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Geografia Astronomica: Definizioni

Asse del mondo: prolungamento dell’asse terrestre che incontra la sfera celeste in due punti,il Polo Nord e il Polo Sud celeste.

L’equatore Celeste è la circonferenza risultante dall’intersezione del piano,perpendicolare all’asse del mondo e passante per il centro della sfera celeste.

Il Parallelo Fondamentale è l’equatore celeste,il Meridiano Fondamentale è quello passante per il punto gamma.

Lo Zenit è il punto della sfera celeste verticale sopra la testa dell’osservatore e il Nadir è il punto opposto.

La declinazione è la distanza angolare del corpo celeste considerato dall’equatore celeste,si misura in gradi e varia da 90°N a 90°S.

L’Ascensione Retta è l’angolo misurato in senso antiorario tra il meridiano fondamentale e il meridiano celeste passante per l’astro considerato.Si misura in ore,minuti e secondi.

*L’Altezza di una stella è l’angolo tra la direzione della stella e il piano dell’orizzonte.
L’Azimut è l’angolo tra il circolo verticale passante per l’astro, misurato sul piano dell’orizzonte,in senso orario e a partire da Sud.
Le stelle fisse compiono una traiettoria da Est verso Ovest:il punto più alto della loro traiettoria,rispetto al piano dell’orizzonte,è detto culminazione
Le stelle occidue sorgono, culminano e tramontano, mentre le stelle circumpolari compiono circonferenze più piccole intorno alla Stella Polare e non tramontano mai.

Esistono due tipi di telescopi ottici:
* i telescopi a rifrazione (dotati di lenti come il cannocchiale. I raggi luminosi provenienti dalle stelle attraversano l’obiettivo e vengono concentrati,per rifrazione ottica,nel fuoco dove si forma l’immagine,che viene ulteriormente ingrandita dalla lente dell’oculare).
* i telescopi a riflessione ( raccolgono la luce tramite uno specchio curvo e la convogliano nel fuoco primario,davanti ad esso. Le caratteristiche essenziali di un telescopio sono la capacità di ingrandimento e il potere di risoluzione).

Gli Spettroscopi e gli Spettrografi permettono di analizzare la luce policromatica scomponendola nelle sue varie frequenze. Esistono gli spettri di emissione continui (generati da solidi,liquidi o gas compressi incandescenti), gli spettri di emissione a righe(prodotti da gas rarefatti incandescenti a bassa pressione) e gli spettri d assorbimento (si ottengono facendo passare una luce policromatica bianca attraverso un gas rarefatto che assorbe le frequenze di luce che esso stesso emetterebbe se fosse incandescente).

Effetto Doppler: Le righe spettrali della radiazione elettromagnetica proveniente da un oggetto astronomico si spostano dalla loro posizione canonica se la sorgente è in movimento rispetto all’osservatore. Se essa è in allontanamento, le righe spettrali si spostano verso lunghezze d’onda maggiori (rosse). In questo caso si ha il cosiddetto spostamento verso il rosso o redshift. Il contrario accade se la sorgente è in avvicinamento. In questo caso le righe spettrali si spostano verso lunghezze d’onda più corte (blu). Si ha allora lo spostamento verso il blu o blueshift.
Dato che lo spostamento delle righe dipende dalla velocità radiale della sorgente, studiando lo spettro possiamo ricavarne la velocità d’allontanamento o d’avvicinamento. Il rapporto tra l’entità dello spostamento  e la lunghezza d’onda  viene indicato con la lettera z.

Distanze Astronomiche: Le più usate unità di misura delle distanze sono:Unità astronomica (U.A.): corrisponde alla distanza media tra Terra e Sole. 149,6 milioni di Km.Anno-luce (a.l.): è la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa (300 000 km/s) 9461 miliardi di Km. Parsec (pc): è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l’angolo di 1”e corrisponde a 3,26 anni-luce. Sono usati anche il kiloparsec e il megaparsec (Mpc = 1 000 000 pc).Le determinazione dell’angolo di parallasse è alla base del metodo normalmente utilizzato per calcolare la distanza delle stelle. Il termine parallasse indica lo spostamento apparente di un oggetto quando lo si osserva cambiando posizione. Nel caso di corpi lontani come le stelle, occorre scegliere, come punti di osservazione, due luoghi più distanti possibile (due punti diametralmente opposti dell’orbita terrestre), altrimenti l’angolo P è troppo piccolo e risulta impossibile misurare la distanza della stella prescelta. Con questo metodo si misurano solo le distanze delle stelle non molto lontane dalla Terra, altrimenti l’angolo non è apprezzabile. Magnitudine: Le stelle che si vedono a occhio nudo appaiono come punti luminosi di diverso splendore, ed è per questo che si decise di dividerle in gruppi di diverso splendore. Tolomeo introdusse sei ordini di grandezze: nel 1° ordine vi erano le stelle più splendenti e nel 6° quelle appena visibili ad occhio nudo. Oggi il termine grandezza è stato sostituito da magnitudine e la luminosità di una stella viene misurata con appositi fotometri elettrici, apparati a cellula fotoelettrica che vengono puntati da un telescopio verso una stella e trasformano l’energia luminosa ricevuta in energia elettrica, che viene poi amplificata e misurata. In questo caso ci riferisce alla magnitudine apparente, che descrive la luminosità di una stella così come ci appare dalla Terra. Per mettere in evidenza le reali differenze di luminosità bisogna misurare la loro magnitudine assoluta. Una volta misurata la magnitudine apparente di una stella, si calcola perciò quale magnitudine avrebbe la stessa stella se si trovasse ad una distanza di 10 pc dalla Terra. Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: ve ne sono diverse la cui luminosità diminuisce e aumenta a intervalli regolari; sono le variabili pulsanti o variabili intrinseche, che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia. Stelle doppie: sistema di due stelle che ruotano entrambe attorno a un baricentro comune, in un piano tale che, viste dalla Terra, si eclissano a vicenda a intervalli regolari. Oggi conosciamo decine di migliaia di stelle doppie: in alcuni casi è possibile distinguere al telescopio i due componenti del sistema (binarie visibili), altre volte una stella in apparenza singola si riconosce come doppia per le variazioni di luminosità (variabili a eclissi); esistono anche dei sistemi multipli, con tre o più stelle associate. Dall’analisi delle loro orbite è possibile risalire alla loro massa, mentre dall’analisi dei periodi di occultamento è possibile ricavarne il diametro. Colore e temperatura: un corpo incandescente emette radiazioni elettromagnetiche di diversa frequenza. La frequenza per la quale si ha il massimo di emissione è direttamente proporzionale alla temperatura assoluta. In base alla caratteristiche delle righe dei loro spettri,le stelle sono state suddivise in classi spettrali O, B, A, F, G, K, M dalle + calde alle + fredde. Diagramma H-R: rappresenta un’“istantanea” dell’evoluzione stellare. La maggior parte delle stelle si dispone lungo una fascia obliqua, detta sequenza principale .Le stelle in basso a destra sono fredde e poco luminose (nane rosse), quelle in alto a sinistra sono molto luminose e molto calde (stelle azzurre). Le stelle che non appartengono alla sequenza principale sono le giganti e le supergiganti rosse e le nane bianche molto calde e di piccole dimensioni.

Evoluzione stellare: Le fucine delle stelle sono le nebulose, formate da polveri e gas freddi. Al loro interno possono innescarsi moti turbolenti che, con il progressivo addensamento dei corpuscoli, portano alla trasformazione dell’energia gravitazionale in en. cinetica con conseguente aumento della temperatura del corpo gassoso che si trasforma in una protostella. Proseguendo la contrazione il nucleo si riscalda fino alla temperatura di 15 milioni di K, necessari alla trasformazione di idrogeno in elio. Il calore liberato porta all’aumento della pressione dei gas fino alla compensazione della forza di gravità, la stella entra così in una fase di stabilità (sequenza principale H-R), la cui durata dipende dalla massa della nebulosa iniziale. Quando tutto l’idrogeno si trasforma in elio, il nucleo di elio che si è formato, molto più denso del nucleo di idrogeno originario, finisce per collassare, contraendosi su se stesso. Si ha un continuo aumento di temperatura fino a una nuova trasformazione di elio in carbonio. L’involucro esterno si espande e si contrae fino a giungere ad un nuovo equilibrio. La stella è entrata in una nuova fase e appare come una gigante rossa. Ma anche questa, esaurirà il suo combustibile e per effetto della forza gravitazionale incontrastata si avvierà alla fine, determinata dalla sua massa.

* Stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del Sole collassano per gravità, divenendo corpi di dimensioni simili a quelle della Terra ad alta densità con nuclei di atomi immersi in un mare continuo di elettroni, è questo l’origine delle nane bianche che, riscaldate dal processo di contrazione ma prive di una fonte di energia nucleare sono destinate a raffreddarsi gradualmente fino a divenire nane nere.
* Stelle con massa iniziale come quella del Sole, prima di diventare nane bianche e superato lo stadio di giganti rosse, espellono il loro strato più esterno con un esplosione (novae) che trascinato dal vento stellare dà vita alle nebulose planetarie. Espulso l’involucro la gigante rossa si trasforma in un nucleo rovente, che continua a espandersi e contrarsi a spese dell’idrogeno residuo. Cessata la fusione nucleare, il vento si esaurisce e la nebulosa planetaria, prima fluorescente, perde luminosità scomparendo e la stella centrale si trasforma in una nana bianca.
* Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del Sole, all’esaurirsi del combustibile nucleare si ha un collasso tale da liberare un’immane esplosione: gran parte della stella, definita supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio. Il materiale rimanente si concentra in un corpo molto piccolo ma con una grande massa e altissima densità: tale corpo genera un campo gravitazionale talmente elevato da far fondere elettroni e protoni in neutroni, dando vita a una stella di neutroni; spesso grazie alla contrazione e al forte campo magnetico creatosi, la stella ha un’elevata velocità di rotazione, apparendo come una rapida pulsazione ritmica: tali oggetti sono detti pulsar.
Se la massa delle stelle è decine di volte quella del Sole, il collasso gravitazionale non trova forze che lo contrastino e aumentando la densità si forma un corpo sempre più piccolo che esercita una forza gravitazionale immensa, in grado di attirare e far sparire qualunque corpo o particella nel suo raggio d’azione, luce compresa: è il caso del buco nero.
Lo spazio celeste, visto da un osservatore idealmente posto al centro dell’Universo, non apparirebbe uniforme ma mostrerebbe grandi vuoti e numerose macchie biancastre di varie dimensioni: le GALASSIE, ognuna formata da una grandissima quantità di stelle e da materia interstellare, qua e là concentrata in nebulose. Stelle e nebulose della Via Lattea, la galassia di cui fa parte la Terra, formano nel complesso un enorme disco, il cui spessore è circa un quinto del diametro; dal disco centrale (nucleo galattico) si dipartono lunghi bracci a spirale. Tutte le stelle dei bracci ruotano intorno al centro della Galassia, con velocità decrescenti andando verso la periferia. Alcune stelle presentano inoltre un movimento proprio.
Vi sono poi gli ammassi stellari, gruppi di stelle relativamente vicine tra loro, che si muovono tutte insieme. Possono essere aperti, con le stelle distribuite in modo irregolare, o globulari, con le stelle disposte a disegnare una sfera. Gran parte degli ammassi si trova al di fuori del disco della Galassia e forma una specie di nuvola sferica molto rarefatta, chiamata alone galattico. Qui a differenza della Galassia mancano le polveri per cui non si possono formare nuove stelle. Oltre alla nostra galassia esistono altre galassie, che possono essere di vario tipo: ellittiche, a spirale, a spirale barrata (il cui nucleo sembra essere attraversato da una sbarra da cui partono le spire), globulari, irregolari e peculiari (distorte forse per l’attrazione con le galassie vicine).Le Galassie tendono a unirsi in gruppi e ammassi di galassie. La Via Lattea fa parte dell’Ammasso della Vergine, attorno al cui baricentro essa ruota insieme ad altre galassie e al Gruppo Locale. Sono stati identificati anche superammassi di galassie, disposti in maniera irregolare. L’Universo presenta quindi una struttura cellulare o spugnosa. Nell’Universo sono presenti numerose radiosorgenti: alcune corrispondono a supernovae, altre a galassie molto lontane ma con emissione così intensa da venire indicate come radiogalassie.Altri segnali sono arrivati, sotto forma di onde radio di grandissima intensità e fortemente concentrate, da corpi d’apparenza stellare denominati quasar le cui righe spettrali risultano fortemente spostate verso il rosso: questo fenomeno viene imputato, con qualche controversia, all’effetto Doppler,, anche se più probabilmente dipende dall’incurvatura dello spazio tempo causato dal forte campo gravitazionale, secondo la Teoria della Relatività Generale di Einstein. Tali corpi sono tutti molto lontani da noi e sono gli oggetti più lontani osservati a circa 15 miliardi di a.l.. Ma nonostante la distanza dall’intensità dei segnali si può presupporre l’esistenza di un quasar mille miliardi di volte più luminoso del Sole e molto più splendente: un’intera galassia formata da centinaia di miliardi di stelle.

Legge di Hubble: Il quadro dell’Universo che siamo venuti via via scoprendo non ci offre un’istantanea di come è oggi l’Universo, ma piuttosto un’immagine composta in relazione alla distanza del corpo osservato. In base allo studio degli spettri delle galassie più lontane, che tendono tutti verso il rosso, possiamo dedurre che le galassie si stanno allontanando con velocità tanto più alta quanto più sono lontane, e ciò si può spiegare ammettendo l’espansione dell’Universo. La legge che descrive tale fenomeno fu teorizzata da Hubble con la formula V=h d. (palloncino).Una prima teoria si basava sul concetto di Universo stazionario, dove il reciproco allontanamento delle galassie sarebbe compensato da una continua creazione di nuova materia, con la creazione di nuove galassie per la sostituzione di quelle lontane. Tale teoria fu abbandonata per la mancata conferma della creazione di nuova materia e poi perché il conteggio degli oggetti più lontani, e quindi più vecchi, sembra smentirla. Questa fu soppiantata dalla teoria evolutiva del Big Bang. In virtù di tale teoria l’Universo doveva essere inizialmente un corpo più piccolo di un atomo con una densità infinita e a temperatura elevatissima. Si sarebbe verificata poi una fortissima esplosione, aumentando di miliardi di volte il suo volume. Dopo ciò la “sfera di fuoco” si sarebbe raffreddata rallentando la sua espansione. L’energia ha iniziato a condensarsi prima in quark ed elettroni, poi in neutroni, protoni e nuclei di elio, finché si sono formati i primi nuclei atomici (H, Li, He) e, in seguito ad un aumento di temperatura fino a 3000 K, un gas neutro composto da idrogeno ed elio. Terminata la fase dominata dalla radiazione, la materia si avvia all’attuale formazione e dopo il primo milione di anni l’Universo assume condizioni fisiche più vicine a quelle attuali. Dove il gas è più denso, la gravità fa condensare l’idrogeno in grandi nebulose entro le quali iniziano a lampeggiare le violente espansioni dei quasar. Con l’espansione essi diventano più rari e si fanno numerose le galassie a spirale.
Circa il proseguimento di tale evoluzione sono state formulate due ipotesi:
* Se la densità è troppo bassa, l’espansione continuerà senza fine e quando le stelle finiranno il loro combustibile il Cosmo diventerà un immenso cimitero buio.
* Se la forza di gravità frenerà tale espansione, le galassie arresteranno la loro fuga dando origine a una contrazione dell’Universo. E tutto precipiterebbe allo stato primordiale.

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