Riassunto esame Geografia fisica, Prof. Sansone Carlo, libro consigliato Il globo terrestre e la sua evoluzione, Elvidio Lupia Palmieri, Maurizio Parotto

Capitolo 1: La posizione delle stelle

I popoli dell'Asia Minore hanno raggruppato le stelle visibili ad occhio nudo in costellazioni. Le costellazioni hanno nomi fantasiosi che possono derivare dall'immagine suggerita dal modo in cui appaiono disposte nel cielo. In realtà, le stelle che fanno parte di questi raggruppamenti si trovano a distanze molto diverse rispetto alla terra, a noi sembrano "vicine" a causa della prospettiva. Dunque, le costellazioni non esistono, ma sono comunque utili per orientarci.

Guardando il cielo notturno si ha l'impressione che la terra stia al centro di un'enorme sfera chiamata sfera celeste; questa sembra ruotare intorno a noi da est a ovest, in realtà la terra ruota su sé stessa in senso contrario, girando attorno a un immaginario asse terrestre, il cui prolungamento nello spazio sfiora una piccola stella chiamata stella polare.

Anche se la sfera celeste è solo un'astrazione, questa ci aiuta a determinare la posizione di un astro rispetto alla terra fissando alcuni elementi di riferimento: poli celesti nord e sud, lo zenit che è il punto che si trova sopra la testa di un osservatore, il nadir opposto allo zenit, e l'orizzonte celeste che sarebbe la circonferenza che divide la sfera celeste in un emisfero superiore e uno inferiore.

I primi tre elementi di riferimento si trovano su una stessa circonferenza massima che viene chiamata meridiano celeste; invece, parliamo di equatore celeste quando ci riferiamo a una linea immaginaria che suddivide la sfera celeste in due emisferi celesti distinti (emisfero celeste nord e emisfero celeste sud). Quando l'equatore celeste e l'orizzonte celeste non coincidono, la loro intersezione individua due punti: est e ovest. L'orizzonte inoltre è tagliato in altri due punti: nord e sud. Questi punti insieme ci danno i punti cardinali.

Le caratteristiche delle stelle

Noi suddividiamo le stelle in classi sulla base del loro splendore introducendo sei ordini di grandezze: la prima grandezza che è per le più luminose e la sesta per le più deboli. Oggi il termine grandezza è sostituito da magnitudine e la luminosità di una stella viene misurata con appositi fotometri fotoelettrici, grazie ai quali si è verificato che tra ognuna delle sei classi vi è una differenza di luminosità di circa 2,5 volte.

Una volta scelte alcune stelle come standard di riferimento per la luminosità e dopo aver effettuato numerosissime misure, ci si è resi conto che alcuni corpi celesti risultavano più luminosi di quelli già inseriti; quindi, gli astronomi hanno iniziato a misurare anche la magnitudine zero e le magnitudini negative.

Ma a cosa sono dovute queste differenze di luminosità? Una stella può apparire più o meno luminosa sia perché può emettere più o meno luce, ma soprattutto perché è più o meno lontana da noi. Le misure quindi si riferiscono alla magnitudine apparente (m), per conoscere invece la luminosità intrinseca di una stella si ricorre alla magnitudine assoluta (M).

Relazione tra M e m: M = m + 5 − log d, dove d = distanza in parsec.

Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: ci sono casi in cui la luminosità si indebolisce e cresce a intervalli regolari, queste sono le variabili pulsanti. L'astronomo inglese J. Goodricke, verso la fine del 700 scoprì che la stella Algol splendeva di meno ogni due giorni e 21 ore, egli dedusse che questa stella in realtà era un sistema di due stelle che ruotano una intorno all'altra e che viste dalla terra si eclissano. Questo fenomeno è chiamato stelle doppie. Sono noti anche sistemi multipli con tre o più stelle associate.

Lo studio dei corpi luminosi avviene per mezzo degli spettroscopi: un qualunque raggio luminoso dà origine a uno spettro cioè a una striscia formata da bande con tutti i colori dell'iride, dal rosso che corrisponde alla luce con lunghezza d'onda maggiore, al blu con lunghezza d'onda minore. Possiamo studiare le stelle anche grazie a una serie di righe luminose, la cui posizione e il cui numero dipendono dalla natura chimica della sorgente luminosa stessa.

Ma non è così facile determinare gli elementi chimici del corpo da cui proviene la luce, perché il tipo spettrale dipende dalla temperatura del corpo emittente e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura. All'aumentare della temperatura di un corpo diminuisce la lunghezza d'onda delle radiazioni luminose che esso emette in prevalenza; quindi, si passa dal rosso al blu. Le stelle vengono perciò classificate in una serie di classi spettrali ordinate in modo decrescente dalla temperatura.

Le analisi spettrali, effettuate su centinaia di migliaia di corpi celesti, hanno evidenziato una uniformità della composizione chimica delle atmosfere stellari. Le stelle si muovono nello spazio, ma nella maggior parte dei casi il loro movimento è impercettibile ai nostri occhi a causa della distanza. Il movimento di una stella viene studiato controllando la posizione dell'astro rispetto alle stelle circostanti e ripetendo l'osservazione a lunghi intervalli di tempo.

Effetto Doppler

In una sorgente di luce, per esempio una stella, che si allontana velocemente da noi, aumenta la lunghezza d'onda della luce che viene emessa. Come conseguenza la stella ci appare più rossa di quanto sia in realtà. L'effetto Doppler riguarda tutti i tipi di onde: ad esempio il suono della sirena di un'ambulanza che si avvicina e poi si allontana, sale e poi cala di tono per effetto di una compressione seguita da uno stiramento dell'onda sonora. Quindi se la stella si avvicina ci sembrerà più blu, se questa si allontana sembrerà più rossa.

• Nebulose oscure: sono masse scure prive di luce che fanno da sfondo alle stelle luminose.
• Nebulose a riflessione: debolmente luminose perché attraversate dalla luce di stelle molto brillanti e molto vicine.
• Nebulose a emissione: masse dotate di una tenue luce propria, sono essenzialmente gassose ed emettono luce per un fenomeno di fluorescenza.

L'evoluzione dei corpi celesti

La massa di gas ad alte temperature che forma il sole non si espande né si contrae, è in equilibrio dinamico: esiste quindi una pressione dei gas interni del sole che gravitano sugli altri strati. Il sole finirebbe per crollare su sé stesso (collasso gravitazionale) se alla gravità non si opponesse la pressione dei gas che tende a farli dilatare e che aumenta con la temperatura.

L'equilibrio del sole è dovuto proprio al progressivo aumento della temperatura dei gas; dunque, al suo interno troveremo maggiore pressione e temperatura rispetto che all'esterno. In tali condizioni la materia cambia: non esistono più legami molecolari ed il gas è formato da elettroni liberi e nuclei atomici.

I nuclei sono formati da idrogeno ed elio e a causa delle elevate temperature sono in continuo movimento, ogni tanto avvengono tra essi collisioni così violente da provocare una fusione termonucleare che trasforma l'idrogeno in elio: 4 nuclei di idrogeno si fondono in un singolo nucleo di elio, ma nel corso della fusione una parte della massa scompare e si converte in energia. Attualmente, ad ogni secondo, nel nucleo del sole un enorme numero di nuclei atomici si fondono dando origine ai nuclei di elio, per cui la nostra stella perde per ogni secondo 4,5 milioni di tonnellate di massa che viene convertita in energia; il sole può durare almeno altri 5 miliardi di anni.

Le singole stelle hanno una loro evoluzione: per ricostruire tale evoluzione, che si svolge nell'arco di tempi lunghissimi, ci serviamo di un'istantanea dell'universo. La chiave per leggere l'istantanea del nostro universo è stata fornita dagli astronomi E. Hertzsprung e N.H. Russel che, indipendentemente l'uno dall'altro, hanno ideato il diagramma H-R dove troviamo la temperatura delle stelle come ascissa e la luminosità come ordinata, posto il sole uguale a uno.

È probabile che le stelle nascano dai globuli di Bok, che sarebbero addensamenti di grandi quantità di polvere e gas che appaiono come nuclei scuri. All'interno dei globuli possono innescarsi dei moti turbolenti che li frammentano in ammassi più piccoli, a lungo andare vedremo la trasformazione dell'energia gravitazionale in energia cinetica e di conseguenza aumenta la temperatura del corpo gassoso che si trasforma in protostella.

Se la massa iniziale della protostella è scarsa, la temperatura non arriva a far innescare le reazioni termonucleari, la contrazione si arresta e il corpo si raffredda lasciando un'oscura nana bruna (stella mancata). Se invece la massa è sufficiente, continua a riscaldarsi fino a raggiungere temperature di 15 milioni di K, abbastanza per far iniziare il processo termonucleare di trasformazione dell'idrogeno in elio. Il calore liberato fa aumentare la pressione dei gas verso l'esterno fino a compensare la forza di gravità. Si giunge così a una fase di stabilità, dove la stella adulta si trova sulla sequenza principale del diagramma H-R. La posizione e la permanenza di una stella nella sequenza principale dipendono dalla massa iniziale della nebulosa dalla quale essa si è originata.

Quando quasi tutto l'idrogeno è ormai consumato il nucleo di elio finisce per collassare, cioè per contrarsi su se stesso; in questo caso si raggiungono progressivamente alte temperature, tali da far innescare nuove reazioni termonucleari, che trasformano l'elio in carbonio. La superficie si dilata e si raffredda finché la forza di gravità ferma l'espansione e si raggiunge un nuovo equilibrio. La stella entra in una fase e appare come gigante rossa.

Stelle con masse diverse avranno destini diversi, vediamo come: Le stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del sole devono collassare gradualmente fino a diventare corpi della dimensione della terra. La materia si presenta in uno stato degenerato, con i nuclei degli atomi immersi in un mare di elettroni. Sarebbe questa l'immagine delle nane bianche.

Le stelle con massa iniziale come quella del sole o alcune volte maggiore finiscono ugualmente come nane bianche, ma prima attraversano una fase particolare. Arrivate allo stadio di giganti rosse, finiscono per espellere i loro strati più esterni che, trascinati via da un vento stellare, danno origine a nebulose planetarie.

Con la perdita dell'involucro esterno la gigante rossa si trasforma in un nucleo rovente che si contrae e riscalda. Dopo alcune migliaia di anni la fusione nucleare si esaurisce e la stella inizia a raffreddarsi; alla fine la nebulosa scompare e la stella centrale, compatta e nuda, diventa una nana bianca.

In alcuni casi si può osservare una vera e propria esplosione stellare che si manifesta con un improvviso aumento di luminosità, queste stelle sono dette novae. Se la massa della stella è molto più grande di quella del sole, le temperature interne arrivano gradualmente a miliardi di gradi, facendo innescare nuove reazioni termonucleari, fino alla formazione di un nucleo di ferro. A questo punto il collasso si fa così violento da liberare un'enorme quantità di energia, che provoca un'immane esplosione: gran parte della stella, chiamata supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio.

Se la massa della stella è qualche decina di volte quella del sole, dopo la fase di supernova il collasso gravitazionale non trova più forze sufficienti a contrastarlo, dunque la contrazione continua e si forma un corpo sempre più piccolo circondato da un campo gravitazionale immenso. È come se una porzione di spazio si trasformasse in un vortice oscuro in grado di attirare dentro di sé e di far scomparire qualunque corpo o particella entri nel suo raggio d'azione: neanche le radiazioni, compresa la luce, potrebbero uscirne, questo prende il nome di buco nero, esso è fuori dall'universo perché in esso non valgono le leggi che conosciamo, inoltre esso non può esplodere ma solo implodere. Teoricamente il nostro universo ora in espansione, potrebbe un giorno comprimersi collassare e precipitare in un unico grande buco nero senza futuro.

Le galassie e la struttura dell'universo

Tutte le stelle e le nebulose visibili dalla terra senza l'aiuto di grandi strumenti fanno parte della nostra galassia, cioè di quell'insieme di corpi celesti, circondato da uno spazio vuoto, che comprende il sole con il suo sistema planetario. La galassia comprende anche la Via Lattea, ossia quella fascia di aspetto lattiginoso che disegna un cerchio ed è formata da innumerevoli stelle. La galassia ha la forma di un disco centrale con una sbarra da cui si dipartono lunghi bracci a spirale e comprende oltre 100 miliardi di stelle. Il centro è in direzione della costellazione del Sagittario, a 27.000 anni luce da noi.

Nella galassia troviamo anche gli ammassi stellari, gruppi di stelle relativamente vicine tra di loro, che si muovono tutte insieme. Gli ammassi stellari possono essere:

• Aperti: Costituiti da qualche centinaio di stelle distribuite in modo irregolare.
• Globulari: Formati da 100.000 a un milione di stelle distribuite regolarmente a formare una sfera.

Alcune minuscole macchie di luce sono visibili a occhio nudo ma altre numerosissime sono state rivelate dagli strumenti astronomici, oggi sappiamo che si tratta di altre galassie, ognuna delle quali è formata, come la nostra, da centinaia di miliardi di stelle. Le galassie possono essere ellittiche, a spirale (come la nostra), a spirale sbarrata (il nucleo appare attraversato da una sbarra da cui partono le spire). Esistono anche le galassie globulari o le galassie irregolari che non hanno una forma definita.

Le galassie tendono a riunirsi in gruppi: nel raggio di circa tre milioni di anni luce dalla Via Lattea si trovano una trentina di galassie che formano il gruppo locale. Infine, sono stati identificati i super ammassi di galassie, ognuno di essi comprende numerosi ammassi ed è circondato da immensi spazi vuoti. La distribuzione dell'universo di ammassi e super ammassi non è però uniforme. Visto a scala globale, perciò, l'universo pare avere una struttura cellulare o spugnosa.

Nell'universo sono presenti numerose radio sorgenti, cioè oggetti che emettono onde radio, possono essere supernove o galassie molto lontane ma con un'emissione così intensa da venire indicate come radio galassie. Dallo spazio ci arrivano anche altri segnali, che ci hanno rivelato la presenza di oggetti straordinari, alcuni dei quali si trovano addirittura al di là delle galassie più lontane finora scoperte. Quei segnali sono emissioni radio di grandissima intensità e fortemente concentrate provenienti da corpi da apparenza stellare, denominati quasar.

Un quasar è 1000 miliardi di volte più luminoso del sole, sono gli oggetti più lontani identificati fino ad ora (10 miliardi di a.l) Eppure tutta questa energia si libera da un corpo molto più piccolo di una galassia. (Raga che figata, secondo me i quasar sono degli alieni)

Origine ed evoluzione dell'universo

Se osserviamo un quasar a 10 miliardi di anni luce, in realtà noi stiamo gettando uno sguardo sull'Universo di 10 miliardi di anni fa, quindi questi oggetti luminosissimi appena scoperti, in realtà si devono essere trasformati in qualcos'altro da lungo tempo.

Nel 1929 E.P. Hubble osservò, negli spettri di alcune decine di galassie, uno spostamento verso il rosso del loro spettro dal quale dedusse che le galassie si stanno allontanando alla velocità di migliaia di km/s. Poiché è noto che lo spostamento verso il rosso è maggiore quanto è maggiore la velocità dell'oggetto che si osserva, ne consegue che le galassie si stanno allontanando con velocità tanto più alta quanto più sono lontane. Il rapporto tra la velocità di allontanamento delle galassie e la loro distanza dalla terra è costante e viene indicato con H, una grandezza nota come costante di Hubble.

Tutto ciò si può spiegare se si ammette che l'universo è in espansione nella sua globalità, per cui ogni oggetto che ne faccia parte si allontana da ogni altro per il progressivo allontanarsi dallo spazio. La fisica, infatti, propone un principio cosmologico, in base al quale, su vasta scala, l'Universo dovrebbe essere immutabile e uniforme. Se si estende nel tempo, tale principio vuol dire che l'Universo deve apparire in media sempre uguale (Principio cosmologico perfetto). Su tale principio si basava la teoria dell'Universo stazionario: il reciproco allontanamento delle galassie, sarebbe compensato da una continua creazione nello spazio di nuova materia.

La teoria ha incontrato però alcune difficoltà, a cominciare dalla mancanza di qualunque conferma sulla possibilità di formazione di nuova materia. Inoltre, il conteggio degli oggetti lontanissimi, quindi molto indietro nel tempo (come i quasar), sembra indicare un aumento della densità media dell'Universo nel lontano passato, e non una condizione stazionaria. Di conseguenza, questa teoria è poco seguita.

La teoria dell'espansione dell'Universo fu proposta da G. Gamow negli anni Quaranta del XX secolo, quando descrisse un Universo in continua evoluzione a partire da uno stato primordiale caldo e denso, attraverso un iniziale big bang, un «grande scoppio». Questa teoria è nota come modello dell'Universo inflazionario. All'inizio del tempo, nell'istante zero, l'universo che oggi osserviamo doveva essere concentrato in un volume più piccolo di un atomo, con una densità pressoché infinita ed a una temperatura di miliardi e miliardi di gradi.