Riassunto esame Astronomia (ottimi per la maturità)

L’ambiente celeste

Unità di misura

• Unità Astronomica (U.A.): Distanza media tra Terra e Sole
• Anno Luce: Distanza percorsa in un anno dalla luce che si muove alla velocità di 300000 Km/s
• Parsec (parallasse al secondo): Distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l’angolo di un secondo.

Le costellazioni e la sfera celeste

Le costellazioni sono agglomerati di stelle che sulla volta celeste assumono forme a cui viene dato un nome. Nonostante si sappia che la sfera celeste è un’astrazione, in Astronomia la si prende in considerazione quando si vuole determinare la posizione di un astro qualsiasi rispetto alla Terra. Per far questo occorre fissare alcuni elementi di riferimento:

• Il principale di essi è l’asse terrestre, che prolungato nello spazio, incontra la sfera nei due Poli celesti nord e sud.
• Zenit è il punto in cui la verticale, innalzata sopra la testa di un osservatore, incontra la volta celeste, prolungando questa verticale in direzione contraria abbiamo il Nadir.
• Infine, se un osservatore immagina di tracciare un piano perpendicolare alla sua verticale, la sfera celeste verrà tagliata secondo una circonferenza massima, l’orizzonte celeste, che la divide in un emisfero superiore ed uno inferiore.
• Polo nord e Polo sud celesti, Zenit e Nadir si trovano su una stessa circonferenza massima che viene chiamata meridiano celeste del luogo di osservazione.
• L’orizzonte celeste coincide con una circonferenza chiamata Equatore celeste, che rappresenta il circolo massimo descritto dalle stelle all’apparente moto di rotazione della sfera celeste attorno all’asse.

Le stelle

Stelle a confronto

Le stelle che si vedono ad occhio nudo appaiono come punti luminosi di diverso splendore, ed è proprio questa caratteristica, fin dai tempi di Ipparco, a suggerire di suddividere le stelle in base al loro splendore, fu Tolomeo ad introdurre i sei ordini di grandezza. Oggi il termine grandezza è sostituito da magnitudine e la luminosità viene misurata con appositi strumenti (fotometri fotoelettrici). Quella appena definita è la magnitudine apparente e descrive la luminosità di una stella così come ci appare.

Ma le stelle possono apparire più o meno luminose solo perché sono più o meno vicine a noi ed è quindi necessario misurare la loro magnitudine assoluta. Misurata quindi la magnitudine apparente, si calcola quale magnitudine avrebbe se la medesima stella si trovasse ad una distanza standard dalla Terra (stabilita in 10 Parsec).

Non tutte le stelle hanno la magnitudine costante ma ve ne sono diverse la cui luminosità o si indebolisce o si accresce ad intervalli regolari e sono chiamate variabili pulsanti, o variabili intrinseche che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia. Possiamo stabilire la composizione chimica della stella attraverso esami spettroscopici. Gli spettri sono una specie di impronte digitali dei vari elementi chimici e costituiscono un potente strumento di indagine.

Lo spettroscopio, basato sulla scomposizione della luce bianca che si rifrange passando per un prisma di vetro, fornisce uno spettro con tutti i colori, dal rosso (lunghezza d’onda maggiore) al violetto (lunghezza d’onda minore). Esaminando le posizioni e gli spessori delle righe negli spettri di emissione e di assorbimento, possiamo determinare gli elementi ed i composti chimici delle stelle.

Spettri di emissione e assorbimento

• Spettri di emissione continui o discreti: Sono emessi da una sorgente luminosa; presentano tutti i colori dal rosso al violetto sfumati l'uno nell'altro. Sono emessi da corpi incandescenti, solidi, liquidi o gassosi, fortemente compressi; sono esempi lo spettro solare e quello emesso da una lampada ad incandescenza.
• Spettri di emissione a righe: Presentano righe colorate su sfondo nero; sono emessi da sostanze gassose o rese gassose a bassa pressione. Ogni spettro è caratteristico di ogni sostanza.
• Spettri di assorbimento: Se un gas o una sostanza resa gassosa che si trova a temperatura inferiore a quella di una sorgente di luce bianca, è interposto tra detta sorgente ed uno spettroscopio, si ottiene uno spettro di assorbimento; esso è caratterizzato da uno sfondo colorato continuo e dalle righe di assorbimento. Per una stessa sostanza le righe di assorbimento sono sovrapponibili, ovvero hanno la stessa lunghezza d'onda delle righe colorate dello spettro di emissione.

In realtà la questione non è così semplice perché il tipo spettrale dipende dalla temperatura del corpo emittente, e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura come rivelano i differenti colori con cui ci appaiono. Si ricordi che, all’aumentare della temperatura di un corpo, diminuisce la lunghezza d’onda delle radiazioni luminose che essa emette: si passa cioè dal rosso al blu. Le stelle vengono perciò classificate in una serie di classi spettrali.

Le analisi spettrali mostrano una notevole uniformità nella composizione chimica delle atmosfere stellari, per la maggior parte tale materia è costituita da idrogeno ed elio, mentre meno dell’1% comprende tutti gli altri elementi chimici che conosciamo. Le stelle si muovono, ma nella maggior parte dei casi il loro movimento è per noi impercettibile. Ad esempio ci sono stelle nella nostra galassia la cui velocità supera i 100 km/sec.

È ovvio che alcuni corpi si allontanano o si avvicinano a noi ed in questi casi le stime sulla velocità sono fornite dallo spettroscopio. Gli spettri di molti corpi appaiono infatti spostati verso il rosso o verso il blu. Si tratta dell’effetto Doppler dove una sorgente di luce che si allontana velocemente da noi, fa aumentare la lunghezza d’onda della luce che emette e la stella ci appare più rossa di quanto sia in realtà. Se il corpo celeste si avvicina le righe del suo spettro si spostano verso il violetto e quindi la stella ci apparirebbe più blu di quanto lo sia. L’entità dello spostamento permette di determinare la velocità di tale movimento; quanto maggiore è l’effetto Doppler, tanto maggiore è la velocità di allontanamento se è verso il rosso, poi di avvicinamento se è verso il blu.

Tra stella e stella: materia interstellare e nebulose

Le stelle sono separate da immensi spazi nei quali esistono diffuse polveri finissime e gas. Tale materia risulta concentrata in amassi dall’aspetto simile alla nebbia e vengono perciò chiamate nebulose (dal latino nebula): ammassi scuri perché privi di luce (nebulose oscure), che si stagliano come ombre su un fondo luminoso di stelle, o debolmente luminosi se attraversati dalla luce di stelle molto brillanti e molto vicine (nebulose a riflessione).

Vi sono anche ammassi dotati di una tenue luce propria (nebulose ad emissione): sono essenzialmente gassosi ed emettono luce per un fenomeno di fluorescenza, provocato nei gas da radiazioni ultraviolette provenienti da qualche stella vicina.

Evoluzione dei corpi celesti

Alcune delle caratteristiche delle stelle mettono in evidenza che negli astri sono in gioco continuamente enormi quantità di energia prodotta dal nucleo interno in cui avvengono reazioni nucleari (trasformano idrogeno in elio). Attraverso la combustione del combustibile (idrogeno ed elio) si determina l’evoluzione delle stelle schematizzato in un diagramma chiamato diagramma HR.

Nel diagramma HR le stelle non si distribuiscono a caso ma in grandissima parte si raccolgono lungo una fascia, che attraversa diagonalmente il diagramma, chiamata sequenza principale. Le stelle risultano disposte secondo un ordine regolare da quelle blu, più calde e con massa maggiore, fino a quelle rosse, più fredde e di massa minore. Il Sole vi compare in una posizione intermedia, come una stella gialla.

Al di fuori della sequenza principale, nella parte in alto e a destra del diagramma, compaiono stelle giganti rosse; hanno la stessa temperatura superficiale e quindi lo stesso colore, di stelle della sequenza principale, ma rispetto a queste sono molto più luminose e quindi più estese (alcune di queste stelle sono così grandi da essere chiamate supergiganti), un altro gruppo di stelle occupa la parte in basso e verso sinistra del diagramma; sono molto meno luminose, per cui sono più piccole e vengono dette nane bianche.

Nascita e morte di una stella

Le stelle hanno origine da nebulose formate di polveri e gas freddi e al cui interno possono innescarsi moti turbolenti che provocano un’aggregazione tra i corpuscoli della nube (globuli di Bok). Con il proseguire dell’addensamento e della contrazione, l’energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica e di conseguenza aumenta la temperatura del corpo gassoso, che si trasforma in una protostella.

A causa della forza di gravità la contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda sempre più, fino a raggiungere temperature sufficienti a far innescare il processo termonucleare di trasformazione dell’idrogeno in elio. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione del gas verso l’esterno, fino a compensare la forza di gravità si giunge così ad una fase di stabilità durante la quale la stella, ormai adulta, si trova sulla sequenza principale del diagramma HR.

La sua posizione e permanenza nella sequenza principale dipendono dalla massa iniziale da cui si è originata: stelle nate con grande massa diventano più calde, blu e consumano il loro idrogeno più rapidamente, stelle con massa piccola rimangono meno calde, rosse ed hanno più vita. Quando quasi tutto l’idrogeno è ormai consumato, il nucleo di elio che si è formato, finisce per collassare, cioè per contrarsi su se stesso. In tale processo si riscalda progressivamente fino a temperature (100 milioni di Kelvin) sufficienti ad innescare nuove reazioni termonucleari, che trasformano l’elio in carbonio.

Per l’alta temperatura l’involucro gassoso si espande enormemente e si raggiunge un nuovo equilibrio. Dopo la fase di gigante rossa, l’evoluzione stellare segue vie diverse a seconda della massa della stella.

• Stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del Sole dovranno collassare per gravità fino a divenire corpi di piccole dimensioni dette nane bianche.
• Stelle con massa iniziale come quella del Sole finiscono ugualmente come nane bianche ma prima finiscono per espellere i loro strati più esterni formando involucri gassosi che vengono chiamati nebulose planetarie.
• In altri casi invece si osservano vere e proprie esplosioni stellari, che si manifestano con un improvviso aumento di luminosità e tali stelle sono dette novae.
• Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del Sole, all’esaurirsi del combustibile nucleare, il collasso gravitazione provoca un’immensa esplosione e gran parte della stella detta supernova si disintegra e viene lanciata nello spazio.

Il materiale che rimane dopo l’esplosione deve collassare per gravità, ma la massa della stella è ancora così grande che la contrazione fa assumere alla materia un'enorme densità, in tali condizioni elettroni e protoni si fondono per formare neutroni dando origine ad una stella di neutroni. Tale stella deve possedere un campo magnetico molto forte con conseguenze che l’energia diffusa nello spazio deve apparire a chi la osserva come una pulsazione ritmica. Tali oggetti sono chiamati Pulsar.

Se la massa originaria della stella è qualche decina di volte quella del Sole, dopo la fase di supernova il collasso gravitazione non trova più forze sufficienti a contrastarlo: la contrazione prosegue, la densità continua ad aumentare e si forma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso. È come se si formasse un vortice in grado di attirare dentro di sé qualunque corpo o particella entro il suo raggio d’azione; neanche la radiazione luminosa potrebbe uscirne e da qui il nome buco nero (black hole).

Le galassie

La nostra galassia, pur con la sua enorme massa e con le sue dimensioni, è solo una piccola parte dell’Universo. Oltre alla nostra galassia ce ne sono altre migliaia di migliaia; ognuna di esse è formata da centinaia di miliardi di stelle, riunite in sistemi di varia forma; alcune sono ellittiche, altre a spirale come la nostra via Lattea o come Andromeda, altre ancora sono galassie a spirale barrata: cioè il loro nucleo appare attraversato da una sbarra da cui partono i bracci; vi sono inoltre galassie globulari, con le stelle addensate in forma globosferoidale (più fitte in centro e più rade in periferia), e galassie irregolari che non hanno forma definita ma variabile.

Le galassie tendono a riunirsi in gruppi e nel raggio di circa 3 milioni di anni luce dalla via Lattea si trovano una ventina di galassie che formano il gruppo locale. Inoltre sono state identificate le super galassie, dove ognuna comprende numerosi ammassi ed è circondata da immensi spazi vuoti.

La nostra galassia

La nostra galassia ha la forma di un disco centrale da cui si diramano lunghi bracci a spirale. Il Sole e quindi il Sistema Solare occupano una posizione periferica e si trovano sul bordo esterno del braccio di Orione, mentre più all’esterno rispetto al Sole vi è il braccio di Perseo.

Tutte le stelle dei bracci ruotano intorno al centro della galassia, con velocità decrescente dal centro alla periferia. Oltre alla rotazione le stelle mostrano un movimento proprio. Per completare il quadro della nostra galassia rimangono da ricordare gli ammassi stellari: alcuni sono aperti con le stelle distribuite in modo irregolare; altri sono globulari con le stelle distribuite a disegnare una sfera.

Legge di Hubble e l’espansione dell’Universo

L’Universo che siamo andati a scoprire non ci mostra come è oggi la vera immagine dell’Universo, ma è piuttosto l’immagine di come era; questo perché le radiazioni che ce la rivelano viaggiano a velocità finita. Ad esempio una galassia che si trova a 10.000.000.000 di anni luce ci appare come era e dove era 10.000.000 di anni fa.

Affianco di questa considerazione affermiamo che: le galassie si allontanano una dall’altra (alla velocità di migliaia di km/s) ed è la conclusione a cui giunse Hubble osservando lo spostamento verso il rosso (effetto Doppler) negli spettri di quasi tutte le galassie. Ne consegue che le galassie si stanno allontanando con velocità tanto più alta quanto più sono lontane attraverso la seguente relazione: V = H ∙ d, dove V = velocità, H = costante Hubble, d = distanza.

Tutto ciò si può spiegare se si ammette che l’Universo è in espansione per cui ogni sistema stellare si allontana da ogni altro per il progressivo dilatarsi dello spazio.

Effetto Doppler

In una sorgente di luce, come una stella, che si allontana velocemente da noi, aumenta la lunghezza d’onda della luce che viene emessa: il colore della stella ci appare più rosso di quanto sia in realtà. Se il corpo celeste si avvicina, le righe tipiche del suo spettro si spostano invece verso blu. Dalle analisi spettroscopiche si può riconoscere, perciò, quali corpi celesti si stanno avvicinando o allontanando rispetto alla Terra. Inoltre, maggiore è l’entità dello spostamento delle righe, maggiore è la velocità di allontanamento o di avvicinamento.

Il sistema solare

Il Sistema Solare comprende il Sole, i suoi nove pianeti, almeno 63 satelliti principali e numerosi anelli di materiali in frammenti, migliaia di asteroidi, meteore, e comete. Lo spazio tra i vari corpi celesti non è completamente vuoto ma vi si trova estremamente rarefatta la cosiddetta materia interplanetaria formata da pulviscolo e gas.

Il Sole

Il Sole ruota intorno ad un proprio asse con velocità diversa a seconda della latitudine: minore ai poli e crescente all’equatore; la rotazione dura 25 giorni all’equatore e 30 ai poli. Il Sole è una potentissima fonte di energia che viene irradiata in ogni direzione dello spazio. La potenza per unità di superficie è detta costante solare e corrisponde a 1360 Watt su metro quadro; il Sole emette in un solo secondo più energia di quanta ne abbia consumata l’intera umanità nella sua storia.

Possiamo schematizzare il Sole nel seguente modo:

• L’interno del Sole formato da un nucleo ed una zona radiativa che racchiude la massa solare
• La superficie visibile detta fotosfera
• L’atmosfera circonda la fotosfera ed è in due strati: la cromosfera e la corona.

All’interno della fornace solare

Nel cuore del Sole è in funzione un reattore nucleare a fusione mantenuto stabile dalla forza di gravità. Si è individuato un nucleo che è la zona di vera produzione di energia, in cui aumenta continuamente l’elio a spese dell’idrogeno. L’energia in esso prodotta si trasmette verso l’esterno con un processo di radiazione che interessa l’involucro gassoso circostante, chiamato zona radiativa, in cui gli atomi dei gas assorbono ed emettono energia, ma per la minor temperatura non danno luogo a reazioni nucleari.

Il trasporto di energia avviene quindi per convezione e questo involucro di gas più esterno viene chiamato zona convettiva: la parte sommitale delle grandi celle convettive è direttamente osservabile e forma la superficie luminosa del Sole.

Sulla superficie del Sole: granuli abbaglianti e materia scura

La fotosfera è l’involucro che irradia quasi tutta la luce solare e corrisponde, quindi, al disco luminoso del Sole. La superficie della fotosfera non è liscia, ma presenta una struttura a granuli brillanti (granulazione). Questi granuli segnano l’affiorare di giga...