Riassunto esame Fondamenti della Fisica, Prof. Straulino Samuele, libro consigliato Astronomia - Per gli studenti di scienze della formazione primaria , Straulino, Olmi

Capitolo 1

Caratteristiche della forza gravitazionale

La forza che si esercita fra i corpi celesti del sistema solare è stata descritta

da Newton nella legge della gravitazione universale. Tale forza è presente fra

qualunque coppia di oggetti dotati di massa. La legge della gravitazione

universale afferma che:

La forza con cui m1 attrae m2 e con cui m2 attrae m1 hanno sempre uguale

intensità.

L’unità di misura della forza è il Newton (N). La forza descritta ha un’intensità

molto piccola, ecco perché non vediamo gli oggetti attrarsi tra di loro.

L’attrazione gravitazionale comincia a diventare osservabile se almeno una

delle due masse è notevolmente più grande di 1 kg.

L’attrazione gravitazionale della terra

Gli oggetti sono attratti dalla forza di gravità della Terra verso il centro del

globo. Newton riuscì a dimostrare che in un corpo sferico tutto funziona come

se la massa del corpo fosse collocata nel centro della sfera:

F= mg

g= accelerazione di gravità (9,8 m/s^2)

La forza con cui un oggetto viene attratto verso il basso è proporzionale alla

massa m dell’oggetto stesso. Infatti, per il secondo principio della dinamica

scritto in forma scalare: a= F/m

Se un oggetto cade partendo da fermo la velocità aumenta progressivamente

con il tempo. Galileo Galilei riesce a descrivere correttamente il moto di

caduta libera, comprendendo che la resistenza dell’aria cresce con la velocità

di caduta e fa sì che il corpo raggiunga una velocità massima.

Aristotele afferma che gli oggetti pesanti cadono più velocemente degli oggetti

leggeri (Es. foglio-sasso)

-​ L’esperimento ci suggerisce che l’aria abbia un ruolo importante nella

loro caduta.

Forza gravitazionale e orbite

Ipotizziamo che il pianeta si muova su un’orbita circolare. La forza con cui il

sole attrae il pianeta è indicata dal vettore F. Osserviamo che se nessuna

forza agisse sul pianeta, questo si muoverebbe di moto rettilineo uniforme.

L’attrazione gravitazionale è necessaria per mantenere il pianeta in orbita

intorno al sole. Il modulo della velocità del pianeta non varia nel tempo (gli

attriti sono ridotti a zero).

La forza F produce un’accelerazione. In questo caso l’accelerazione

corrisponde a una variazione della direzione della velocità verso il centro

dell’orbita ed è chiamata pertanto accelerazione centripeta.

L’attrazione gravitazionale del Sole impedisce ai pianeti di allontanarsi.

La forza che il Sole applica sul pianeta ha lo stesso modulo, la stessa

direzione e verso opposto della forza che il pianeta applica sul Sole (terzo

principio della dinamica) .

I pianeti hanno la forma di un’ellisse.

Molti pianeti hanno uno o più corpi minori, i satelliti.

Dimensioni e distanze nel sistema solare

L’Unità astronomica (UA) è definita come la distanza media Terra-Sole.

La distanza Terra-Sole corrisponde a oltre 20.000 raggi terrestri.

La Luna dista dal nostro pianeta soltanto 60 raggi terrestri.

Il raggio della Terra è 4.3*10^-5= 0.000043 UA.

Capitolo 2

Che cosa sono le stelle

Le stelle sono sfere di gas a temperatura molto alta, soggette alla gravità da

loro stesse prodotta.

Poichè qualsiasi particella viene attratta verso il centro del corpo celeste, la

materia che si trova nelle parti più interne della sfera subisce la compressione

dovuta alla materia che si trova negli strati esterni.

-​ Questa compressione intensa innesca reazioni nucleari

Nelle stelle avvengono reazioni di fusione nucleare, cioè due nuclei si fondono

e danno origine a un nucleo di massa maggiore. Il limite naturale per cui le

reazioni di fusione nucleare sono energeticamente favorevoli (ovvero liberano

energia) è la produzione di ferro.

L’energia liberata nelle reazioni nucleari raggiunge la superficie della stella. Se

un corpo celeste non è abbastanza grande, il meccanismo di compressione

degli strati interni non è in grado d’innescare le reazioni di fusione nucleare e il

corpo non si accende come stella.

Anno-luce

Le distanze delle stelle si misurano con l’anno-luce, che corrisponde alla

distanza percorsa dalla luce in un anno nel vuoto. Osservare il cielo è quindi

un bellissimo viaggio nel tempo, in quanto gli oggetti celesti che vediamo non

sono come sono nella realtà oggi, ma come apparivano nel momento in cui la

luce ha iniziato il suo percorso.

L’evoluzione di una stella

L’universo è in espansione e le stelle sono in continua formazione. Le stelle si

formano nelle nebulose, zone in cui la densità di materia è più alta che nello

spazio circostante.

Durante le fasi di reazione le stelle vengono mantenute in una condizione di

equilibrio grazie al bilanciamento tra l’energia gravitazionale (che tende a far

collassare tutta la materia verso il centro della stella) e l’energia termica (che

tende a far espandere la stella).

Quando una stella termina l’idrogeno il nucleo inizia a contrarsi; la contrazione

produce un rapido riscaldamento (anche degli strati esterni), permettendo che

si inneschi la fusione dell’idrogeno residuo.

-​ La stella riprende ad espandersi, la temperatura diminuisce e la stella

diventa una gigante rossa

Questa catena di eventi dipende dalla massa iniziale della stella.

●​ M<8 M solari

La stella continua ad espandersi fino a disperdersi nell’ambiente

formando una nebulosa planetaria. Il nucleo della stella progenitrice

resta quindi scoperto e prende il nome di nana bianca.

●​ M>8 M solari

Il processo di bruciamento continua fino al ferro (struttura a cipolla, con

elementi via via più pesanti andando verso il nucleo). La fine dei

processi di fusione innesca il collasso del nucleo verso gli strati esterni,

diventa un oggetto compatto. Gli strati esterni colpiscono questo strato

compatto, provocando un’onda d’urto che come risultato produce una

supernova. Nella fase di supernova vengono prodotti più elementi

pesanti del ferro.

A seconda delle dimensioni del nucleo e della massa iniziale della stella,

l’oggetto compatto che rimane può essere:

1.​ Stella di neutroni;

stella estremamente compatta (raggio di 10-15 km)

2.​ Buco nero

Quando la massa della stella progenitrice ha un’attrazione

gravitazionale così intensa da innescare la contrazione del nucleo,

questo non si stabilizza.

Tutta la materia quindi “collassa in un punto” (singolarità). Il buco nero

ha una gravità così elevata che neanche la luce, da una certa distanza,

è in grado di “scappare”, questa distanza è chiamata orizzonte degli

eventi e rappresenta la zona oltre la quale non possiamo avere alcuna

informazione sull’oggetto.

Galassie

Le stelle dell’universo sono raggruppate in galassie. Le galassie sono

raggruppate in tre grandi famiglie:

1.​ Galassie ellittiche

Ha una forma ellittica. Sono formate da stelle vecchie e al loro interno il

tasso di produzione di nuove stelle è piuttosto basso.

2.​ Galassie a spirale

Sono formate da un disco di gas e polvere, hanno uno sferoide centrale

molto luminoso dove si trova una grande quantità di stelle. I bracci sono

il luogo in cui avviene la maggior parte della formazione stellare.

3.​ Galassie irregolari

Non presentano una forma riconoscibile. Le galassie irregolari mostrano

un elevato tasso di formazione stellare, sono presenti molte stelle

giovani.

La galassia di cui fa parte il solo è una galassia a spirale chiamata Via Lattea.

Il Sole si trova in uno dei suoi bracci secondari, detto braccio di Orione. Al

centro della Via Lattea si trova un oggetto di massa molto elevata noto come

Sagittarius A, che si ritiene essere un buco nero supermassiccio.

-​ la presenza di un buco nero supermassiccio sembra essere un

elemento comune a tutte le galassie di grandi dimensioni.

L’osservazione delle stelle

Il Sole è una stella di media grandezza.

A causa della presenza dell’atmosfera terrestre le stelle non sono visibili nelle

ore di luce. Per descrivere la luminosità delle stelle gli astronomi utilizzano il

concetto di magnitudine.

-​ Più luminoso è un corpo. minore è la magnitudine.

La luce che proviene da una stella offre informazioni di notevole importanza

sulla sorgente che l’ha emessa. Lo spettro, cioè le righe che si osservano

scomponendo la luce con un prisma, consente di ricavare informazioni sugli

elementi che compongono la stella.

L’elemento chimico dell’elio (He) è stato individuato per la prima volta nello

spettro della luce del Sole.

Il colore è associato alla massa della stella. I colori delle stelle, in ordine di

temperatura crescente, vanno dal rosso al blu.

La brillantezza dipende anche dalla sua distanza; per questo motivo dal

nostro pianeta possiamo attribuire a un corpo celeste:

-​ una magnitudine apparente, attribuita a un corpo celeste dal nostro

pianeta;

-​ una magnitudine assoluta è invece quella che si osserverebbe ad una

distanza standard.

Costellazioni

Le stelle vengono identificate in base alla costellazione a cui appartengono.

Le costellazioni sono gruppi di stele a cui gli uomini hanno dato nomi ispirati

alle figure che gli astri sembrano disegnare nel cielo.

-​ attualmente troviamo 88 costellazioni convenzionalmente riconosciute.

Le stelle ruotano tutte insieme spostandosi nel cielo. In realtà il movimento

che noi vediamo è prodotto dalla rotazione della Terra ed è chiamato moto

apparente delle stelle.

Capitolo 3

Struttura del sistema solare

Il Sole orbita attorno al centro della galassia da cui dista circa 30.000

anni-luce, a una velocità di circa 220 km/s.

-​ Per compiere un’intera orbita ci vuole approssimamente 200 milioni di

anni.

Il sistema solare è composto dal Sole e da tutti i corpi celesti che la sua

attrazione gravitazionale mantiene in orbita. Troviamo:

-​ I pianeti terrestri

-​ La fascia degli asteroidi

-​ I pianeti gassosi

-​ Gli oggetti transnettuniani

-​ La nube di Oort

Il sole

Il Sole contiene quasi tutta la massa presente nel sistema solare (90%).

Poichè la distanza del Sole dalla Terra è di 1.5*10^8 km, la luce emessa dal

Sole impiega circa 500 secondi a raggiungere la Terra, circa 8 minuti e 20

secondi.

-​ Questo significa che osserviamo il Sole con un ritardo di 8 minuti

Il Sole è composto:

-​ 74% da idrogeno

-​ 25% da elio

-​ 1% elementi più pesanti

Internamente ha una struttura a strati concentrici:

-​ Nucleo ( 40% della massa solare); al suo interno la temperatura è

sufficientemente alta da permettere l’attivazione delle reazioni di fusione

termonucleare.

-​ Zona radiativa, qui viene trasportata l’energia prodotta dal nucleo;

-​ Zona connettiva, energia trasferita qui per convezione;

-​ Fotosfera, identificata anche come superficie solare;

-​ Cromosfera, sottile fascia di 2000km dove hanno origine i fenomeni

magnetici solari;

-​ Corona, zona più esterna del sole, è un’aura di plasma.

Tutto questo materiale genera il cosiddetto vento solare. I confini del sistema

solare si intendono generalmente con la zona di influenza di tale vento

(eliosfera).

Fase finale del sistema solare

Tra circa 5 miliardi di anni il Sole entrerà in una fase instabile. Quando

l’idrogeno nel nucleo sarà stato interamente convertito in elio, ci sarà un

innalzamento della temperatura avviando così la fusione dell’idrogeno

residuo.

-​ Questo porterà ad una nuova espansione del sole, il quale si estenderà

fino oltre l’orbita di Venere.

-​ Il Sole non riuscirà quindi a innescare la fusione di elementi più pesanti

come il carbonio, terminato questo elemento si spegnerà

definitivamente.

-​ Gli strati esterni verranno rilasciati

-​ Gli starti interni continueranno a collassare sul nucleo, dando origine ad

una nana bianca.

Il nostro pianeta diventerà inabitabile.

I pianeti rocc