1,43 UA dalla Terra.
Il corpo principale della navicella era un cilindro di 1,85 mt di diametro per 1,1 mt di lunghezza,
dotato di un'antenna parabolica che portava l'altezza totale a 2,85 mt di altezza. Fra la
strumentazione una fotocamera, tre spettrometri, un rilevatore di particelle ed un fotopolarimetro.
Ulysses
La missione Ulysses è stata sviluppata congiuntamente dalla NASA e dall'ESA per effettuare uno
studio dell'attività e della dinamica solare nelle regioni polari del Sole. Lanciata nell'Ottobre 1990 a
bordo dello Space Shuttle, la sonda ha lasciato l'orbita terrestre alla velocità di 11.3 km/s,
diventando così la sonda interplanetaria più veloce di tutta la storia spaziale. Essa è stata indirizzata
inizialmente verso il pianeta Giove, dalla cui energia gravitazionale avrebbe tratto poi la forza per
effettuare quelle correzioni orbitali che l'avrebbero portata a lasciare il piano dell'eclittica, e quindi
raggiungere le regioni polari solari.
foto JPL/NASA
Infatti dopo un viaggio di un miliardo di km, durato 16
mesi, Ulysses è giunta in corrispondenza del pianeta
Giove l'8 Febbraio 1992 sfruttando l'occasione per
effettuare uno studio sulla magnetosfera del più grande
pianeta del sistema solare. Nel Novembre 1994 Ulysses
è passata per la prima volta sopra le regioni polari
meridionali del Sole, continuando poi il suo tragitto
transitando sopra il polo Nord solare nell'Ottobre 1995.
La navicella al momento del lancio pesava 370 kg, inclusi 33.5 kg di propellente, ed aveva in
dotazione un'antenna ad alto guadagno per le comunicazioni da e verso la Terra, e dei pannelli RTG
per l'energia elettrica capaci di fornire 385 W di potenza. Diversi gli strumenti a bordo della
navicella, fra i quali: il Magnetometer (VHM/FGM), il Solar Wind Plasma Experiment (SWOOPS),
il Solar Wind Ion Composition Instrument (SWICS), l'Unified Radio and Plasma Wave Instrument
(URAP), l'Energetic Particle Instrument (EPAC), il Low-Energy Ion and Electron Experiment
(HISCALE), il Cosmic Ray and Solar Particle Instrument (COSPIN), il Solar X-ray and Cosmic
Gamma-Ray Burst Instrument (GRB), il Dust Experiment (DUST), il Coronal-Sounding
Experiment (SCE) ed il Gravitational Wave Experiment
(GWE).
foto JPL/NASA
Altre sonde marziane
Mars Observer
Lanciata il 25 Settembre 1992, Mars Observer era una sonda progettata per lo studio della geologia,
della geofisica e della climatologia di Marte. La strumentazione principale della sonda
comprendeva: l'High Resolution Camera, il Thermal Emission Spectrometer, il Laser Altimeter, il
Magnetometer Electron Reflectometer, il Pressure Modulator Infrared Radiometer, il Gamma Ray
Spectrometer e lo Radio Science Experiment. La missione si è conclusa nell'Agosto del 1993
quando sono stati persi i contatti con la sonda prima del suo inserimento in orbita marziana, così che
la missione è stata poi replicata con analoga strumentazione su altre due sonde: la Mars Global
Surveyor e la Mars Odyssey 2001. (foto JPL/NASA)
Mars Climate Orbiter
Lanciata l'11 Dicembre 1998 il Mars Climate Orbiter era una sonda designata
per effettuare studi sulla climatologia e sull'atmosfera di Marte. Fra la
strumentazione: il Pressure Modulator Infrared Radiometer (PMIRR) ed il
Mars Color Imager (MARCI). La missione si è conclusa all'arrivo presso il
pianeta rosso il 23 Settembre 1999, quando sono stati persi i contatti, molto
probabilmente perchè la sonda è andata distrutta durante l'ingresso nell'atmosfera marziana. (foto
JPL/NASA)
Mars Polar Lander
Mars Polar Lander è stata lanciata da Cape Canaveral il 3 Gennaio 1999.
Scopo della missione atterrare sulla superficie marziana, in prossimità della
calotta polare Sud, e quindi effettuare studi e ricerche sulla climatologia di
Marte, compiere riprese ed immagini dell'ambiente circostante ed uno studio
sul suolo marziano tramite le due capsule Deep Space 2. La strumentazione principale comprendeva
il Mars Volatiles and Climate Surveyor (MVACS), il Mars Descent Imager (MARDI), il Light
Detection and Ranging (LIDAR) ed il Mars Microphone, mentre i due Deep Space 2 erano
equipaggiati a loro volta con il Sample Collection Water Detection Experiment, il Soil Thermal
Experiment, l'Atmospheric Descent Accelerometer e l'Impact Accelerometer. La missione è
terminata il 3 Dicembre 1999 quando sono stati persi i contatti con la sonda. (foto JPL/NASA)
Mars Pathfinder
La missione del Mars Pathfinder, che ha preso il via il 4 Dicembre 1996, aveva come obiettivo
primario la ricognizione della superficie marziana, oltre al collaudo dei sistemi di comunicazione
fra Marte e la Terra e della manovrabilità a distanza di veicoli semoventi. Fra gli scopi scientifici vi
erano invece l'analisi dell'atmosfera e lo studio delle proprietà fisiche e chimiche del suolo del
pianeta rosso.
Esso era composto da due parti principali:
il lander - equipaggiato con un computer di bordo, 3 antenne a basso guadagno, una
stazione meteorologica e con pannelli solari, che unitamente a delle batterie fornivano
l'energia elettrica;
foto NASA-NSSDC
il rover
piccolo veicolo a
telecomandato dai
"Sojourner" - un
6 ruote,
tecnici della NASA e
dotato di un computer alimentato con celle solari e batterie, che ha provveduto alla raccolta
di dati ed alla ripresa di immagini che poi sono state trasmesse a Terra tramite il lander.
foto NASA-NSSDC
Giunto a destinazione il 4 Luglio 1997, il Mars Pathfinder si è immerso direttamente nell'atmosfera
marziana alla velocità di 7300 m/sec, effettuando all'istante le prime analisi degli strati atmosferici,
mentre la velocità di caduta veniva ridotta tramite l'apertura di un paracadute del diametro di 12,5
metri. Per attutire l'urto con la superficie si è inoltre adottato un sistema di protezione composto da
4 airbag, gonfiatisi in appena 0,3 secondi, all'altezza di 1,6 km, formando una palla protettiva del
diametro di 5,2 metri, a cui è seguito, 4 secondi più tardi, l'intervento di 3 retro-razzi che hanno
ulteriormente rallentato la caduta a 18 m/sec.
Dopo l'urto con la superficie, la sonda, protetta dagli speciali airbag, è
rimbalzata per 15 volte rotolando ad una distanza di circa 1 km dal
luogo dell'impatto iniziale, l'Ares Vallis. Ottantasette minuti più tardi
essa si apriva, dispiegando i 3 pannelli solari, iniziando quindi a
trasmettere i primi dati e le prime immagini del paesaggio circostante e
distendendo le rampe dalle quali sarebbe disceso sei ore dopo il rover.
foto NASA-NSSDC
Iniziata l'esplorazione del suolo
incappato in un banale incidente andando
che i tecnici della NASA hanno
Il problema, per fortuna senza
comunque rilevare la difficoltà della
veicolo, considerando che le istruzioni
circa 10 minuti per giungere a
marziano, Sojourner è
a sbattere contro un masso
soprannominato "Yoghi".
conseguenze, ha fatto
guida a distanza di un tale
impartite impiegavano
destinazione.
La missione è continuata sino al 27 Settembre 1997, quando per cause ancora sconosciute si sono
perse le tracce delle due sonde.
Mars Global Surveyor
Il Mars Global Surveyor è un orbiter progettato per raccogliere dati riguardanti la superficie, la
morfologia, la topografia, la composizione, la gravità, la dinamica atmosferica ed il campo
magnetico di Marte, al fine di indagare la storia geologica e
climatica di questo pianeta.
foto NASA-NSSDC
Essa è stata lanciata con un razzo Delta 7925 il 7 Novembre 1996,
giungendo poi a destinazione 10 mesi dopo, il 12 Settembre 1997,
quando è avvenuto il suo inserimento in orbita marziana. Nei
successivi 4 mesi, grazie alla tecnica dell'aerobraking, la traiettoria, che inizialmente era ellittica, è
stata trasformata in circolare per facilitare le operazioni di mappatura della superficie, che sono
state effettuate da un'altezza di 378 km e con un'inclinazione orbitale di 92,5°.
La navicella stessa, che è stabilizzata nei tre assi, grazie a dodici piccoli razzi suddivisi in 4 gruppi
di tre, ha la forma di un parallelepipedo di 1,17x1,17x1,7 metri ed è costituita da 2 elementi
principali: il modulo per l'equipaggiamento e quello per la propulsione. Nel primo trovano posto
tutti gli strumenti interni, fra i quali una telecamera ed uno spettrometro, mentre esternamente sono
stati collocati 2 pannelli solari di 3,5x1,9 metri, l'antenna parabolica del diametro di 1,5 metri ed il
magnetometro montato alle estremità dei pannelli solari.
foto NASA-NSSDC
L'energia elettrica deriva da pannelli solari (980 W
di potenza) e da due batterie ricaricabili al Nimh
(20 A/hr - 28 V/cc) che alimentano il computer di
bordo ed i trasmettitori, dotati di antenne ad alto e
basso guadagno, tramite i quali avvengono le
comunicazioni con il DSN (Deep Space Network)
da e verso la Terra.
Effettuata la mappatura della superficie, e quindi terminata la prima fase della missione, al Mars
Global Surveyor è stata assegnata una prosecuzione della sua operatività fino al 2003, durante la
quale essa ha fornito supporto al Mars Odissey 2001.
Mars Odissey 2001
L'invio di questa sonda è da collocare nel progetto della Nasa di una possibile e futura presenza
umana sul pianeta rosso, per cui essa è stata progettata per lo studio del clima e della storia
geologica di Marte, nonchè per la ricerca di acqua e di particolari elementi chimici sulla sua
superficie.
foto JPL/NASA
Costruita in alluminio e titanio, la Mars Odissey 2001 pesa
all'incirca 725 kg, ed è lunga 2,2 metri per 1,7 di altezza e
2,6 di larghezza. Essa è stata lanciata il 7 Aprile del 2001
da Cape Canaveral in Florida, tramite il Boeing Delta 2, un
vettore composto da 9 motori, che ha fornito alla sonda la
velocità e la traiettoria che l'avrebbero portata ad
intersecare l'orbita del pianeta Marte alle ore 02:30 del 24
Ottobre del 2001, e quindi dopo 460 milioni di km ed oltre 200 giorni di viaggio.
In tale data la navicella, accendendo i
motori principali per 20 minuti, ha
rallentato al punto da essere catturata
dalla gravità marziana, entrando così in
orbita ellittica attorno al pianeta con un
periodo di circa 25 ore. In seguito,
sfruttando la tecnica
dell'aerobreaking, ossia avvalendosi
dell'attrito con l'atmosfera, la sua
traiettoria è scesa ad un livello piu'
basso che ha comportato anche la riduzione del periodo orbitale.
Durante queste operazioni la sonda è stata guidata dai tecnici della Nasa, che avvalendosi di
trasmissioni via radio, le hanno impartito le necessarie istruzioni utilizzando le antenne della sonda,
opportunatamente direzionate verso la Terra dal computer di bordo, e quelle del Deep Space
Network. Tuttavia il sistema di controllo della navicella, a causa della distanza, che implica che il
segnale radio impieghi circa 8 minuti a coprire il percorso, è stato equipaggiato in maniera tale da
guidare la Mars Odissey in maniera autonoma, soprattutto quando questa passa dietro a Marte che,
frapponendosi fra essa ed il nostro pianeta, ne impedisce le comunicazioni.
La missione vera e propria, iniziata al completamento di queste operazioni, nel gennaio del 2002, si
protrarrà per una durata di oltre un anno marziano, pari a circa due anni e mezzo terrestri (917
giorni), e perciò sino al luglio 2004. In tale periodo Mars Odissey 2001 studierà il clima di Marte, la
sua storia geologica ed appurerà l'eventuale presenza di acqua e la distribuzione di elementi chimici
e minerali sulla sua superficie.
Verranno inoltre effettuati dei rilevamenti per individuare eventuali radiazioni che possano risultare
dannose per l'uomo, nell'ambito di future esplorazioni umane del pianeta rosso. A tal proposito fra
gli scopi della missione c'è anche la ricerca dei siti ottimali per l'atterraggio di sonde ed il supporto
da fornire in future missioni.
Per finire uno sguardo alla strumentazione principale che comprende:
THEMIS (Thermal Emission Imaging System) rilevazione dei minerali;
GRS (Gamma Ray Spectrometer) ricerca di idrogeno e altri elementi chimici;
MARIE (Mars Radiation Environment Experiment) studio delle radiazioni.
Mars Express
Mars Express è una missione dell'ESA (Agenzia Spaziale Europea) che consiste in un orbiter, il
Mars Express Orbiter, ed un lander, il Beagle 2, designati per lo studio del pianeta Marte, è
soprattutto per una mappatura ad alta risoluzione della sua superficie, per un esame della
composizione e della circolazione dell'atmosfera del pianeta, e quindi per la geologia, morfologia
della superficie marziana.
foto NSSDC/NASA
L'orbiter è una navicella del peso di 1123 kg, compresi i 60 kg del
lander ed i 457 kg di propellente al momento del lancio, le cui
dimensioni sono di 1.5 m x 1.8 m x 1.4 m. Essa è equipaggiata con
pannelli solari che forniscono oltre 450 w di potenza, con batterie
agli ioni di litio, capaci di fornire 24 V, 64.8 Ah. Fra la
strumentazione: l'High Resolution Stereoscopic Camera (HRSC),
tre spettrometri, un rilevatore di particelle, un radar ed un altimetro
per la scansione della superficie marziana.
La missione è iniziata il 2 Giugno 2003, quando Mars Express è stata lanciata dal cosmodromo di
Bajkonur in Kazakistan tramite un razzo Soyuz/Fregat in direzione di Marte. L'arrivo, dopo 500
milioni di km percorsi, è avvenuto il 19 Dicembre 2003, quando il lander Beagle 2 è stato rilasciato
in attesa di effettuare la discesa su Marte, mentre l'orbiter si posizionava in un'orbita ellittica attorno
al pianeta, iniziando la mappatura della sua superficie.
Il 25 Dicembre, quando sarebbe dovuto avvenire la discesa sulla superficie del pianeta da parte di
Beagle 2, nessun segnale è stato ricevuto dall'orbiter, così che il lander, dopo tentativi durati per più
di un mese, è stato praticamente dichiarato perso.
Near
La missione della sonda Near (Near Earth Asteroid Rendezvous) è stata progettata per permettere lo
studio dell'asteroide 433 Eros, e quindi per consentire una maggiore conoscenza di questa categoria
di corpi, soprattutto in relazione al ruolo ed all'evoluzione che essi hanno avuto durante il periodo di
formazione del sistema solare.
Effettuato il lancio il 17 Febbraio 1996, la sonda è stata subito inserita in uno stato di ibernazione, al
fine di ridurre al minimo il consumo di corrente elettrica, ad eccezione dei momenti di
comunicazione con la Terra, utilizzati per il controllo del buon andamento della missione, e quindi
per effettuare le necessarie correzioni di orbita.
La prima parte della missione è perciò
iniziata il 27 Giugno 1997, quando Near si
è approssimata all'asteroide Mathilde,
passando da esso ad una distanza di 1200
km, con una velocità di 9,93 Km/sec,
effettuando così rilevamenti e riprese
filmate di questo corpo celeste. Una
settimana dopo, grazie a delle correzioni
orbitali, effettuate avvalendosi
dell'accensione dei motori, la distanza
perielica dell'orbita iniziale della sonda è
stata ridotta da 0,99 a 0,95 UA. La fase
successiva è stata l'incontro con la Terra,
che è avvenuto il 23 Gennaio 1998, quando la navicella è passata ad appena 540 km dal nostro
pianeta. La manovra ha così modificato ulteriormente la traiettoria orbitale della sonda,
cambiandone l'inclinazione orbitale da 0,5° a 10,2° e riducendo la distanza afelica da 2,17 ad 1,77
UA.
Il 5 Novembre 1998 gli strumenti della Near iniziarono a rilevare le prime immagini dell'asteroide
Eros e a trasmettere i primi dati. Dopo un primo flyby, avvenuto il 23 Dicembre 1998, conseguenza
del fallito aggancio con l'asteroide, programmato per alcuni giorni prima, la missione è stata
prolungata di un anno, così che l'inserimento in orbita è stato effettuato il 14 Febbraio del 2000,
quando l'asteroide e la navicella si trovavano ad una distanza di 258 milioni di km dalla Terra. Per
un anno Near ha studiato l'asteroide Eros, sfruttando tutti i suoi strumenti, e raccogliendo una
immensa mole di dati, 10 volte superiore a quelli programmati, ed effettuando oltre 160000 riprese
fotografiche. Il culmine della missione è giunto il 12 Febbraio 2001, quando Near, dopo poco meno
di 5 anni di intensa attività, ed aver percorso oltre 3,7 miliardi di km con 230 orbite completate
attorno ad Eros, è disceso sulla superficie di questo, continuando a trasmettere dati sino al 28 dello
stesso mese, quando è stato perso ogni contatto con la Terra.
La discesa su EROS - foto NASA/JHUAPL
Per raggiungere questi obiettivi la sonda, che aveva la forma di un
prisma ottagonale di 1,7 metri di lato, ed una massa complessiva di
487 kg (800 considerando anche il propellente), è stata dotata di
strumenti come spettrometri, magnetometri, camere CCD, pannelli solari, capaci di fornire 1800 W
ad 1 UA, batterie ricaricabili al Ni/Cd da 9 Ah ed apparecchiature radio.
Galileo
La missione della sonda Galileo, dedicata all'omonimo grande scienziato italiano, è iniziata il 18
Ottobre 1989, quando la navetta spaziale Atlantis l'ha lanciata lungo quella traiettoria denominata
V.E.E.G.A. (Venus - Earth - Earth Gravity Assist) che le ha permesso, grazie all'energia derivante
dal fly-by con Venere, e da quello doppio con la Terra, di raggiungere la velocità necessaria per
arrivare sei anni dopo presso il pianeta Giove.
Durante il suo viaggio interplanetario, essa ha
osservato Venere, il sistema Terra-Luna e, per la
prima volta nella storia dell'esplorazione del
sistema solare, ha effettuato dei passaggi
ravvicinati nei confronti di asteroidi, nel caso in
oggetto Gaspra ed Ida, scoprendo addirittura il
satellite di quest'ultimo, Dactyl. Nell'imminenza
dell'arrivo a destinazione ha potuto cogliere inoltre
l'impatto dei frammenti della cometa ShoemakerLevy 9 con il gigante gassoso.
La parte piu' importante della missione ha avuto
inizio comunque nel Luglio 1995, quando Galileo
ha rilasciato la capsula atmosferica, il Probe, che 5
mesi dopo, catturata dall'attrazione gravitazionale
del pianeta, sarebbe penetrata nella sua atmosfera
effettuando rilevamenti e trasmettendo dati per 58
minuti, per poi vaporizzarsi per il calore generato dall'attrito con i densi strati atmosferici.
Contemporaneamente, il 7 Dicembre, la sonda compiva il suo inserimento in orbita, seguendo una
traiettoria ellittica del periodo di 2 mesi, ed effettuando 11 successivi passaggi ravvicinati nei
confronti dei satelliti gioviani maggiori.
Due anni dopo, nel Dicembre 1997, viste le ottime condizioni della navicella, la NASA ha deciso di
prolungare ulteriormente la missione per ben due volte, così che Galileo risulterà operativa fino a
Settembre 2003, quando sarà fatta precipitare nell'atmosfera gioviana.
Durante questi anni, la sonda ha raccolto una immensa mole di dati ed immagini che poi ha spedito
sulla Terra, adempiendo così ai principali obiettivi della sua spedizione che comprendevano:
lo studio della dinamica, circolazione e composizione chimica dell'atmosfera di Giove;
la morfologia e geologia dei satelliti gioviani, nonchè la distribuzione di elementi chimici
sulla loro superficie e le interazioni gravitazionali di essi con il pianeta;
la magnetosfera e gli effetti della fascia di radiazioni sulla sonda stessa.
Il lancio dallo Space Shuttle
foto JPL/NASA-NSSDC
La sonda, che pesa 2380 kg, è dotata di piccoli motori a razzo, che
entrano in funzione durante le operazioni di inserimento in orbita e
le correzioni della traiettoria, oltre che da un generatore elettrico,
l'RTG (Radioisotope Thermal Generator), capace di sviluppare al momento del lancio una potenza
di 570 W. Alla partenza essa era comunque composta da queste tre parti principali:
la capsula atmosferica, progettata per lo studio della composizione chimica e la struttura
dell'atmosfera gioviana, del peso di 335 kg ed alimentata da un generatore a batterie della
potenza di 580 W;
la sezione mobile, mantenuta costantemente in rotazione alla velocità di 3 r.p.m., per
rendere piu' stabile l'assetto e poter effettuare rilevamenti sul campo magnetico, che era
equipaggiata con un magnetometro, alcuni rivelatori di plasma, particelle e radiazioni, da
un'antenna ad alto guadagno (poi guastatasi durante il viaggio), dal modulo di propulsione,
dal generatore di potenza e da altri strumenti elettronici e di controllo fra i quali il computer
principale;
la sezione fissa con gli spettrometri, una fotocamera, il fotopolarimetro e gli strumenti atti al
puntamento e quindi alla guida della sonda.
Fra i principali risultati della missione: la scoperta della fascia di radiazione esistente 50000 km
sopra lo strato delle nubi di Giove, l'alta percentuale di elio nella composizione chimica del pianeta,
pari a quella del Sole, la natura dell'anello gioviano (frammenti di scontri meteoritici), il campo
magnetico proprio di Ganimede e quindi l'osservazione dell'attività vulcanica di Io e della superficie
ghiacciata di Europa.
Mir
Progettata per una operatività di 5 anni, la MIR, la prima vera stazione spaziale di costruzione
sovietica, ha protratto la propria vita per 15 anni segnando una serie di primati a partire dal 20
Febbraio 1986, quando venne lanciato il modulo
principale.
foto NASA
La sua costruzione è stata completata in orbita dove sono
stati connessi gli altri moduli, ognuno dei quali lanciato
separatamente fra l'86 ed il '96, che l'hanno portata ad
avere una struttura complessiva della massa di 130
tonnellate per una lunghezza di 40 metri ed un volume
interno di circa 400 metri cubi. Collocata a circa 400 km
dalla Terra, essa compieva una rivoluzione completa in 90
minuti con una inclinazione di 51,6°.
Essenzialmente era composta da 6 differenti moduli:
modulo principale - lungo 13 metri per 4 di diametro, aveva una massa di 20 tonnellate e
comprendeva gli alloggi, l'area di comando, i sistemi di alimentazione elettrica, i laboratori
ed i 6 nodi di interconnessione con le altre componenti della stazione spaziale;
Kvant 1 - lanciato il 31/3/87 conteneva oltre 1500 kg di strumenti fra i quali 3 telescopi, 5
rivelatori di raggi X ed uno di raggi ultravioletti, alcuni spettrometri ed un magnetometro;
Kvant 2 - aggiunto nell'89 era equipaggiato con pannelli solari, strumenti per la produzione
di semiconduttori e portellone di uscita per le attività extraveicolari;
Kristall - progettato per l'esperimentazione a bordo in assenza di gravità, è stato agganciato
nel 1990, ed era anch'esso dotato di pannelli solari oltre a rivelatori di raggi cosmici, serre
per la coltivazione di piante e porte di aggancio per le navette spaziali;
Spektr - composto da pannelli solari e strumentazioni varie, è stato costruito con la
collaborazione della NASA;
Priroda - l'ultimo ad essere assemblato, era dotato di strumenti per l'osservazione scientifica
della Terra.
Particolare rilevanza ha ricoperto la collaborazione nata fra la RASA e la NASA, che si è
concretizzata nel programma Shuttle-Mir, dove alle capacità della MIR, che forniva un grande e
vivibile laboratorio, si sono unite quelle della navetta spaziale che provvedeva invece al trasporto di
persone, provviste e materiali oltre ad un'ampliamento temporaneo delle aree abitabili e di lavoro.
lo Shuttle visto dalla MIR - foto NASA
Eccetto per due brevi periodi, fra l'86 e l'87 e nell'89, la Mir è stata
permanentemente abitata fino all'Agosto 1999 da 59 astronauti per
complessive 25 missioni sovietiche e 30 internazionali, nelle quali
sono stati compiuti oltre 14000 esperimenti scientifici e ben 66
attività extraveicolari.
Il 23 Marzo 2001, dopo aver scritto in 15 anni una delle più
gloriose pagine dell'astronautica mondiale, la Mir ha terminato la sua avventura spaziale rientrando
nell'atmosfera dove si è distrutta in gran parte, mentre i residui precipitavano nell'Oceano Pacifico.
Space Shuttle
Lo Space Shuttle, prima navetta spaziale riusabile, e prima a porre direttamente in orbita satelliti di
grandi dimensioni, fa parte di un progetto denominato Space Transportation System (STS). Esso
viene lanciato in verticale come un razzo, manovrato in orbita terrestre come un qualsiasi altro
veicolo spaziale e fatto atterrare planando come un normale aereo di linea.
foto NASA
I tre attualmente in funzione sono: il Discovery, l'Atlantis, e l'Endeavour. Sono comunque
tristemente degni di nota anche il Columbia, il primo ad essere stato costruito nel Marzo del 1979,
ed il Challenger, introdotto nel 1982, per gli spaventosi incidenti che rispettivamente nel 2003 e nel
1986 comportarono la perdita dei rispettivi equipaggi e di ambedue le navette spaziali.
Ognuno di essi consiste praticamente in tre differenti componenti:
l'orbiter, il veicolo orbitale e di rientro, nel quale trovano posto l'equipaggio ed i vari
materiali e strumenti. Esso è dotato di 3 motori principali, spenti dopo i primi 8 minuti di
volo, e di altri minori che entrano in funzione durante le operazioni di inserimento e
correzione dell'orbita, nonchè durante quelle di ritorno a Terra;
un grande serbatoio esterno contenente idrogeno ed ossigeno liquidi che fornisce il
propellente ai motori principali e che viene distaccato ad oltre 100 km di quota;
due razzi ausiliari (Solid Rocket Booster) che garantiscono la spinta iniziale fino a circa 2
minuti dopo il lancio ed un'altezza approssimativa di 50 km, oltre la quale vengono
sganciati.
Tutti i componenti sono recuperati e riutilizzati, eccetto il serbatoio che si distrugge per l'attrito
atmosferico.
foto NASA
La dotazione prevede inoltre un grande braccio estensibile,
un'area abitativa e la grande stiva (18x5 metri con una capacità di carico di 30 tonnellate) nella
quale hanno trovato posto sinora tutti i veicoli spaziali posti in orbita fra i quali il Telescopio
Spaziale Hubble e la sonda Galileo. All'esterno uno speciale rivestimento anticalore che protegge,
durante la delicata fase di rientro, dall'attrito con gli strati atmosferici.
foto NASA
Normalmente ogni missione è
mentre la più lunga è stata la STS17,5 giorni. Il minimo numero di
durante i primi voli, mentre al
pianificata per durare da 5 a 16 giorni,
80 del Novembre 1996, durata appunto
astronauti (due) a bordo lo si è avuto
massimo si sono raggiunte le otto unità.
Lo Shuttle è progettato per
effettuare l'inserimento in orbita fra 185
e 643 km di altezza ed è
attualmente il più affidabile fra i veicoli
di lancio con oltre 1,36 milioni di carico inserito in orbita e 600 membri d'equipaggio trasportati.
Sin dal 1992 la sicurezza di volo è stata triplicata, il numero di problemi verificatisi è diminuito del
70% ed il costo totale di ogni missione è stato ridotto del 40%, pur consentendo un incremento del
carico trasportabile di ulteriori 8 tonnellate.
Stazione Spaziale Internazionale
Sulla base dell'accordo firmato a Washington il 29 Gennaio 1998 gli USA, insieme alla Russia, al
Canada, al Giappone, ed ai paesi europei, diedero il via al più ambizioso progetto spaziale: la
costruzione della Stazione Spaziale Internazionale.
Un'opera colossale che darà vita nel 2004 ad una gigantesca struttura orbitante che raggiungerà le
dimensioni di un campo di calcio: 108 metri di lunghezza per 74 di larghezza. La massa totale sarà
di 415 tonnellate, mentre il volume interno ammonterà ad oltre 1200 metri cubi, con sei laboratori
per l'esperimentazione scientifica ed una capacità alloggiativa di 7 persone che permarranno da tre a
sei mesi.
foto NASA
Per il completamento dell'operazione, il cui costo sarà di 60
miliardi di dollari, occorreranno oltre 40 missioni effettuate con la
navetta spaziale Shuttle, con la Soyuz e con altri vettori dei paesi
partecipanti. La I.S.S., una volta completata, percorrerà un'orbita
inclinata di 51,6° ad una distanza dalla Terra di 460 km, coprendo
quindi una intera rivoluzione della Terra in 90 minuti alla velocità
di 28000 km/h.
Il lancio del primo modulo, lo Zayra di costruzione russa, è avvenuto nel 1998, a cui si andranno
aggiungendo tutti gli altri che verranno agganciati direttamente in orbita dagli astronauti che alla
fine collezioneranno ben 600 ore di attività extraveicolare. A collegare tutti i componenti ci saranno
dei nodi di interconnessione di 4,6 metri di diametro per 7 di lunghezza per un peso di 14 tonnellate.
Per i viaggi di andata e ritorno dalla Terra, saranno utilizzate le navette spaziali con le quali oltre
all'equipaggio saranno trasportati anche materiali, rifornimenti e strumenti vari che troveranno
posto in speciali contenitori allocati nella stiva dello Shuttle o in capsule sistemate nei vettori di
lancio. Particolare attenzione sarà posta nell'installazione dei moduli abitativi, che forniranno ogni
comfort all'equipaggio, ed in quella dei moduli di laboratorio dove verranno eseguiti i vari
esperimenti scientifici.
foto NASA
L'alimentazione elettrica a bordo sarà invece fornita da 24 pannelli
solari (38 metri per 13), che svilupperanno una potenza
complessiva di 110 kw, e che saranno costantemente puntati verso
il Sole onde garantire la massima esposizione. Il sistema sarà
comunque integrato da batterie ricaricabili che interverranno
durante i passaggi dell'I.S.S. attraverso l'ombra della Terra.
Completeranno la dotazione della stazione spaziale dei giganteschi
bracci meccanici snodabili delle lunghezza di 16 metri, capaci di spostare oltre 20 tonnellate, ed una
navicella spaziale di salvataggio permanentemente ancorata all'esterno.
Fra gli scopi del progetto: la ricerca medico e scientifica nel campo dell'assenza di gravità, con
produzione di speciali materiali e leghe altrimenti impossibili da realizzare sulla Terra, lo studio
degli effetti sul corpo umano di una prolungata permanenza nello spazio ed infine la possibilità di
figurare come rampa di lancio per future missioni interplanetarie.
Stardust
La navicella Stardust è stata lanciata il 7 Febbraio 1999 dal Kennedy Space Center di Cape
Canaveral in Florida a bordo di un razzo Delta II. Scopo della missione catturare particelle della
coda della cometa P/Wild 2 alla velocità di 6 km/sec e ad una distanza dal nucleo cometario di 300
km. Essa è la prima missione progettata dalla Nasa destinata a catturare materiale extraterrestre
oltre l'orbita lunare.
foto JPL-NASA
Dopo la raccolta dei campioni cometari, la sonda Stardust
catturerà anche una certa percentuale di polvere stellare.
Ambedue i tipi di elementi, dal cui studio gli studiosi si
aspettano di trarre utili indicazioni circa la formazione
del sistema solare, saranno incapsulati in una specie di
materiale denominato aerogel.
Partita dunque in direzione della cometa, la missione
della sonda Stardust si completerà in tre orbite attorno al Sole, dopo aver effettuato una prima
raccolta di materiale stellare nel primo semestre del 2000, un fly-by con la Terra nel 2001, una
seconda raccolta di polvere stellare nel corso del secondo semestre del 2002, ed un fly-by con
l'asteroide Annefrank nel Novembre dello stesso anno. L'incontro con la cometa è avvenuto
all'inizio del Gennaio 2004, quando la sonda ha intersecato la traiettoria cometaria nel corso della
sua seconda orbita attorno al Sole. Il prezioso carico sarà quindi riportato in direzione della Terra, e
quindi paracadutato nell'atmosfera terrestre, nel Gennaio 2006.
foto JPL-NASA
Il peso della navicella al momento del
lancio era di 380 kg, incluso il propellente
per le correzioni di manovra. Le sue
dimensioni ammontano invece a 1,7 metri
di lunghezza. Fra la strumentazione:
l'Aerogel Sample Collectors per la raccolta
delle particelle, il Comet and Interstellar
Dust Analyzer uno spettrometro per
l'analisi in tempo reale della composizione
delle particelle, la Navigation Camera per
la ripresa di immagini ad alta risoluzione
del nucleo della cometa, ed il Dust Flux
Monitors per il controllo del flusso di
particelle. Completano la dotazione della
Stardust la Sample Return Capsule, il contenitore con il quale saranno riportati a Terra le particelle,
dei pannelli solari, batterie al NiH2, trasmettitori ed antenne per le comunicazioni da e verso la
Terra tramite il Deep Space Network.
Genesis
Obiettivo primario della missione Genesis era la raccolta di elementi e particelle di vento solare da
riportare poi sulla Terra, tramite i quali si sarebbe investigato la nascita e la formazione del sistema
solare.
La sonda, del peso di 636 kg, inclusi 142 di propellente, lunga 2,3 mt e larga 2, era equipaggiata con
pannelli solari e batterie per l'energia elettrica e con un contenitore, la Sample Return Capsule, a
forma di disco conico, 1,5 mt di diametro per 1,31 di altezza per una massa totale di 225 kg. Essa è
stata lanciata l'8 Agosto 2001 in direzione del punto di Langrange L1, un punto situato fra la Terra
ed il Sole, dove la gravità dei due corpi è bilanciata, che in un viaggio di tre mesi avrebbe poi
raggiunto il 16 Novembre 2001. Il 3 Dicembre 2001 avrebbe iniziato a collezionare particelle di
vento solare per circa 30 mesi, sino all'Aprile 2004, quando avrebbe poi invertito la rotta per
effettuare il viaggio di ritorno verso la Terra, e quindi rilasciare l'8 Settembre 2004 nell'atmosfera
terrestre la Sample Return Capsule.
foto JPL/NASA
Un guasto al paracadute, che avrebbe dovuto
rallentare la velocità di caduta, a però impedito la
riuscita della missione, così che la capsula è
precipitata nel deserto dello Utah distruggendosi
alla velocità di 311 km/h. La navicella invece è
stata direzionata in direzione del punto di Lagrange
L1, ove permane in orbita.
Deep Space 1
La navicella Deep Space 1 è stata lanciata il 24 Ottobre 1998 dal cosmodromo di Cape Canaveral.
Un'ora dopo è stata posta su di un'orbita eliocentrica tramite la quale avrebbe raggiunto nel Luglio
1999 l'asteroide 9969 Braille, passandogli ad una distanza minima di 26 km. Il 18 Settembre 1999,
considerato che la navicella aveva ancora in dotazione 22 kg di combustibile, i tecnici della NASA
hanno dirottato la sonda in direzione della cometa Wilson-Harrington, che avrebbe dovuto
raggiungere nel Gennaio 2001, se ciò non fosse stato impedito da un guasto al sistema di
puntamento stellare occorso l'11 Novembre 1999. Tutto questo non ha comunque impedito di
effettuare un flyby con un'altra cometa, la Borrelly, che la sonda avrebbe appunto incontrato nel
Settembre 2001. La missione è terminata il 18 Dicembre 2001.
foto JPL/NASA
La strumentazione principale consisteva nel
MICAS (Miniature Integrated CameraSpectrometer), che attraverso un esame nel campo
dell'infrarosso e dell'ultravioletto avrebbe studiato
la morfologia, composizione fisica e chimica ed
atmosfera dei due corpi celesti, e nel PEPE
(Plasma Experiment for Planetary Exploration) per
lo studio del vento solare e dell'interazione di
questo con i due corpi celesti.
Le dimensioni della navicella ammontavano ad 2,5
mt di altezza per 1,7 di larghezza e 2,1 di profondità, mentre il peso al momento del lancio era di
486,3 kg. L'energia elettrica era invece fornita da batterie e da due pannelli solari di 11,75 mt di
lunghezza, gli SCARLET II (Solar Concentrator Arrays with Refractive Linear Element
Technology).
Cassini
La navicella Cassini, lanciata il 15 ottobre 1997 dal cosmodromo di Cape Canaveral tramite il razzo
Titan IV/B Centaur, costituisce una delle più complesse e più grandi sonde interplanetarie mai
costruite.
Essa è composta dall'orbiter, 2150 chilogrammi (inclusi i 687 kg degli strumenti, fra i quali 350
della sonda Huygens) per un'altezza di 6,8 metri e 4 di larghezza e con un diametro massimo
costituito dall'antenna ad alto-guadagno (HGA), il riflettore primario, di 4 metri. Il peso al momento
del lancio era di 5665 kg dei quali 3132 costituiti da propellente.
La strumentazione è costituita da due computer di bordo, il CDS (Command and Data Subsystem) e
l'Attitude and Articulation Control Subsystem (AACS), e da 18 elementi principali, sei di essi si
trovano allocati sul modulo Huygens, fra i quali un analizzatore di gas, alcuni sensori vari per la
misura delle proprietà fisiche ed elettriche dell'atmosfera di Titano ed una fotocamera per la ripresa
di immagini. L'alimentazione elettrica è invece fornita da tre RTG (Radioisotope Thermoelectric
Generators), dello stesso tipo di quelli impiegati nel progetto Galileo, e congegnati per avere un
lungo ciclo operazionale. Alla fine della missione, dopo 11 anni, esse saranno ancora capaci di
produrre 628 W di potenza.
foto JPL-NASA
Considerata la distanza e la lunghezza della missione, e
quindi la necessità di completarla comunque in un lasso di
tempo accettabile, la sonda non è stata inviata direttamente
verso Saturno, ma indirizzata verso una traiettoria
denominata VVEJGA (Venus-Venus-Earth-Jupiter
Gravity Assist). Sfruttando infatti l'energia derivante dai
flybies con Venere (26 aprile 1998 e 24 giugno 1999), con
la Terra (18 agosto 1999), e quindi con Giove (30
dicembre 2000), la sonda è giunta a destinazione il 1 luglio
2004, e quindi dopo 6,7 anni ed aver percorso 3,2 miliardi di km.
A quel punto la sonda Cassini ha
iniziato attorno al pianeta Saturno
un tour orbitale della durata di
quattro anni (74 orbite attorno al
pianeta, 44 flybies con Titano e
numerosi flybies con i satelliti
minori), che permetterà un
miglioramento delle conoscenze
del pianeta, del suo famoso anello,
della sua magnetosfera ed
atmosfera e quindi del satellite principale Titano, la cui atmosfera (ricca di metano, azoto ed
ammoniaca) è considerata da molti astronomi uguale a quella che caratterizzò il nostro pianeta
durante il suo periodo di formazione.
Una parte rilevante nella missione la ricopre il modulo Huygens, progettato dall'ESA (Agenzia
Spaziale Europea) per lo studio dell'atmosfera e della superficie di Titano, che consiste nel probe,
che discenderà sulla superficie di questa luna di Saturno, e nell'apparecchiatura di sostegno (PSE),
che include invece l'elettronica necessaria per recuperare ed elaborare i dati rilevati durante la
discesa, i quali saranno poi consegnati all'orbiter, che li ritrasmetterà verso la Terra.
Dopo essere rimasto inattivo per 7 anni, e quindi per tutto il tragitto interplanetario, lo Huygens,
giunto in prossimità di Titano, si è separato dall'orbiter il 25 Dicembre 2004, rimanendo in stand-by
fino all'accensione dei sistemi che è avvenuta il 14 Gennaio 2005, 15 minuti prima dell'ingresso
nell'atmosfera del satellite. La fase successiva è stata la discesa tramite paracadute e quindi lo studio
e l'analisi degli strati atmosferici, a cui è seguito infine l'impatto con la superficie, circa 2,5 ore
dopo.
Mars Exploration Rovers
La missione Mars Exploration Rovers fà parte del programma di esplorazione della NASA del
pianeta rosso, ed è stata progettata per lo studio della geologia e della climatologia del pianeta in
vista di future missione umane su Marte.
Essa si compone di due navicelle lanciate il 10 Giugno e l'8 Luglio 2003 tramite un razzo Boeing
Delta 2, e giunte a destinazione rispettivamente il 4 ed il 25 Gennaio 2004. A bordo i due landers
che sono stati rilasciati nell'atmosfera marziana, e quindi fatti atterrare in due punti opposti del
pianeta, il Gusev Crater ed il Meridianum Planum, tramite un sistema di paracadute ed airbag.
foto NASA/NSSDC
Una volta giunti sul suolo del pianeta
rosso, dai due landers sono usciti i due
rovers Spirit ed Opportunity, due vere e
proprie jeep telecomandate capaci di
esplorare il suolo marziano tramite sei
ruote metalliche, ognuno dei quali ha in
dotazione sofisticati strumenti per l'analisi della superficie marziana, antenne ad alto e basso
guadagno per le comunicazioni da e verso la Terra e pannelli solari capaci di generare un massimo
di 140 W per l'alimentazione delle apparecchiature di bordo.
foto NASA/NSSDC
Fra gli strumenti in dotazione ai rover: la Panoramic Camera, il
Miniature Thermal Emission Spectrometer, il Mossbauer
Spectrometer, l'Alpha Particle X-Ray Spectrometer, il
Microscopic Imager ed il Rock Abrasion Tool. Ogni rover ha
un peso di 180 kg
Messenger
Messenger (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging) è una missione
progettata per lo studio del pianeta Mercurio che ha avuto inizio il 3 Agosto 2004, con il lancio
della relativa navicella, la quale un'ora dopo è stata inserita in un'orbita eliocentrica che la porterà a
raggiungere Mercurio il 15 Gennaio 2008, dopo aver effettuato 1 flyby con la Terra, l'1 Agosto
2005, e 2 flybies con Venere il 24 Ottobre 2006 ed il 6 Giugno 2007.
foto NASA/NSSDC
L'inserimento in orbita della navicella avverrà il 18 Marzo 2011,
dopo che essa avrà effettuato altri due flybies con il pianeta, il 6
Ottobre 2008 ed il 30 Settembre 2009, mentre la fine della
missione è prevista per l'anno successivo nel Marzo 2012.
Messenger è dotata di due pannelli solari e di uno schermo che la
protegge dal calore e dalle radiazioni del Sole. La massa totale è di
1093 kg, inclusi i 607.8 del propellente. Fra la strumentazione
principale: un magnetometro, il Mercury Dual Imaging System
(MDIS), il Gamma-Ray and Neutron Spectrometer (GRNS), lo Xray Spectrometer (XRS), il Mercury Laser Altimeter (MLA), l'Atmospheric and Surface
Composition Spectrometer (MASCS) e quindi l'Energetic Particle and Plasma Spectrometer
(EPPS).
Rosetta
Rosetta è una missione dell'ESA (Agenzia Spaziale Europea) progettata per lo studio e l'origine
delle comete e degli asteroidi. La missione ha avuto inizio il 2 Marzo 2004, quando la sonda è stata
lanciata ed immessa in un'orbita eliocentrica che la porterà ad effettuare un primo flyby con la Terra
nel Marzo 2005, cui seguirà un flyby con Marte nel Marzo 2007 e quindi nuovamente con la Terra
nel Novembre 2007.
foto NASA/NSSDC
Il 5 Settembre 2008 Rosetta passerà a 1700
km dall'asteroide 2867 Steins, e quindi un
terzo flyby con la Terra, nel Novembre
2009, la proietterà nuovamente in direzione
della fascia degli asteroidi, dove il 10 Luglio
2010 passerà a 3000 km dall'asteroide
Lutetia.
Dopo essere stata posta in uno stato
d'ibernazione, Rosetta riaccenderà i suoi strumenti nel Gennaio 2014 dirigendosi verso la cometa
67P/Churyumov-Gerasimenko che incontrerà nel successivo mese di Maggio, quando inizieranno le
operazioni per l'inserimento in orbita polare, nell'Agosto 2014, che permetteranno lo studio del
nucleo della cometa e quindi la scelta del sito di atterraggio per il probe Philae, che rilasciato dalla
sonda nel mese di Novembre, discenderà sulla superficie della cometa. La fine della missione è
prevista per il Dicembre 2015.
Rosetta, che pesa 3000 kg, inclusi i 100 del probe ed i 165 degli strumenti, è composta da due
moduli: il Payload Support Module (PSM) ed il Bus Support Module (BSM). Il propellente al
momento del lancio ammontava a 2900 kg, mentre l'energia elettrica, oltre chè dai pannelli solari, è
fornita da batterie al NiCd da 10 Ah/28 V.
La maggior parte degli strumenti, che è dislocata nel probe Philae, un cilindro esagonale di 1 mt di
larghezza per 80 cm di altezza, dotato di strutture telescopiche che permetteranno un atterraggio
morbido e quindi un successivo ancoraggio alla superficie della cometa, include: un alpha-protonX-ray spectrometer (APXS), il Cometary Sampling and Composition Experiment (COSAC), il
Methods Of Determining and Understanding Light elements from Unequivocal Stable isotope
compositions (MODULUS/Ptolemy), il Surface Electrical, Seismic, and Acoustic Monitoring
Experiments (SESAME), il Multi-Purpose Sensors for Surface and Subsurface Science (MUPUS),
il Comet Nucleus Sounding Experiment By Radiowave Transmission (CONSERT), il Rosetta
Lander Magnetic field investigation and Plasma monitor (ROMAP), il Comet Nucleus Infrared and
Visible Analyser (CIVA) ed il Rosetta Lander Imaging System (ROLIS).
Deep Impact
La sonda Deep Impact è stata lanciata il 12 Gennaio 2005 con un
obiettivo ambizioso, quello di colpire il nucleo della cometa
Tempel 1, una cometa periodica che orbita attorno al Sole ogni 5,5
anni, scoperta nel 1897 da E. Temple, con il proiettile Impactor.
Scopo della missione lo studio dei detriti, del cratere e dei gas
risultanti dall'impatto, e quindi delle caratteristiche chimiche e
fisiche del nucleo cometario, compito che spetterà alla sonda
principale, che mantenendosi ad una distanza di 500 km, si avvarrà
di due strumenti: l'MRI (Medium Resolution Instrument) e l'HRI
(High Resolution Instrument).
La sonda misura 3.2 m x 1.7 m x 2.3 m e pesa 650 kg, ed è dotata di una antenna parabolica di 1 mt
di diametro tramite la quale avvengono le comunicazioni con la Terra. L'energia elettrica è invece
fornita da pannelli solari di 7,2 mq che ricaricano piccole batterie al NiH2. L'Impactor invece ha
una forma di cilindro esagonale del peso di 370 kg, ed è dotato di un piccolo motore a reazione e di
una camera, la ITS (Impactor Targeting Sensor), per la ripresa delle operazioni antecedenti l'impatto
e la successiva trasmissione dei dati alla sonda principale.
foto NASA
Subito dopo il lancio la sonda è stata posta su di un orbita eliocentrica che le ha permesso di
avvicinarsi alla cometa l'1 Luglio 2005. Due giorni dopo la sonda ha rilasciato il proiettile Impactor,
che dirigendosi verso il nucleo cometario, ad una velocità di 10,2 km/sec, ha impattato con esso 24
ore dopo il rilascio.
La sonda principale ha iniziato a questo punto ad effettuare le riprese delle operazioni nel campo
ottico ed in quello ad infrarossi avvicinandosi sino ad una distanza di 500 km trasmettendo poi i dati
sulla Terra. In quell'istante, la sonda e la cometa, erano ad una distanza di 0,89 UA dalla Terra e di
1,5 UA dal Sole. La missione è terminata un mese dopo nell'Agosto 2005.
Mars Reconnaissance Orbiter
Mars Reconnaissance Orbiter è una sonda spaziale di nuova concezione progettata dalla Lockheed
Martin Space Systems, che rispetto alle altre che in precedenza hanno esplorato Marte, risulta più
agile, più veloce e quindi più affidabile. Essa è stata lanciata nell'Agosto del 2005, ed ha come
obbiettivo la ricerca di acqua sulla superficie del pianeta rosso e quindi uno studio sulla possibilità
che su Marte possa esistere un ambiente favorevole allo sviluppo della vita.
foto JPL-NASA
Dopo sette mesi di viaggio, e sei mesi di
aerobreaking, che permetteranno alla navicella
di raggiungere un'orbita ottimale, la sonda,
giunta a destinazione nel Marzo del 2006,
inizierà ad effettuare con i suoi strumenti una
scansione della superficie di Marte, un'analisi
dei minerali e quindi uno studio sulla
distribuzione di acqua nell'atmosfera e della
dinamica della climatologia marziana. Dai
risultati di questa missione gli studiosi si
aspettano importanti riscontri circa la storia e
la struttura del pianeta Marte.
La sonda, che pesa 2180 kg, è inoltre dotata di una potente camera ad alta risoluzione con la quale
sarà effettuata una scansione accurata della superficie in vista di future missioni. Fra gli altri
strumenti: l'High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE), la Context Camera (CTX), il
Mars Color Imager (MARCI), il Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars
(CRISM), il Mars Climate Sounder (MCS) e lo Shallow Radar (SHARAD).
La fine della prima parte della missione è prevista per il 31 Dicembre 2010.
Osservatori Spaziali
Hubble Space Telescope
Progettato negli anni '70, e lanciato il 14 Aprile 1990 dallo Space Shuttle, il
telescopio spaziale Hubble orbita a 600 km dalla Terra compiendo una
rivoluzione completa in 90 minuti alla velocità di 27,2 km/h. Fra gli
strumenti principali: l'ACS (Advanced Camera for Surveys), il NICMOS
(Near Infrared Camera and Multi Object Spectrometer - osservazione nell'infrarosso), la WFPC2
(Wide Field Planetary Camera 2 - osservazione a largo campo e planetaria), il FOC (Faint Object
Camera - osservazione di oggetti deboli), FOS (Faint Object Spectrograph - spettrografia di oggetti
deboli) e tre sensori per il puntamento stellare e le misure astrometriche. All'alimentazione
provvedono due ampi pannelli solari (2,4 x 12,1 metri) che forniscono energia elettrica e ricaricano
le batterie che hanno il compito di alimentare le apparecchiature quando l'HST attraversa il cono
d'ombra generato dalla Terra. Subito dopo il lancio gli studiosi hanno rilevato un difetto di
aberrazione sferica nello specchio primario, che è stato poi riparato nel Dicembre 1993, durante la
prima missione di servizio. Probabilmente rimarrà operativo sino al 2010. (foto NASA/NSSDC H.S.T.)
Chandra X-Ray Observatory
Il C.X.O. è stato progettato per compiere l'osservazione astrofisica di oggetti
celesti, dalle stelle ai quasars, finalizzata allo studio dell'origine, della
struttura e dell'evoluzione dell'universo, attraverso l'indagine nel campo dei
raggi X. Lanciato nel Luglio 1999, è stato posto in orbita terrestre su di una
traiettoria ellittica ad alta eccentricità, inclinata di 28.5°, con perigeo a 10000
km ed apogeo a 140000 km, e con un periodo di 64 ore. La sonda contiene
computers, 2 antenne a basso guadagno, trasmittenti che inviano i dati a Terra e strumenti vari come
l'ACIS (Advanced Charged Coupled Imaging Spectrometer - analisi delle sorgenti di raggi x) e
l'HRC (High Resolution Camera - ripresa di immagini in raggi x). Presenti anche un sistema di
propulsione, dei sensori per il rilevamento della posizione, due pannelli solari da 2350 W e 3
batterie ricaricabili al Ni/H da 40 A/h. Il cuore dell'osservatorio spaziale è l'High-Resolution
Mirror Assembly, lo specchio per il rilevamento dei raggi X, che è contenuto in un contenitore
cilindrico, schermato contro la radiazione solare e protetto dalle variazioni di temperatura. (foto
TRW/NASA/CXC/SAO - Chandra)
Compton Gamma Ray Observatory
Il C.G.R.O. è stato progettato per lo studio e l'osservazione dell'universo nel
campo dei raggi gamma e quindi per l'esame della struttura e della dinamica
della nostra galassia e di altri oggetti quali quasars, buchi neri, pulsars e stelle
di neutroni. Lanciato il 5 Aprile 1991 dallo Space Shuttle, ed immesso su
un'orbita circolare, a 450 km di altezza, inclinazione 28.5°, ha terminato la
propria missione il 4 Giugno 2000, quando è stato fatto rientrare
nell'atmosfera terrestre. Quattro gli strumenti principali: il BATSE (Burst And Transient Source
Experiment - misurazione di lampi di raggi gamma), l'OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer
Experiment - radiazioni ed emissioni di sorgenti a bassa energia), il COMPTEL (Imaging Compton
Telescope) e l'EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope). Pesante oltre 17 tonnellate,
il Compton Observatory misurava 21 metri ed era alimentato con pannelli solari da 1800 W.
Durante i nove anni di operatività sono stati ottenuti importanti risultati fra i quali la scoperta
dell'emissione di raggi gamma da parte dei nuclei di diverse galassie. (foto NASA - C.G.R.O.)
Solar and Heliospheric Observatory
Soho è una missione della NASA/ESA sviluppata per lo studio della
dinamica ed attività solare, che ha avuto inizio il 2 Febbraio 1995 con il
lancio dell'omonima navicella, la quale è stata posta in orbita attorno al punto
di Langrange L1, una zona del sistema solare ove l'attrazione gravitazionale
del Sole e della Terra si equivalgono. Due sono i moduli che compongono la navicella: il primo, il
modulo di servizio, contenente le apparecchiature di guida e controllo, e l'altro dove sono dislocati
dodici strumenti fra i quali l'EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) ed il LASCO (Large
Angle Spectrometric Coronograph). (foto SOHO - ESA & NASA - S.O.H.O.)
Space Infrared Telescope Facility
Il S.I.R.T.F. è un osservatorio spaziale, del peso totale di 950 kg, che
immesso su di un'orbita eliocentrica osserva dal 2003 l'universo nel campo
dei raggi infrarossi con un ampio raggio d'azione che comprende anche lo
studio del sistema solare e quindi quello di stelle e galassie. La strumentazione consiste nel
Cryogenic Telescope Assembly, a sua volta suddiviso in un telescopio di 0.85 mt di diametro e in
tre strumenti principali: l'IRAC (Infrared Array Camera), l'IRS (Infrared Spectrograph) ed il MIPS
(Multiband Imaging Photometer). In dotazione anche dei pannelli solari, uno schermo protettivo
contro il calore e la radiazione solare ed un sistema di raffreddamento che mantiene la temperatura
degli strumenti costantemente vicina allo zero assoluto. (foto NASA/JPL-Caltech - S.I.R.T.F.)
International Gamma Ray Astrophysics Laboratory
Lanciata il 17 Ottobre 2002, l'Integral nasce dalla cooperazione fra l'ESA e
la Russia, ed ha come finalità lo studio dell'universo finalizzato
all'osservazione, nel campo della radiazione visibile e dei raggi gamma ed
x, degli oggetti ad alta energia. Quattro gli strumenti principali: l'IBIS
(Imager on Board the Integral Satellite) e lo SPI (Spectrometer on Integral)
per l'osservazione in raggi Gamma, lo JEM-X (Joint European X-Ray
Monitor) per lo studio in raggi X ed infine l'OMC (Optical Monitoring Camera) per la ripresa di
immagini nel settore della luce visibile. L'orbita seguita ha un'inclinazione di 51.6°, con apogeo a
153000 km e perigeo a 9000 km dalla Terra, per un periodo orbitale di 72 ore. (foto ESA/D.Ducros INTE.G.R.A.L.)
Costellazioni
L'osservazione celeste non sarebbe cosa agevole senza l'adozione di un sistema che permetta di
discernere agevolmente una zona dall'altra. Unendo infatti le stelle più luminose con delle linee
immaginarie, è possibile individuare determinati settori del cielo allo stesso modo di come è già
stato fatto dagli antichi astronomi, i quali erano soliti intepretare questi allineamenti come
raffigurazioni di miti, personaggi, eroi e leggende della loro vita quotidiana.
Con il termine costellazioni non s'intendono tuttavia solo delle figure, ma anche determinate aree,
che esse rappresentano, e
che comprendono stelle ed
oggetti di altra natura quali:
galassie, nebulose,
ammassi stellari, ecc..
Attualmente le costellazioni ufficiali sono 88 e più della metà di esse ci sono state tramandate
dall'astronomo greco Tolomeo, che raccogliendo le testimonianze e gli studi precedenti, ne
elencava 48 nel suo Almagesto. Il nome di molte di loro è quindi per la maggior parte di origine
babilonese o greca, ed è stato mantenuto fino ai giorni nostri, così come quello di alcune stelle.
Tutto questo per quanto riguarda il cielo boreale, essendo quello dell'altro emisfero, o quanto meno
la parte più a Sud di esso, nascosto, per via della latitudine, agli osservatori di tutta l'area
mediterranea. Le costellazioni australi sono dunque di origine molto più recente, risalgono infatti
agli ultimi quattro, cinque secoli, quando i circumnavigatori dalla Terra, esplorando quelle zone, si
servirono del cielo meridionale per orientarsi durante la navigazione. Fornirono così preziose
indicazioni agli astronomi di quel tempo che stilando nuove mappe celesti completarono la nostra
conoscenza in merito.
Fra questi ricordiamo Plancius, Bartsch, Hevelius, De Lacalle e soprattutto Bayer che, autore fra
l'altro di un celebre atlante, introdusse un sistema per indicare le stelle adoperando le lettere
dell'alfabeto greco secondo un'ordine decrescente di luminosità. A compimento dell'opera di questi
illustri studiosi, nomi e confini di ogni costellazione vennero definitivamente fissati, rispettivamente
nel 1922 e nel 1930, dall'I.A.U., il massimo organo astronomico mondiale.
Le costellazioni sono comunque delle entità di natura prospettica, formate da corpi che appaiono
come facenti parte di un unico sistema, ma che in realtà nello spazio tridimensionale hanno in
comune solo lo stesso settore celeste, essendo a volte situati a distanze di milioni di anni luce gli uni
dagli altri.
Nonostante le
stelle possano
considerarsi fisse,
ogni costellazione
muta la sua
posizione
(rispetto alla
nostra e non allo
sfondo celeste) per effetto del moto apparente del cielo. Questo perchè la Terra, oltre a girare su se
stessa, compie anche un moto di rivoluzione attorno al Sole, offrendoci ogni notte una visuale della
volta celeste leggermente diversa. Ognuna di esse allora, con il passare dei mesi, apparirà alla stessa
ora sempre più spostata verso Ovest, sino a quando scomparirà sotto l'orizzonte occidentale per
riapparire poi, dopo un certo periodo di tempo, da quello orientale.
Fanno eccezione le costellazioni attigue ai poli che, per effetto della sfericità della Terra, ruotano
attorno ad essi descrivendo dei cerchi completi fra lo zenit e l'orizzonte. Per questo sono dette
circumpolari, e sono visibili solo dall'emisfero di cui fa parte il polo celeste attorno a cui ruotano,
rimanendone invece
occultate nell'altro.
Si distinguono in
boreali ed australi.
Un discorso a parte meritano quelle 12 costellazioni che fanno parte dello zodiaco, ovvero di quella
striscia del cielo concentrica all'eclittica, su cui si spostano apparentemente tutti i corpi principali
del sistema solare. Fra questi uno in particolare, il Sole, attraversa ogni mese un settore pari a 30°
(segno zodiacale) effettuando quindi un giro completo in un anno solare.
Per convenzione, si è allora stabilito sin dall'antichità, di identificare ognuna di queste suddivisioni
con l'omonima e corrispondente
costellazione. A partire dalla
prima sono: Ariete, Toro,
Gemelli, Cancro, Leone,
Vergine, Bilancia, Scorpione,
Sagittario, Capricorno, Acquario
e Pesci. Tuttavia dello zodiaco
fa parte anche la costellazione di
Ofiuco, che il Sole attraversa in
Dicembre, la quale però non è
compresa fra i 12 segni
zodiacali tradizionali.
A causa del fenomeno della "precessione degli equinozi", un lento e continuo movimento dell'asse
di rotazione del nostro pianeta, che oscillando descrive un cerchio in 26000 anni, ogni riferimento
celeste varia la sua posizione di circa 1,5° ogni secolo. Ogni 2000 anni si verificherà allora uno
slittamento pari a 30°, con il risultato che ogni costellazione occuperà il posto del segno zodiacale
immediatamente successivo. Infatti gli equinozi, le intersezioni dell'eclittica con l'equatore celeste,
detti anche "punto d'Ariete" e "punto della Bilancia", si trovano ai giorni nostri rispettivamente
nei Pesci e nella Vergine e non più in quelle da cui anticamente presero il nome.
EmisferoBoreale
Emisfero Australe
Polo celeste boreale
Polo celeste australe
Cielo invernale
Cielo Primaverile
Cielo Estivo
Cielo Autunnale
