L'universo

Materie:Appunti
Categoria:Astronomia

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Testo

L’ASTRONOMIA E LA RIVOLUZIONE SCIENTIFICA
LE IDEE DEGLI ANTICHI
Aristotele (384-322 a.C.) sostenne la teoria dell’universo geocentrico, cioè che il Sole, la Luna, le stelle, i pianeti e tutti gli altri corpi celesti girassero attorno alla Terra, che si trovava immobile al centro dell’universo. Il Sole, la Luna e i cinque pianeti visibili erano considerati come degli oggetti sospesi su sfere cave concentriche che ruotavano attorno ad assi immaginari, estesi oltre i due poli della Terra; le stelle erano poste sulla sfera più lontana, la sfera celeste, perché mentre le loro posizioni reciproche erano fisse, il Sole, la Luna e i cinque pianeti, passavano davanti alle stelle nel corso di un dato periodo di tempo. Oltre la sfera celeste si trovava il regno degli dei.
Il filosofo greco Aristarco da Samo (312-230 a.C.) si accorse che il movimento apparente della sfera celeste attraverso il cielo si poteva spiegare anche supponendo che le stelle fossero fisse e che la Terra ruotasse attorno a un’asse immaginario una volta al giorno; anche l’esistenza delle stagioni si poteva spiegare supponendo che la Terra ruotasse attorno al Sole con un orbita di periodo uguale a un anno. Egli fu il primo a sostenere l’ipotesi del sistema eliocentrico, dopo aver determinato matematicamente le dimensioni del Sole, della Luna e della Terra e aver scoperto così che il Sole era enorme, la Terra molto più piccola a la Luna ancora di più; ma non riuscì a convincere i suoi contemporanei dell’esattezza della sua teoria e il sistema geocentrico, non solo dominò incontrastato fino al sedicesimo secolo, ma venne anche considerato dalla Chiesa come un fatto divino.
Il termine pianeta deriva dal greco planetai e significa “errante”, infatti il loro percorso, visibile contro lo sfondo delle stelle fisse, va da ovest a est normalmente, ma periodicamente rallentano il loro moto e invertono la loro direzione, percorrendo un breve tratto verso ovest, per poi riprendere il loro spostamento verso est; questa temporanea inversione di direzione è detta moto retrogrado. Tolomeo (150 a.C.), sostenitore del sistema geocentrico, spiegò questo fenomeno supponendo che ogni pianeta ruotasse attorno alla Terra e contemporaneamente si muovesse lungo un’orbita circolare attorno ad un asse immaginario detta epiciclo; la dimensione dell’epiciclo determinerebbe l’entità del morto retrogrado, cioè maggiore era il diametro dell’epiciclo, maggiore risultava il moto retrogrado.
COPERNICO
Copernico (1473-1543) spiegò i moti retrogradi dei pianeti nel sistema eliocentrico, come dovuti alla differenza tra il tempo impiegato dalla Terra per compiere un’orbita attorno al Sole e il tempo che un qualsiasi altro pianeta impiegava per compiere lo stesso percorso; le differenze di ampiezza dei moti retrogradi erano dovute alla minore o maggiore distanza del pianeta dalla Terra. Egli formulò anche altre due ipotesi molto importanti: i pianeti ruotavano attorno al Sole lungo orbite circolari e che la Terra ruotava su sé stessa lungo un proprio asse. Sostenendo il sistema eliocentrico, Copernico sfidò la Chiesa, ma ricorrendo alla procedura sperimentale propria del metodo scientifico per confutare questa convinzione accettata per oltre un millennio, diede avvio alla rivoluzione scientifica.
KEPLERO
Tycho Brahe (1546-1601) grazie ai finanziamenti del re di Danimarca, costruì un osservatorio astronomico notevolmente attrezzato ed eseguì a solo occhio nudo tutte le misurazioni delle posizioni dei pianeti e delle stelle. Egli ipotizzò un modello planetario ibrido tra quello eliocentrico e geocentrico: suppose che la Terra fosse ferma al centro dell’universo, mentre tutti gli altri pianeti ruotavano attorno al Sole, che ruotava attorno alla Terra.
Questi dati sperimentali estremamente precisi per l’epoca, costituirono la base sulla quale Keplero (1571-1630) costruì il suo modello planetario. Egli tentò di dare un’interpretazione delle misure di Brahe, ma non vi riuscì, se non abbandonando l’ipotesi che le orbite dei pianeti fossero circolari ma ellittiche. Riassunse i suoi risultati validi per tutti i pianeti in tre leggi:
- Prima legge di Keplero o legge delle orbite: le orbite dei pianeti sono ellissi che hanno un fuoco in comune, il quale è occupato dal Sole : la distanza dei pianeti dal Sole varia continuamente, ed è massima e minima agli estremi dell’asse maggiore dell’ellisse m afelio: posizione occupata dal pianeta sull’orbita quando la sua distanza dal Sole è massima; perielio: posizione occupata dal pianeta sull’orbita quando la sua distanza dal Sole è minima; linea degli absidi congiungente afelio e perielio.
- Seconda legge di Keplero o legge delle aree: il raggio vettore che unisce il centro del Sole con il centro di un qualsiasi pianeta descrive aree uguali in tempi uguali : la velocità lineare dei pianeti non è costante, ma invece è costante la velocità aerica o areolare, cioè il rapporto tra l’area coperta dal raggio congiungente il pianeta al Sole e il tempo impiegato dal pianeta per spostarsi sull’orbita nel tratto corrispondente , la velocità massima è raggiunta in perielio, quella minima in afelio; passando da afelio a perielio si muove di moto uniformemente accelerato, da perielio ad afelio di moto uniformemente decelerato.
- Terza legge di Keplero o legge dei tempi: il cubo della distanza media Sole-pianeta è proporzionale al quadrato del periodo di rivoluzione R3/T2 = k con k=3,36 1018 m3/s2 costante caratteristica dei pianeti del Sistema solare.
Avendo scoperto con i suoi calcoli che i pianeti vicini al Sole si muovevano più velocemente di quelli lontani, ipotizzò che nel Sole doveva esserci una “forza misteriosa” che esercitava una effetto maggiore sui corpi celesti più vicini; pensò si trattasse di magnetismo, ma oggi sappiamo essere la forza gravitazionale.
GALILEO
Con la costruzione del telescopio, Galileo (1564-1642) riuscì a scoprire il moto dei satelliti di Giove e a provare che la Terra non era necessariamente il centro dell’universo attorno a cui ruotavano tutti i corpi celesti. Inoltre scoprì le fasi di Venere, nelle quali si mostrava crescente o calante variando notevolmente le sue dimensioni e ipotizzò che sia Venere che la Terra ruotassero su una loro orbita attorno al Sole. Quando la Terra e Venere sono dalla stessa parte del Sole, Venere appare in fase crescente, mentre quando i due pianeti si trovano da parti opposte rispetto al Sole, Venere appare in fase calante, cioè come un disco intero, ma a causa della sua maggiore distanza le dimensioni appaiono notevolmente ridotte. Riguardo alle cause del moto, egli enunciò il principio di relatività, secondo cui il moto di un corpo non ha caratteri assoluti ma è relativo a chi lo osserva, e il principio di inerzia, che afferma che un corpo persevera nel suo stato di quiete o di moto uniforme finché non intervenga una forza a modificare tale stato. Galileo provò anche che tutti i corpi cadono con accelerazione uniforme, cioè, in assenza della resistenza dell’aria e indipendentemente dalla loro massa, raggiungono tutti la stessa velocità, negando l’idea aristotelica secondo la quale i corpi più pesanti cadrebbero con velocità maggiore di quelli più leggeri.
NEWTON
Newton (1642-1727) formulò le legge di gravitazione universale: in una qualunque coppia di corpi si crea una forza attrattiva che è direttamente proporzionale al prodotto delle masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza tra i corpi.
F= G m11m2 con G=6,67 c10-11 Nm2/kg2
R2
Egli applicò la forza di gravità al moto dei corpi celesti, in particolare alla Luna, sostenendo che se non fosse soggetta ad alcuna forza il suo moto sarebbe rettilineo uniforme, invece l’attrazione gravitazionale esercitata dalla Terra ne
corregge continuamente il moto e determina la forma ellittica dell’orbita.
IL SISTEMA SOLARE
Il Sistema solare comprende: Sole, 9 pianeti, 61 satelliti, asteroidi, comete, meteoroidi. Tutti questi corpi celesti si muovono attraverso lo spazio su orbite precise e regolari, vincolati nel loro percorso dalle forze gravitazionali; pianeti, asteroidi, comete e meteoroidi descrivono le loro orbite intorno al Sole, i satelliti attorno al loro pianeta.
IPOTESI SULLA NASCITA
La nascita del Sole e del Sistema solare nel suo complesso è probabilmente avvenuta in modo analogo a quella delle altre stelle, ma ancor oggi non si è riusciti a spiegare in modo convincente tale origine. Le principali ipotesi avanzate nel corso della storia sono:
- Ipotesi nebulare (Laplace, sull’idea avanzata da Cartesio): i pianeti si sarebbero originati da una nube rotante di gas in contrazione per effetto della gravità; man mano che questa si contraeva, lasciava al suo posto degli anelli, ognuno dei quali si sarebbero condensati in un pianeta, per effetto della loro stessa rotazione;
pianeti più esterni sono i più vecchi, quelli interni i più giovani;
Sole = parte restante della nebulosa originaria.
- Teoria delle maree: i pianeti si sarebbero formati per l’azione di una stella in transito vicino al Sole, che avrebbe attratto una grande quantità di materia, la quale, mentre questa stella si allontanava, avrebbe iniziato a turbinare attorno al Sole, frantumandosi in “gocce”, ognuna delle quali sarebbe divenuta un pianeta;
pianeti più grandi occupano il centro del sistema, perché lì si trovava la parte più consistente di materia catturata dalla “marea stellare”, quelli più piccoli si trovano alle estremità del sistema.
- Ipotesi della stella binaria (Hoyle): il Sole sarebbe una stella binaria, la cui compagna è esplosa scagliando in ogni direzione frammenti di materia, dai quali si sarebbero originati i pianeti.
- Ipotesi della nebulosa-madre (teoria più recente): si suppone l’esistenza di una nebulosa madre = insieme di materia interstellare (polveri finissime e gas) concentrata in ammassi, che gradualmente avrebbe formato i pianeti attraverso il processo di accrezione planetaria, conclusosi 4,6 milioni di anni fa; nelle zone vicine al Sole e più calde, gli elementi metallici e i composti in grado di condensarsi alla alte temperature cominciarono ad aggregarsi nei planetesimi = corpi di raggio medio 1 km che hanno continuato ad accrescersi incorporando corpi più piccoli, che alla fine si sarebbero scontrati, e quindi frantumati, o si sarebbero concentrati in corpi più grandi = pianeti.
I PIANETI
L’insieme dei pianeti è diviso in due gruppi in base alla loro densità e alla distanza dal Sole:
- pianeti terrestri (Mercurio, Venere, Terra, Marte) di piccole dimensioni, densi, rocciosi e con nucleo metallico, perché trovandosi vicini dal Sole, le elevate temperature nella nebulosa-madre hanno portato alla condensazione di ossidi, silicati, ferro metallico e nichel metallico;
- pianeti gioviani (Giove, Saturno, Urano, Nettuno, Plutone è un’eccezione perché piccolo e solido) di grandi dimensioni, poco densi, gassosi e avvolti da ghiaccio, perché trovandosi a grandi distanze dal Sole, le basse temperature della nebulosa-madre hanno portato alla condensazione di ghiaccio d’acqua, metano e ammoniaca.
EVOLUZIONE DEI PIANETI
E’ quasi sicuro che i corpi celesti del Sistema solare si siano formati contemporaneamente da un’unica nebulosa-madre primordiale. Durante la fase finale dell’accrezione planetaria, i pianeti terrestri e la Luna divennero tanto caldi da subire una parziale fusione e i materiali che li formavano si ripartirono in strati di differente composizione; durante e dopo questi eventi essi furono bombardati da una pioggia di meteoriti che terminò 4 milioni di anni fa e da quella data ai giorni nostri si sono evoluti secondo tre modalità:
- In conseguenza della fusione iniziale mantennero al loro interno temperature elevatissime per la presenza di elementi radioattivi; il processo di raffreddamento è ancora in corso e presenta un andamento diverso a seconda delle dimensioni del pianeta (i pianeti più grandi si stanno raffreddando lentamente e al loro interno sono ancora caldi p vulcanismo, quelli più piccoli sono invece vulcanicamente morti).
- La distanza dal Sole consente l’esistenza o meno dell’acqua allo stato liquido (i pianeti più vicini al Sole sono troppo caldi per avere acqua allo stato liquido, che è presente allo stato gassoso di vapore acqueo, quelli più lontani dal Sole sono invece troppo freddi e l’acqua è presente allo stato solido di ghiaccio).
- La presenza o meno di biosfera determina la composizione dell’atmosfera: le piante verdi e i microrganismi, provvisti di pigmenti fotosintetici, utilizzano durante la fotosintesi clorofilliana , anidride carbonica e acqua per fabbricare i composti organici di cui hanno bisogno e liberano come sottoprodotto l’ossigeno; inoltre la materia organica, che alla morte degli organismi si accumula per lo più nei sedimenti e nel suolo, sottrae anidride carbonica all’aria che contemporaneamente si arricchisce di ossigeno.
PIANETI TERRESTRI
STRATI DI DIFFERENTE COMPOSIZIONE
I pianeti terrestri e la Luna hanno una struttura costituita da tre strati distinti per la loro composizione:
- nucleo: strato più interno di spessore più o meno costante, più denso, di forma sferica, costituito da ferro metallico e piccole quantità di nichel ed altri elementi, temperature e pressioni elevatissime tanto che i materiali che lo formano s hanno forse proprietà particolari;
- mantello: strato intermedio di spessore più o meno costante che circonda il nucleo, costituito da materia rocciosa, è meno denso del nucleo, ma più denso della crosta;
- crosta: strato più esterno, più sottile, meno denso, di spessore diverso a seconda delle zone r crosta oceanica ha spessore medio di 8 km, crosta continentale ha spessore variabile da 30 a 70 km; la crosta degli altri pianeti terrestri ha uno spessore uniforme ed è più spessa rispetto a quella della Terra non hanno subito nel corso della loro evoluzione quei processi interni che hanno modellato la superficie della Terra.
Metodi utilizzati per conoscere e studiare la composizione della Terra:
- misurazione della velocità di propagazione delle onde sismiche individuare la variazione della densità delle rocce in funzione della loro profondità r ipotizzare la composizione dei diversi strati ;
- sideriti = meteoriti di ferro, forse frammenti provenienti dal nucleo di qualche asteroide, con una struttura in strati paragonabile a quella dei pianeti terrestri, sgretolatosi a causa di un fortissimo impatto nelle prime fasi di formazione del sistema solare e migliore prova di come potrebbe essere la composizione del nucleo.
STRATI DI DIFFERENTE RIGIDITA’
I pianeti terrestri e la Luna hanno una struttura costituita da tre strati di roccia di differente rigidità:
- mesosfera: parte inferiore del mantello, da una profondità di 2883 km a 350 km, roccia molto compressa con notevole rigidità (documentata dal fatto che le onde sismiche in questa zona subiscono un aumento della loro velocità di propagazione), bollente ma rigida per l’elevata temperatura;
- astenosfera: parte superiore del mantello, da una profondità di 350 km a 100 km, l’equilibrio tra temperatura e pressione è tale da rendere le rocce plastiche, cioè sotto tensione si deformano facilmente ma senza rompersi, è calda e debole;
- litosfera: parte superiore del mantello e crosta, da una profondità di 100 km fino alla superficie terrestre, rocce fredde, dure, rigide, resistenti che molto difficilmente si deformano o rompono.
I limiti tra gli strati con differenti proprietà fisiche (rigidità che dipende da temperatura e pressione), cioè litosfera, astenosfera e mesosfera, non coincidono con quelli degli strati di diversa composizione, cioè crosta, mantello e nucleo.
STRATI DI DIVERSO STATO FISICO
Nel nucleo della Terra è possibile individuare due regioni con diverso stato fisico dei materiali (ferro metallico):
- nucleo interno: centro solido, pressione così elevata che il ferro è solido nonostante l’alta temperatura;
- nucleo esterno: zona che circonda il nucleo interno, temperatura e pressione tale che il ferro è liquido.
STORIE DI PIANETI A CONFRONTO
Dalle prove ancora evidenti nelle superfici dell’avvenuto processo di accrezione, sembra che i pianeti terrestri e la Luna abbiano avuto la stessa evoluzione.
Ogni pianeta ha subito una fase di riscaldamento durante la quale si sarebbe formato il suo nucleo, ma i nuclei dei diversi pianeti differiscono notevolmente nelle dimensioni (dedotte in base alla densità del pianeta). Mercurio ha un nucleo che costituisce l’80% della sua massa, mentre Marte ha un nucleo di piccole dimensioni.
Inoltre per la Terra la presenza di un nucleo esterno fuso e di un moto di rotazione abbastanza veloce spiegano l’esistenza del forte campo magnetico; poiché i campi magnetici degli altri pianeti sono molto più deboli, si pensa che il loro nucleo non sia allo stato plastico, cioè fuso o parzialmente fuso.
Circa la crosta si hanno informazioni più dirette e attendibili, grazie alle misurazioni delle navicelle spaziali, che ne hanno confermato l’esistenza su tutti i pianeti terrestri. L’esistenza di un nucleo e di una crosta fanno supporre l’esistenza di un mantello.
Poiché le rocce presenti sulla superficie di ciascun pianeta si fratturano e deformano come sulla Terra, si pensa all’esistenza di una litosfera e di una astenosfera, mentre per l’esistenza delle mesosfera l’ipotesi sembra negativa. Dalle prove disponibili si suppone che astenosfera e litosfera siano presenti su tutti i pianeti terrestri, ma che solo la Terra abbia una l’astenosfera così prossima alla superficie e la litosfera così sottile, cause della particolare dinamicità del nostro pianeta.
Venere, Terra e Marte, a differenza di Mercurio e della Luna, hanno dimensioni tali per cui il loro campo gravitazionale è in grado di trattenere l’atmosfera formatasi in seguito al primordiale processo di fusione e alla degassificazione=liberazione di gas da parte delle roccieo di altri materiali non gassosi, in conseguenza dell’attività vulcanica.
PIANETI GIOVIANI
La spessa coltre atmosferica che ricopre i pianeti gioviani ha permesso di fare solo delle ipotesi riguardo allo loro struttura interna:
- Giove e Saturno hanno masse così grandi che nessuno dei gas presenti nella loro atmosfera è fuggito alla fortissima attrazione gravitazionale forse hanno una composizione simile a quella della nebulosa-madre: 74% idrogeno, 24% elio, 2% elementi pesanti.
- I satelliti dei pianeti gioviani sono costituiti da roccia ricoperta da spessi strati di ghiaccio a forse anche i nuclei di Giove e Saturno sono costituiti da massa rocciosa ricoperta da strati di ghiaccio.
- Le pressioni all’interno sono elevatissime L forse idrogeno è così compresso da essere allo stato liquido e a profondità ancora maggiori l’idrogeno atomico passa bruscamente allo stato liquido assumendo uno stato fisico simile a quello di un metallo.
- Nettuno e Urano sembrano simili a Giove e Saturno ma non hanno dimensioni notevoli pressioni non sufficientemente elevate per la formazione di idrogeno liquido metallico.
- Plutone è il pianeta più lontano dal Sole e più piccolo del Sistema solare con dimensioni simili a quella dei satelliti dei pianeti gioviani; forse possiede una tenue atmosfera di metano; struttura simile a quella dei satelliti di Giove e Saturno con un nucleo di roccia e ghiaccio composto da acqua e metanoa densità intermedia tra quella dei pianeti terrestri e quella dei pianeti gioviani.
CORPI MINORI DEL SISTEMA SOLARE
ASTEROIDI o PIANETINI o PLANETOIDI: corpi solidi, rocciosi e densi, con orbite poco eccentriche e quindi simili a quelle planetarie. Si trovano per la maggior parte nella fascia degli asteroidi, una zona tra 2,1 e 3,6 UA compresa tra l’orbita di Marte quella di Giove che ruota attorno al Sole in periodi dai 3 ai 5 anni, ma vi sono altri asteroidi al di fuori della fascia, sia più lontani che più vicini al Sole. Dimensioni variabili in diametro da un massimo di qualche centinaio di km a 100 m. La loro luminosità non è costante ma varia con regolarità e questa variazione è detta curva di luce; ha permesso di capire che la loro forma è ovoidale e che ruotano su sé stessi, per cui, quando il lato lungo è rivolto verso la Terra, la luminosità è maggiore, quando è rivolto quello corto, la luminosità è minore. Lo spettro della luce riflessa ha permesso di definire la loro composizione che sarebbe simile a quella dei pianeti terrestri. Ipotesi sulla nascita: poiché si trovano in quella parte di spazio, dove in base ad altri calcoli si pensava dovesse esserci un pianeta, si pensa che siano il residuo di tale pianeta disintegrato a causa di una calamità sconosciuta, o il materiale primordiale con cui si sarebbe potuto formare questo pianeta, ma che non è mai nato; il loro studio è quindi molto importante per poter fare delle ipotesi sulla formazione del Sistema solare.
COMETE: corpi solidi, costituiti da ghiaccio e polvere con un piccolo nucleo roccioso, di dimensioni medie più piccole degli asteroidi. Ruotano su orbite molto eccentriche e lunghissime; quando si avvicinano al Sole il ghiaccio sublima sviluppando la chioma = nube di gas, atmosfera diffusa a bassa densità che eccitata dai raggi ultravioletti del Sole diventa luminosa e la coda = scia molto luminosa visibile anche ad occhio nudo, generata dal vento solare (costituito da protoni e elettroni emessi dal Sole che vanno fin oltre il Sistema solare) che agisce sui gas e sulle polveri liberate dal nucleo che scontrandosi generano luminosità. Il nucleo è formato prevalentemente ghiaccio costituito da acqua (80%), biossido di carbonio (3,5%) e da piccole percentuali di metano, ammoniaca e raramente anche formaldeide, in cui sono intrappolate le polveri; hanno forma irregolare e allungata. Le dimensioni del nucleo sono comprese tra 300 m e 20 m, il raggio della chioma va da 100.000 km a 1 milione di km e la coda è estesa per decine o centinaia di milioni di km. Si pensa che i nuclei cometari siano confinati in una zona dello spazio a forma di guscio sferico, detta nube di Oort, distante dal Sole 50.000 UA; da qui alcune comete, a causa di eventi casuali che perturbano la loro orbita originale, entrano nel Sistema solare percorrendo una nuova orbita molto allungata e con un periodo di migliaia di anni; in seguito a iterazioni gravitazionali con i pianeti, alcune di esse modificano ancora la loro orbita, accorciandola a periodi di qualche decina di anni o qualche anno. Le polveri che vengono liberate quando il ghiaccio sublima formano estese nubi nel Sistema solare e quando la Terra entra in una di queste nubi, i granelli di polvere vengono a contatto con l’atmosfera e bruciano, generando il fenomeno delle stelle cadenti. Esse sono presenti in tutte le zone del sistema solare, e quindi in tutti i giorni dell’anno, ma ci appaiono in sciami, cioè in alcuni giorni dell’anno sono particolarmente numerose e lo sciame più visibile è quello di Perseide (proveniente dalla costellazione di Perseo) del 10-12 agosto. Ciò potrebbe essere spiegato dal fatto che esse sono i residui di un asteroide frantumatosi per collisione, i cui frammenti tuttora ruotano attorno al Sole e quando passano vicino alla Terra alcuni di loro sono attratti e cadono.
METEORE: ogni anno sulla terra cadono 10.000 tonnellate di materiale, ma solo una minima parte, costituita dai frammenti più grandi, non si consuma del tutto giungendo a terra. Meteoroidi: frammenti di materiale non terrestre sparso nel Sistema solare in orbita intorno al Sole, con dimensioni minori di 100m; meteore: meteoroidi che giungono sulla loro orbita nel campo gravitazionale della Terra e attraversano l’atmosfera, si incendiano per l’attrito tra 80-120 km fino a 50 km di altitudine e si consumano completamente senza giungere a terra; meteoriti: meteoroidi di grandezza tale per cui non si consumano totalmente attraversando l’atmosfera, ma raggiungono la superficie terrestre e nell’impatto con il suolo scavano crateri. Sono classificate a seconda della loro composizione in: sideriti, costituite prevalentemente da ferro e nichel in associazione con altri minerali, sideroliti, in parte di ferro e in parte di pietra e aeroliti, costituite solo da pietra. Queste sono divise in condriti, che contengono condruli=noduli sferici costituiti da minerali, e acondriti, prive di condruli. Le condriti carbonacee sono costituite da gas inglobato nei condruli e si pensa che tali gas (idrogeno ed elio) siano identici a quelli che hanno dato origine all’intero Sistema solare e vengono studiate per verificare le ipotesi di degassamento del Sistema solare.
IL SOLE
E’ une stella di media grandezza, di media età e con proprietà e caratteristiche simili a quelle di una stella di medie dimensioni. Diametro di 1,4 milioni km; massa 2 i1030 kg; poiché interamente gassoso ha una densità molto bassa.
CARATTERISTICHE
I moti apparenti del Sole sono due: il movimento di rotazione intorno alla Terra descrivendo ogni giorno un arco da est a ovest, che è effetto della rotazione terrestre; lo spostamento verso est rispetto alle stelle fisse a causa del quale nel corso di un anno compie un giro completo per ritrovarsi nella posizione iniziale (un giro completo di 360° in un anno, cioè si sposta di 1° ogni giorno) e fa sì che attraversi ogni anno le stesse 12 costellazioni dello Zodiaco. La vera causa di questo secondo moto apparente è il moto di rivoluzione della Terra intorno ad esso: se l’asse di rotazione della Terra fosse perpendicolare all’eclittica terrestre (piano dell’orbita della Terra), la proiezione dell’eclittica solare (percorso apparente del Sole attraverso le costellazioni dello Zodiaco) sullo sfondo delle stelle fisse sarebbe una linea retta, ma poiché l’asse di rotazione è inclinato di 23,5° rispetto all’eclittica terrestre, tale proiezione risulta leggermente curva. Un osservatore sulla terra si trova quindi talvolta al di sopra del piano dell’eclittica e talvolta al di sotto di esso: per un osservatore che si trova nell’emisfero settentrionale, il punto massimo al di sopra dell’eclittica è raggiunto il giorno del solstizio d’estate (21 giugno), quando il Sole a mezzogiorno è nel suo punto più a nord, mentre il punto massimo al di sotto dell’eclittica è raggiunto il giorno del solstizio d’inverno (22 dicembre) quando il Sole a mezzogiorno è nel suo punto più a sud; i giorni in cui il sole è direttamente sopra l’equatore a mezzogiorno, sono gli equinozi di primavera (21 marzo) e d’autunno (23 settembre).
SORGENTE DI ENERGIA
All’interno delle stelle si compiono ininterrottamente reazioni nucleari di fusione, durante le quali gli elementi chimici leggeri (idrogeno) si combinano per formare elementi più pesanti (elio e carbonio). Le modalità sono di due tipi: catena protone-protone (PP) e catena carbonio-azoto-ossigeno (CNO). In entrambe 4 nuclei di idrogeno (4protoni + 4neutroni) si fondono insieme dando origine a un nucleo di elio (2protoni+2 neutroni). Il nucleo di elio (4,003 u) ha massa leggermente inferiore alla somma dai nuclei di idrogeno (4,032 u) e questo difetto di massa (0,029 u) viene convertito in energia secondo l’equazione di Einstein E=mc2. Mentre nella catena PP i protoni si fondono formando direttamente l’elio, nella catena CNO il processo si svolge a tappe intermedie che coinvolgono gli elementi carbonio, azoto e ossigeno; la prima contribuisce per l’88% alla produzione di energia, la seconda per il restante 12%. L’idrogeno si trasforma continuamente in elio, e nonostante le scorte presenti nel Sole siano grandissime, alla fine si esauriranno, ma gli scienziati ipotizzano che ciò non avverrà prima di 4 o 5 miliardi di anni. I processi di fusione avvengono a temperature estremamente elevate, la catena PP richiede di 8 8106 K, mentre la catena CNO di 15 1106 K, quindi è ipotizzabile che all’interno del Sole la temperatura sia almeno di 15 ,106 K. L’energia prodotta dalle reazioni di fusione nucleare viene emessa per il 98% sotto forma di raggi gamma (onde elettromagnetiche con breve lunghezza d’onda) e per il 2% sotto forma di neutrini, particelle elettricamente neutre, prive di massa, che viaggiano alla velocità della luce; essi si liberano dal nucleo interno del Sole con tanta facilità che sfuggono via solo dopo due secondi dalla loro formazione e possono attraversare la Terra senza alterarsi e non hanno alcun ruolo nell’apporto di energia solare; i raggi gamma, invece, non possono sfuggire dal Sole liberamente, ma sono i vettori dell’energia che arriva sulla Terra.
STRUTTURA
Il Sole è costituito da 4 gusci concentrici corrispondenti a zone distinte e visibili e da 2 strati esterni gassosi non visibili.
- Nucleo interno: sede delle reazioni nucleari di fusione, raggio 170.00 km, costituito per il 62% di elio e per il 32% di idrogeno.
- Zona radiativa: fascia che circonda il nucleo interno e che dista da 170.000 a 590.000 km dal centro, caldissima ma non abbastanza da permettere le reazioni di fusione; l’energia prodotta nel nucleo attraversa questa regione per irraggiamento ed è proprio grazie a questo strato che l’emissione dell’energia dal Sole viene rallentata, gli elettroni assorbono i raggi gamma e rendono opaco lo strato stesso; composizione simile a quella della nebulosa-madre (72% idrogeno, 26%elio, 2% elementi pasanti).
- Zona di convezione: strato che circonda la zona radiativa, da 590.00 a 695.500 km, l’energia passa per convezione, composizione simile a quella della nebulosa-madre.
- Fotosfera: superficie solare, parte visibile del Sole, strato di 450 km di spessore, temperatura media di 5800 K, estremamente turbolenta granulazioni: granuli di 1500 km di diametro, sono le parti superiori di enormi bolle e di colonne di gas molto caldi che si sollevano verso l’alto, alternati a zone più scure che corrispondono ai punti in cui gas, più freddi, ritornano a fluire nella fotosfera; par radiazione emette l’energia che arriva sulla Terra.
- Cromosfera: strato di gas molto caldi, di spessore 2500 Km, densità così bassa da essere trasparente alla luce che lo attraversa e quindi difficile da osservare, visibile solo durante le eclissi solari.
- Corona solare: zona di gas a densità bassissima e quindi invisibile (tranne durante le eclissi solari), formata da giganteschi pennacchi luminosi che si estendono all’infinito nel vento solare (flusso di particelle ionizzate costituite da elettroni e protoni emessi dal Sole).
RADIAZIONE ELETTROMAGNETICA
Una carica elettrica che si muove di moto uniformemente accelerato o decelerato emette radiazione elettromagnetica; a seconda del tipo di carica elettrica originaria e del tipo di moto cui è sottoposta, vengono emesse radiazioni elettromagnetiche di diverso tipo. Luce visibile, raggi gamma, raggi infrarossi, raggi X e onde radio sono forme diverse di radiazione elettromagnetica, che differiscono fra loro per la lunghezza d’onda (distanza tra due creste successive) che varia da 10-9 cm per i raggi gamma a 1 km per le onde radio, ma che hanno tutte la stessa velocità (distanza percorsa da un’onda in un secondo) che è la velocità della luce (300.000 km/s). La frequenza (numero di creste che passano per un dato punto ogni secondo) è misurata in Hertz, che corrisponde a un ciclo, cioè al passaggio di un’onda intera per un dato punto al secondo. L’insieme di tutte le onde elettromagnetiche forma lo spettro elettromagnetico e lo spettro della luce visibile è formato dalla serie di lunghezze d’onda sensibili ai nostri occhi (da 720 nm a 400 nm). La luce emessa da una stella non è monocromatica, ma è costituita da un intervallo di lunghezze d’onda non tutte della stessa frequenza e lo spettro delle stelle è discontinuo poiché in esso mancano numerose lunghezze d’onda.
SPETTRO SOLARE
L’energia della radiazione che si libera dal nucleo del Sole, in conseguenza delle reazioni nucleari, ha una lunghezza d’onda cortissima nell’ambito dei raggi gamma, ma è estremamente potente; spostandosi verso l’esterno, attraverso la zona radiativa, i raggi gamma vengono assorbiti e riemessi dagli elettroni, e durante questo processo, vengono convertiti in onde di lunghezza d’onda maggiore e quindi con minore energia; non viene però persa energia, poiché è semplicemente ripartita in un numero maggiore di raggi; alla fine quando la radiazione raggiunge la fotosfera ha una lunghezza d’onda compresa tra 3 10-6 e 2 e 10-7 m. Analizzando lo spettro solare si nota che il flusso di energia proveniente dal Sole varia con le lunghezze d’onda, con una punta massima molto vicina alla lunghezza d’onda della luce gialla. La curva dello spettro solare è simile a quella dello spettro della radiazione emessa da un perfetto corpo nero radiante alla temperatura di 5800 K, che è la temperatura media della fotosfera. Un corpo nero radiante è detto anche radiatore integrale, perché ha la proprietà di assorbire tutte le radiazioni elettromagnetiche che lo colpiscono e di emettere tutte e sole le radiazioni assorbite. Esso ha tre proprietà fondamentali:
- maggiore è la temperatura del corpo nero radiante, più corta è la lunghezza d’onda del picco di radiazione; il picco di radiazione si sposta verso lunghezze d’onda più corte con l’aumentare della temperatura (punta massima di radiazione del Sole corrisponde alla lunghezza d’onda di circa 5 5 10-7 m, pari alla temperatura di 5800 K);
- tutti i corpi celesti, indipendentemente dalla loro temperatura emettono radiazioni elettromagnetiche e hanno una curva spettrale che assomiglia a quella di un corpo nero;
- più caldo è un corpo, più energia emette, analogamente maggiore è la temperatura di un corpo nero, maggiore è il flusso di energia per une data lunghezza d’onda.
ATTIVITA’ DEL SOLE
Il Sole normalmente funziona con regolarità e in maniera tranquilla, ma in alcuni momenti presenta dei periodi di attività, caratterizzati da intensa turbolenza, eruzioni di enormi getti di materiale incandescente, comparsa delle macchie solari, e le zone in cui tali manifestazioni avvengono sono dette centri di attività solare. Le cause sono:
- rotazione differenziale: il Sole è una sfera di gas incandescenti che ruota più velocemente all’equatore che ai poli creando sotto la fotosfera una turbolenza visibile;
- magnetismo: i gas presenti sono costituiti da particelle elettricamente cariche, che in realtà sono flussi di corrente elettrice che creano campi magnetici.
Il Sole è quindi un enorme magnete, il cui campo magnetico può essere alterato a causa della rotazione differenziale o della turbolenza al suo interno e questa alterazione può interrompere il flusso dei gas; quando questa turbolenza interna emerge in superficie il Sole entra in un periodo di attività.
L’attività solare si caratterizza per:
- Macchie solari: zone scure di diversa forma, meno calde della materia circostante che sembrano “buchi nella fotosfera”, di dimensioni dai 10.00 ai 100.00 km; in realtà sono cavità oscure dove i normali moti convettivi delle granulazioni della fotosfera sono inibiti, si presentano a gruppi: compaiono dapprima alle medie latitudini solari e poi si spostano verso l’equatore solare dove si dissolvono per scomparire dopo uno-tre mesi dalla loro comparsa; il numero e la loro intensità varia secondo un ciclo della durata media di 11 anni. La loro formazione è preannunciata da un progressivo diradarsi della granulazione della fotosfera in mezzo alla quale compare una piccola zona scura, intensamente magnetica, che a poco a poco diviene sempre più ampia. Il meccanismo di formazione non è ancora stato compreso pienamente, ma il fatto che esse compaiano a cicli piuttosto regolari, potrebbero essere una fase normale dell’attività solare; poiché inoltre il campo magnetico del Sole influenza l’atmosfera esterna della Terra, si pensa che influenzino il clima terrestre.
- Facole: macchie luminose che appaiono sulla fotosfera;
- Brillamenti: scoppi improvvisi e intensissimi che durano da pochi minuti a diverse ore che emettono grande quantità di energia radiante e particelle nucleari cariche; durante i quali, i gas della cromosfera spesso si estendono nella corona che ha minore densità, sotto forma di enormi protuberanze, a forma di punta o di anello;
- Tempeste magnetiche: le particelle cariche emessa dai brillamenti arrivano sulla Terra con il vento solare e interagiscono con le particelle cariche dell’atmosfera esterna della Terra, creando degli effetti elettrici dette aurore.
- Cambiamenti di luminosità: l’1% di calo nel flusso di emissione della radiazione elettromagnetica può ridurre la temperatura media della terra di 1 K; analogamente, l’1% di aumento della luminosità alzerebbe la temperatura media della Terra di 1 K; i cambiamenti di luminosità del Sole hanno conseguenze significative sul sistema-Terra.
LE STELLE
DISTANZA TRA LE STELLE
Le unità di misura nell’universo sono:
- unità astronomica (UA): distanza media Terra-Sole, cioè 149.680.000 km;
- anno-luce (AL): distanza percorsa dalla luce in un anno, poiché la luce viaggia alla velocità di 300.000 km/s, esso corrisponde a 9.500 miliardi di km;
- parsec (pc): distanza di 30.874 km, cioè 3,263 AL; multipli sono chiloparsec (kpc) = 100 pc usato per la Via Lattea e megaparsec (Megapc) = 1.000.000 pc usato per i corpi extragalattici.
Per determinare la distanza delle stelle più vicine viene usato il metodo della parallasse, cioè la misurazione dell’angolo coperto dal movimento di una stella in riferimento a due posizioni occupate dalla Terra mentre percorre la sua orbita. La parallasse’’ o parsec è uguale alla distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell’orbita terrestre perpendicolarmente sotto l’angolo di 1 secondo di grado. La parallasse si misura in parsec e le misure effettuate con il parsec sono precise solo se l’angolo misurato è maggiore di un centesimo di secondo di grado. La parallasse di un parsec corrisponde a 3,26 anni-luce e per ottenere la distanza di una stella in AL si moltiplica 3,26 per la sua parallasse; ad angoli di parallasse minori corrispondono distanze maggiori, ad angoli di parallasse maggiori corrispondono distanze minori.
COORDINATE CELESTI
Zenith: punto sulla sfera celeste perpendicolare al punto di stazione e dalla stessa parte dell’osservatore; nadir: punto sulla sfera celeste perpendicolare al punto di stazione, ma dalla parte opposta all’osservatore; entrambi dipendono dal punto di stazione dell’osservatore, cioè dall’orizzonte celeste, mentre l’orizzonte terrestre (prolungamento sulla sfera celeste dell’equatore terrestre) rimane fisso.
Le coordinati celesti sono:
- declinazione celeste: corrisponde alla latitudine terrestre (distanza angolare di un punto della superficie terrestre dall’equatore) ed è la distanza angolare di un corpo celeste dall’equatore celeste;
- ascensione retta: corrisponde alla longitudine terrestre (distanza angolare dal meridiano di Greenwich) ed è la distanza angolare di un corpo celeste dal punto gamma o punto d’Ariete dato dall’intersezione dell’eclittica solare (insieme di tutti i punti che il Sole percorre apparentemente durante l’anno) con l’equatore celeste.
COLORE E LUMINOSITA’
Le prime osservazioni sulla diversa luminosità delle stelle furono fatte da Ipparco di Nicea (II secolo a.C.) che aveva classificato le stelle allora conosciute in 6 categorie, a seconda della loro grandezza o magnitudine che allora era sinonimo di luminosità (quantità di energia emessa dalla stella al secondo)e le stelle più brillanti sono di grandezza 1 o prima grandezza, quelle più deboli, di grandezza 6 o sesta grandezza. Questa classificazione, che è stata riconosciuta anche dai moderni astronomi, si basa sulla luminosità apparente, cioè supponendo che tutte le stelle si trovino alla stessa distanza dalla Terra, ma in realtà la luminosità varia a seconda della loro distanza. Per conoscere la luminosità effettiva o assoluta delle stelle, indipendentemente dalla loro distanza dalla Terra, si è stabilita una distanza fissa di riferimento pari a 10 pc (32,6 AL) e attraverso di essa si è potuta così definire la magnitudine assoluta (M), che dipende dalle dimensioni della stella e dalla quantità di energia (radiazione elettromagnetica emessa nell’unità di tempo) che sprigiona, cioè dall’intensità delle reazioni nucleari che avvengono al suo interno. Le stelle variabili, variano in poco tempo la loro luminosità e sono dette periodiche o pulsanti se la variano con regolarità, irregolari se non hanno periodi definiti di variazione della luminosità. Le stelle sono corpi neri radianti e la lunghezza d’onda del picco di radiazione è determinata dalla temperatura: più elevata è la temperatura, più corta è la lunghezza d’onda e più il colore va verso il bianco-azzurro; minore è la temperatura, più lunga è la lunghezza d’onda e più il colore va verso il rosso. Le stelle sono classificate quindi a seconda della loro temperatura e del loro colore: ogni colore o tipo spettrale è indicato con lettera dell’alfabeto e in ordine di temperatura superficiale decrescente i sei tipi spettrali principali i sono O, B, A, F che sono di colore bianco-azzurro, G che sono gialle, K che sono arancioni e M che sono rosse; e da un numero che ne indica il sottotipo. Il picco di radiazione si trova nella fascia della luce visibile solo per le stelle gialle; per quelle rosse, bianche e azzurrine, i picchi di radiazione restano fuori dalla fascia del visibile ma possiamo vedere tali stelle perché emettono anche qualche radiazione nello spettro del visibile. La magnitudine è legata alla distanza della stella dalla Terra che bisogna conoscere per calcolarne la luminosità; il procedimento per ottenere l’energia totale emessa dalla stella ogni secondo consiste nel misurare il flusso di energia della stella con un telescopio, calcolare l’area della superficie di una sfera avente raggio uguale alla distanza Terra-stella e dividere l’energia al secondo per l’area unitaria.
DIAGRAMMA DI HURTZSPRUNG-RUSSEL
Hertzsprung in Danimarca e Russel negli Usa arrivarono a costruire uno stesso diagramma nel quale le stelle erano posizionate secondo la loro luminosità e il loro tipo spettrale e tale diagramma è detto diagramma di Hertzsprung-Russel o diagramma H-R. Esso mette in relazione la luminosità stellare con le temperature superficiali delle stelle: sull’asse delle ordinate è indicata la luminosità delle stelle, posta =1 la luminosità del Sole, sull’asse delle ascisse è indicata la temperatura i cui valori sono disposti secondo l’ordine decrescente da sinistra a destra. Circa l’80% delle stelle classificate si trovano in un’ampia fascia detta sequenza principale, mentre il resto delle stelle fa parte di due gruppi, uno al di sotto e uno al di sopra di questa zona. Poiché la luminosità di una stella dipende sia dalla sua temperatura, sia dalle sue dimensioni, a una data temperatura più grande è una stelle, maggiore è la sua luminosità, e viceversa più piccola è una stella minore è la sua luminosità. Le stelle che si trovano in alto a destra della sequenza principale sono molto luminose, ma per il loro colore rosso sono anche più fredde delle stelle della sequenza principale che hanno la stessa luminosità, e perciò devono essere di grandi dimensioni e vengono dette giganti rosse o supergiganti. Le stelle che si trovano in basso a sinistra della sequenza principale, sono poco luminose e per il loro colore bianco devono avere masse molto piccole e sono dette nane bianche. Attraverso questo diagramma è inoltre possibile ricostruire la storia delle stelle, in quanto anch’esse hanno un ciclo vitale, cioè nascono, invecchiano e muoiono.
EVOLUZIONE
Le stelle hanno un ciclo vitale che è tanto più lungo quanto minore è la loro massa e queste differenze della durata media della vita stellare dipendono dalle condizioni di equilibrio tra le forze all’interno della stella. Le stelle sono immense sfere di gas caldissimi, che non sfuggono nello spazio a causa della forza gravitazionale che li attira continuamente verso l’interno: maggiore è la massa dei gas, maggiore è l’attrazione che essi subiscono. Affinché però esse non collassino, riducendosi a una massa piccola e densissima, la forza gravitazionale è controbilanciata dalla forza elettromagnetica, che viene generata dalle reazioni nucleari e attira i gas verso l’esterno, oltre che mantenere caldissimo l’interno della stella. Dall’equilibrio di queste due forze opposte dipendono le dimensioni della stella; le stelle non possono vivere all’infinito perché il loro carburante si esaurisce nel tempo e a mano a mano che esso si consuma, l’equilibrio tra queste forze si altera, determinando un mutamento delle dimensioni, della temperatura e della luminosità. Il tempo e il modo in cui avvengono questi cambiamenti sono determinati dalla quantità di carburante stellare inizialmente presente e dalla rapidità con cui questo viene bruciato. Ma come può l’uomo ricostruire la storia di una stella? Grazie al principio dell’uniformismo: nell’universo sono presenti miliardi di stelle, e tra esse sono state scelte dei campioni con differente massa e luminosità, che corrispondono a stelle di diverse età e che quindi documentano ogni stadio dell’evoluzione di questi corpi. Come unità di misura della massa stellare viene assunta la massa del Sole (1S); le stelle con massa inferiore a 0,1 S sono troppo piccole perché la temperatura del loro nucleo raggiunga valori tali da innescare le reazioni nucleari e sono dette stelle mancate o nane brune, come Giove; le stelle con massa maggiore a 100S generano una radiazione tanto intensa che la gravità è vinta dalle forze di radiazione e la stella e destinata a esplodere.
CICLO VITALE DI UNA STELLA DI MASSA 1S
- La vita di una stella di massa solare, cioè delle dimensioni del Sole, inizia con la compressione gravitazionale della massa di gas iniziale in conseguenza della quale si riscalda.
- Non appena la temperatura all’interno della protostella, raggiunge 8 8 106 K, comincia la reazione di fusione nucleare del tipo PP.
- Durante questa prima fase la forza gravitazionale è superiore alla forza della radiazione elettromagnetica e la stella continua a contrarsi; dopo l’innesco delle reazioni nucleari, in cui l’idrogeno si trasforma in elio, si ha una diminuzione della massa e l’emissione di energia; questa fase corrisponde a quella della sequenza principale del diagramma H-R e la stella si trova in una condizione di stabilità che può durare fino a 10 miliardi di anni. La prova che le stelle trascorrono il periodo più lungo del loro ciclo vitale nella sequenza principale è confermata dal fatto che la maggior parte delle stelle, circa l’85%, rientrano nella sequenza principale del diagramma H-R.
- Quando l’idrogeno presente nel nucleo della stella si esaurisce, cessa la fusione, la gravità prevale sulla forza elettromagnetica e il nucleo costituito principalmente da elio, comincia a contrarsi.
- L’idrogeno non è però esaurito del tutto, in quanto nella zona radiativa, ve né ancora in abbondanza; perciò dopo che il nucleo è collassato e diventato ancora più caldo, l’involucro di idrogeno della zona radiativa innesca il processo di fusione nucleare detto fusione dell’involucro.
- Il collasso del nucleo riscalda l’interno della stella per effetto di compressione; la temperatura in aumento accelera la velocità delle reazioni di fusione nucleare dell’involucro della zona radiativa con conseguente produzione di una grande quantità di calore che la stella si espande. La fusione dell’involucro fa decadere la stella dalla sequenza principale trasformandola in una gigante rossa.
- Il nucleo di elio continua a contrarsi anche dopo l’inizio della fusione dell’involucro, nonostante le grandi dimensioni della stella, e la sua temperatura aumenta così tanto da innescare la reazione alpha tripla, cioè la reazione nucleare di fusione dell’elio, in cui 3 nuclei di elio si fondono per formare 1 nucleo di carbonio.
- Quando tutto l’elio del nucleo è esaurito, si innesca la fusione dell’elio dell’involucro della zona radiativa, mentre il nucleo, ricco di carbonio, continua a contrarsi per effetto della gravità. La fusione dell’involucro di elio è un processo violento accompagnato da grandi esplosioni che lanciano i gas stellari nello spazio. La stella è quindi diventata un nucleo di carbonio circondato da un involucro di elio in lento esaurimento e quando cessa la fusione dell’involucro di elio, la stella inizia la sua agonia.
- La massa del nucleo, ora è troppo piccola perché la contrazione faccia aumentare la temperatura a livelli tali da innescare le reazioni di fusione nucleare del carbonio e formare nuovi elementi più pesanti. La stella diventa una nana bianca, una stella piccola, molto densa che si spegne lentamente, e col procedere del suo raffreddamento, perde luminosità, spostandosi verso l’angolo in basso a destra del diagramma H-R e infine diventa una stella morta o nana nera concludendo il suo ciclo vitale.
CICLO VITALE DI UNA STELLA DI MASSA 0,25S
- Non è possibile conoscere l’intero ciclo vitale di una stella di massa 0,25S, poiché esso ha una durata di 20 miliardi di anni e le stelle in questione non hanno avuto il tempo sufficiente per uscire dalla sequenza principale, poiché l’universo ha solo 15 miliardi di anni.
- La nascita è uguale a quella di una stella 1S, cioè la contrazione gravitazionale innesca le reazioni PP.
- Trattandosi di piccole quantità di massa, la gravità è così debole che anche il nucleo che si forma è di piccole dimensioni.
- Anche la quantità di radiazione elettromagnetica liberata per contrastare la forza gravitazionale è piccola.
- Le stelle di massa piccola hanno bassa luminosità e bassa temperatura, e si trovano nella zona in basso a destra del diagramma H-R.
- L’idrogeno si consuma molto lentamente, e questa fase può durare per un lunghissimo tempo, ma alla fine anch’esso si esaurirà e si verificheranno i processi di fusione dell’involucro, di contrazione del nucleo e di fusione dell’elio.
- Cosa succederà dopo l’ultimo stadio del ciclo vitale è ancora sconosciuto.
CICLO VITALE DI UNA STELLA DI MASSA 5S E OLTRE
- I vari passaggi del ciclo vitale di una stella di massa 5S e oltre sono diversi da quelli di una stella di massa 1S.
- La prima differenza è che la concentrazione gravitazionale iniziale è tanto intensa che la temperatura del nucleo aumenta subito, al punto da innescare subito le reazioni CNO, senza passare prima per le reazioni PP. In questo modo bruciano una notevole quantità di combustibile in tempi ridotti, hanno un’altissima luminosità e si collocano nella zona in alto a sinistra del diagramma H-R, poiché esaurendo velocemente il loro combustibile, rimangono per poco tempo nella sequenza principale.
- Dopo essere uscite dalla sequenza principale, attraversano la consuete fasi evolutive: esaurimento del combustibile idrogeno, contrazione del nucleo, fusione dell’involucro d’idrogeno, fusione del nucleo di elio, esaurimento del combustibile elio, contrazione del nucleo ricco di carbonio.
- A questo punto si instaura un processo diverso: mano a mano che il nucleo di carbonio si contrae e procede la fusione dell’involucro di elio, la temperatura aumenta in modo tale da innescare la fusione del carbonio con conseguente formazione di elementi pesanti, fino al ferro. La formazione di questi elementi pesanti si compie in un tempo brevissimo e comporta la liberazione di una grande quantità di energia da far esplodere la stella, trasformandola in una supernova. Nel corso dell’esplosione, la luminosità aumenta di miliardi di volte, e nello spazio circostante viene proiettato il gas della stella, che forma una nube di gas in rapida espansione, detta resto di supernova. Durante l’esplosione si formano a ritmo velocissimo, anche gli atomi di peso atomico superiore al ferro, che non si possono formare durante la vita media di una stella.
- Contemporaneamente il nucleo collassa rapidamente fino a formare una stella di neutroni estremamente densa e compatta, di raggio di poche decine di km, ma di massa enorme; per effetto della sua enorme velocità di rotazione, diffonde nello spazio energia che si manifesta come una rapida pulsazione di onde radio e raggi Xe per questo è detta pulsar (acrostico di pulsanting radio source).
- Se la massa del nucleo è ancora superiore a 5S, il collasso gravitazionale non si arresta alla stella di neutroni, ma prosegue indefinitamente generando un buco nero, così chiamato perché la sua immensa forza di gravità impedirebbe anche alla luce di lasciarne la superficie, per cui risulta invisibile. In un buco nero la materia è estremamente addensata in una regione di spazio relativamente piccola, tanto che, si pensa che la sua massa può essere considerata concentrata in un solo punto, Un buco nero può catturare altra materia, aumentando la propria massa fino a valori di milioni di volte quella del Sole.
LE GALASSIE
Le galassie sono enormi raggruppamenti di stelle, comprendenti milioni o miliardi di stelle. La galassia alla quale appartiene il Sole è la Via Lattea o Galassia, che ha forma di lente convessa, diametro di 100.000 AL e spessore di 30.000 AL. Essa ruota su se stessa attorno ad un asse passante per il centro; il moto di rotazione è abbastanza lento e tanto più lento man mano che ci si allontana dal centro. La Via Lattea appartiene a sua volta a un insieme di altre galassie, detto Gruppo Locale.
Sono classificate a seconda della loro forma in:
- galassie a spirale: nucleo centrale di forma lenticolare e molto luminoso, circondato da un disco piatto costituito da stelle di più debole intensità; possiedono due o più bracci a spirale formati da stelle e nubi di polvere e gas; circa i ¾ di tutte le galassie dell’universo sono a spirale;
- galassie ellittiche: forma lenticolare con stelle raggruppate in prossimità del centro; sono prive di bracci e di gas e di nubi di polvere intrastellari; probabilmente sono quelle di più antica formazione;
- galassie irregolari: sono le più piccole e le stelle sono sparse irregolarmente.
L’ORIGINE DELL’UNIVERSO
Le galassie che popolano l’universo si pensa si siano formate in conseguenza di una grande esplosione, il cosiddetto big bang. All’inizio tutta la materia che forma l’universo era condensata in un’unica sfera densissima; circa 15 miliardi di anni fa esplose formando una gigantesca nube in espansione; alcune parti della nube si muovevano più velocemente di altre, ma tutte si muovevano verso l’esterno, allontanandosi dal centro. Durante questa espansione, le varie nubi si condensarono nelle galassie che continuarono a muoversi verso l’esterno, allontanandosi dal centro e, reciprocamente tra di loro: quelle che avevano maggiore velocità sono ora le più lontane.
Questa ipotesi è stata supportata nel 1920 da Hubble, il quale scoprì che le galassie si allontanano l’una dall’altra come se fossero schegge di una gigantesca esplosione cosmica; dividendo le distanza delle galassie per la loro velocità, poté calcolare la data approssimativa del big bang, appunto circa 15 miliardi di anni fa. Egli giunse a questa conclusione poiché aveva individuato l’effetto Doppler stellare, cioè spostamenti verso il rosso negli spettri delle galassie che stava studiando: ciò dimostrava che questa galassie si stavano allontanando dalla Terra e tale recessione avveniva con velocità maggiore quanto maggiore era la distanza della galassia.
La seconda prova del big bang è stata portata da Penzias e Wilson nel 1965, che con il loro radiotelescopio, avevano captato un debole rumore di fondo proveniente da tutte le direzioni dello spazio e che corrispondeva a una temperatura di circa 3 K. Questa radiazione sarebbe quanto resta dell’energia dispersa durante il big bang ed è stata chiamata radiazione fossile.
LA FINE DELL’UNIVERSO
Le ipotesi sulla fine dell’universo sono principalmente due:
- la quantità di moto originata dal big bang sarà sufficiente a far continuare per sempre l’espansione delle galassie, le stelle di ogni galassia termineranno la loro esistenza e infine tra 1 miliardo di anni l’universo morirà completamente;
- l’attrazione gravitazionale tra le galassie rallenterà l’impeto del big bang, fino ad arrestare la loro recessione; a questo punto prevarrà l’attrazione gravitazionale e l’universo comincerà a contrarsi; le galassie precipiteranno l’una sull’altra convergendo in un singolo punto, nel big crunch o grande schianto, che esploderà nuovamente per dare origine a un nuovo universo in espansione.
LA TERRA
E’ il terzo dei pianeti in ordine di distanza dal Sole (150 milioni di km), appartiene ai pianeti terrestri (Mercurio, Venere, Marte) ma si differenzia per la presenza di enormi masse di acqua allo stato liquido e per un’atmosfera ricca di ossigeno; questi fattori insieme alla giusta distanza dal Sole e a temperature non troppo calde o fredde, ne hanno fatto un pianeta straordinario capace di ospitare la vita.
L’ORIGINE DELLA TERRA
Si pensa che la Terra si sia formata 4,5 miliardi di anni fa dagli anelli della nebolusa-madre che si erano formati attorno al Sole. All’inizio era costituita di materia fredda, poi cominciò a scaldarsi, per due motivi: i continui urti con le particelle di materia dello spazio e la pressione sempre più forte a causa del condensarsi di materia attorno alla primitiva parte centrale. L’aumentare dl calore e della pressione innescarono numerose reazioni chimiche all’interno in seguito alle quali si formarono nuove sostanze, si distrussero delle altre, le più pesanti precipitarono verso il centro, mentre le più leggere rimasero in superficie, dove, raffreddandosi, formarono la litosfera. Contemporaneamente, a causa dell’elevata temperatura dei materiali del nucleo, grandi quantità di vapore acqueo continuarono a fuoriuscire dalla crosta e formarono la prima atmosfera, che per il minore spessore e la mancanza di ossigeno, differiva da quella attuale.
L’escursione termica tra il giorno e la notte era molto forte e provocò delle enormi spaccature della crosta terrestre dalla quali fuoriuscivano quantità sempre maggiori di vapore acque che alla fine si condensò in nubi. Questa causarono lunghissime piogge, che assieme alle forze che agivano all’interno, determinarono altri notevoli cambiamenti che diedero alla terra il suo volto superficiale. La temperatura cominciò a rinfrescarsi e la calma subentrava a un’era di sconvolgimenti.
LA FORMA DELLA TERRA
Gli antichi credevano che la Terra fosse un enorme disco di terre a acque, circondato dall’Oceano e coperto dal Cielo, ma già presso i Greci, Aristotele, intuì che la Terra doveva avere una forma sferica, perché se si osservava una nave che si allontanava sul mare, verso l’orizzonte (linea immaginaria, a forma di arco di cerchio, lungo la quale il cielo sembra congiungersi con la terra o il mare e che appare tanto più ampia quanto maggiore è l’altitudine del punto di osservazione), scompariva prima la parte inferiore, e poi quella superiore; inoltre osservando l’ombra proiettata dalla Terra sulla Luna, durante le eclissi, essa risultava circolare e non di altra forma. Gli studiosi successivi notarono che l’orizzonte appare emisferico, e proprio per la sfericità della Terra, esso si allarga con l’aumentare dell’altitudine, cosa che non si verificherebbe se la Terra fosse piatta. Le prove effettive della sfericità della Terra, furono date nel Quattrocento, con il viaggio di Colombo verso l’America e nel Cinquecento con il viaggio di circumnavigazione di Magellano. Oggi diciamo che la Terra è sferica, ma in realtà è leggermente schiacciata ai poli; ciò è dovuto al moto di rotazione che crea una forza centrifuga maggiore all’equatore e minore ai poli. Le Terra ha la forma di geoide (superficie equipotenziale del campo di gravità che coincide con il livello medio del mare, considerato esteso anche sotto i continenti; in ogni suo punto è perpendicolare alla verticale passante per il centro di gravità della Terra), ma per definizione geometrica di ellissoide (solido generato dalla rotazione dell’ellisse attorno al suo asse minore).
Raggio medio 6360 km, massa 597R1021 kg, volume 1083 miliardi di km3, densità 5,52 rispetto all’acqua.
LE LINEE CONVENZIONALI
I poli sono i punti in cui l’asse di rotazione della Terra incontra la superficie terrestre. Il circolo massimo equidistante dai poli è l’equatore, che divide il globo in due emisferi, settentrionale o boreale, meridionale o australe, gli altri circoli, il cui diametro diminuisce gradatamente verso i poli, sono i paralleli, piani perpendicolari all’asse terrestre. Tra i paralleli si distinguono i tropici, su cui il Sole è perpendicolare durante i solstizi (Tropico del Cancro è situato a 23°27’nord rispetto all’equatore, Tropico del Capricorno a 23°27’ sud) e i circoli polari che circondano i poli rispettivamente a 66°33’ nord e sud rispetto dall’equatore).
La latitudine è la distanza in gradi (compresa tra 0° e 90°) di un punto sulla superficie terrestre dall’equatore e può essere nord o sud.
I meridiani sono semicirconferenze perpendicolari all’equatore e passanti per i poli; tra di essi è considerato fondamentale, cioè la basa di ogni misurazione, il meridiano di Greenwich. La longitudine è la distanza in gradi (compresa tra 0°e 180°) di un punto della superficie terrestre dal meridiano di Greenwich e può essere est o ovest.
L’insieme dei meridiani e dei paralleli costituisce il reticolo geografico; latitudine e longitudine sono le coordinate geografiche indispensabili per localizzare un punto sulla superficie terrestre.
LATITUDINE
LONGITUDINE
Distanza in gradi dall’equatore.
Distanza in gradi dal meridiano di Greenwich.
Compresa tra 0° e 90°, nord o sud.
Compresa tra 0° e 180°, est o ovest.
Per calcolarla ci si basa sull’altezza del Sole, se è giorno, o sull’altezza della stella polare, se è notte.
Per calcolarla ci si basa sulla differenza oraria tra il punto considerato e il meridiano di Greenwich.
METODO:
- giorno: calcolare l’altezza solare, cioè la distanza angolare tra l’altezza del Sole e il nostro orizzonte (che è il piano tangente la Terra nel punto di stazione)

La latitudine è complementare all’altezza solare.
- notte: calcolare l’altezza della stella polare, cioè la distanza angolare tra l’altezza della stella polare e il nostro orizzonte (che è il piano tangente alla Terra nel punto di stazione)

La latitudine corrisponde all’altezza della stella polare.
METODO:
- calcolare la differenza oraria tra il punto considerato e il meridiano di Greenwich;
- moltiplicare la differenza oraria per 15° ogni ora, o per 1° ogni 4 minuti;
- se l’ora è superiore a quella del meridiano di Greenwich, la longitudine è est, se è inferiore è ovest.

I MOTI DELLA TERRA
La Terra è caratterizzata da due moti principali: il moto di rotazione intorno al proprio asse e il moto di rivoluzione intorno al Sole.
MOTO DI ROTAZIONE
Le prove della rotazione terreste furono date dall’esperimento compiuto da Guglielmini (1791-2): a causa della maggiore vicinanza all’asse di rotazione terrestre, gli oggetti a terra ruotano a una velocità lineare di rotazione inferiore rispetto a quella degli oggetti situati più in alto; lasciando cadere un grave da una certa altezza, questo tende, per inerzia, a mantenere la stessa velocità lineare di rotazione che aveva nel punto in cui è iniziata la caduta. Il risultato è che il grave raggiunge il suolo in un punto che è spostato verso est rispetto alla verticale del punto di partenza; nel caso dell’esperimento di Guglielmini il peso fu lasciato cadere dalla Torre degli Asinelli a Bologna da un’altezza di 100 m e subì uno spostamento vero est di 17 mm rispetto alla verticale del punto di partenza.
Il moto di rotazione terrestre ha velocità angolare costante, ma velocità lineare che varia a seconda della latitudine e dell’altitudine (a parità di latitudine). La prima causa ha come conseguenza l’effetto di Coriolis, che riguarda i corpi sulla superficie terrestre liberi di muoversi (acqua e aria) che determina la legge di Ferrel: i corpi liberi di muoversi sulla superficie terrestre, che non si muovano lungo i paralleli, sono deviati verso destra nell’emisfero settentrionale, verso sinistra nell’emisfero meridionale. La seconda causa è stata scoperta da Guglielmini che ha dimostrato che un grave lasciato cadere liberamente da una certa altezza ha un’accelerazione di gravità e un moto lineare di rotazione dovuto alla velocità lineare di rotazione che si mantiene per inerzia.
Anche Foucalt (1851) dimostrò il moto di rotazione della Terra con l’esperimento del pendolo: egli costruì un pendolo (costituito da un filo lungo 68 m e da una sfera d’acciaio di 30 kg) e lo sospese al centro della cupola del Pantheon di Parigi; lo lasciò oscillare liberamente facendo in modo che ad ogni oscillazione lasciasse sul pavimento, opportunamente ricoperto di sabbia, un segno. Sappiamo dalla fisica che il piano di oscillazione del pendolo è costante, quindi se esso subisce uno spostamento si tratta di un moto apparente dovuto all’effettivo moto di rotazione della Terra. I segni lasciati dal pendolo, infatti, non risultarono sovrapposti l’uno all’altro, bensì avanzavano lentamente in senso orario per ritornare poi sopra quello iniziale, dimostrando così che la Terra ruotava sotto il piano di oscillazione del pendolo. Il moto apparente di rotazione del piano di oscillazione del pendolo avveniva da est a ovest, quindi la Terra ruotava da ovest a est; l’asse di rotazione terrestre coincideva con il piano di oscillazione del pendolo, e questo compiva una rotazione completa in 24 ore circa.
Per calcolare l’angolo giornaliero di rotazione del piano di oscillazione del pendolo:
360° 3 sen (latitudine); al polo: 360° ; sen 90° = 360° in 24 ore; all’equatore: 360° 6 sen 0° = 0° in 24 ore (non c’è rotazione del piano di oscillazione del pendolo).
La Terra ruota su se stessa attorno a un asse immaginario che passa per i due poli, detto asse terrestre o di rotazione, e che è perpendicolare all’equatore e inclinato di 23°27’ rispetto all’eclittica solare, di 66°33’8’’ rispetto alla perpendicolare al piano dell’orbita terrestre attorno al Sole; l’inclinazione è costante, cioè l’asse di rotazione è sempre parallelo a se stesso. Il moto di rotazione avviene in senso orario, da ovest verso est, cosicché il moto apparente delle stelle è in senso opposto, da est (dove sorge il Sole) verso ovest (dove tramonta il Sole). Una rotazione completa della Terra attorno al proprio asse avviene in 24 ore circa e tale periodo è detto giorno. Si distinguono per diversa durata il giorno sidereo, periodo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi, su un meridiano terrestre di riferimento, di una stella posta a distanza infinita e immaginata fissa, ha durata effettiva di 23h56m4s e il giorno solare, periodo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi del Sole sul meridiano di riferimento, dalla durata media di 24h4m ma che non è costante, poiché dipenda dalla velocità di rotazione della Terra attorno al Sole.
MOTO DI RIVOLUZIONE
Il moto di rivoluzione segue le leggi di Keplero: la Terra ruota attorno al Sole, descrivendo un’orbita ellittica, di cui il Sole occupa uno dei due fuochi; la distanza massima dal Sole è di 150 milioni di km (afelio), quella minima è di 147 milioni di km (perielio); la velocità massima è di 30,3 km/s in perielio, quella minima è di 29,3 km/s in afelio. Si distingue tra l’anno sidereo che corrisponde alla effettiva durata di un moto di rivoluzione completo e dura 365g6h9m10s; convenzionalmente però per i calendari si usa l’anno solare o tropico che corrisponde a 365g5h48m46s, cosicché ogni 4 anni, le ore eccedenti formano un giorno in più che viene aggiunto al mese di febbraio e l’anno è detto bisestile.
Le prove del moto di rivoluzione consistono:
- parallasse stellare: l’angolo di parallasse di una qualunque stella varia per 6 mesi in un senso, per gli altri 6 mesi nell’altro senso;
- effetto Doppler: osservando una qualunque fonte luminosa la Terra per 6 mesi si allontana da essa, cioè aumenta la lunghezza d’onda della radiazione da essa emessa, diminuisce la frequenza d’onda, lo spettro stellare si sposta verso il rosso (red shift) e si ha un allontanamento; per gli altri 6 mesi si avvicina ad essa, cioè diminuisce la lunghezza d’onda della radiazione da essa emessa, aumenta la frequenza d’onda, lo spettro solare si sposta verso il blu (blue shift) e si ha un avvicinamento;
- aberrazione stellare: l’angolo di aberrazione di una stella dipende sia dalla velocità della luce, sia dalla velocità della Terra; questo fenomeno si ha quando si punta un telescopio, che è solidale alla Terra, verso una stella: non riusciamo a vedere la stella finché non incliniamo il telescopio dio un angolo di 20,5’’.
CONSEGUENZE DEI MOTI DELLA TERRA
L’ALTERNARSI DEL DI’ E DELLA NOTTE
La Terra compie una rotazione, cioè un giro completo intorno al suo asse in 24 ore, cioè in un giorno; in questo periodo di tempo si ha la successione regolare di ore di luce, dette dì, e ore di ombra, dette notte; ciò è dovuto al fatto che essendo sferica, i raggi solari possono illuminare la Terra solo metà per volta. Il passaggio dal dì alla notte avviene gradatamente, perché l’aria che costituisce l’atmosfera riflette in modo vario la luce, cosicché il dì è preceduto dall’aurora e la notte dal crepuscolo.
LA DIVERSA DURATA DEL DI’ E DELLA NOTTE
Se la Terra durante il moto di rivoluzione non ruotasse anche attorno a se stessa, sarebbe illuminato sempre lo stesso emisfero, mentre quello opposto rimarrebbe sempre al buio. Se l’asse terrestre fosse perpendicolare al piano dell’eclittica, cioè al piano dell’orbita terrestre attorno al Sole, il dì e la notte durerebbero sempre 12 ore in tutti i punti della superficie terrestre. In realtà, poiché l’asse terrestre è inclinato di 66°30’ rispetto al piano dell’eclittica, il circolo di illuminazione, cioè il confine tra luce e buio, varia nei diversi giorni dell’anno in rapporto alla latitudine. Il circolo di illuminazione passa per i poli e taglia l’equatore ad angolo retto solo due volte all’anno, all’equinozio di primavera (21 marzo) e d’autunno (23 settembre): in questi giorni il Sole è allo zenit sopra l’equatore, e il dì e la notte durano 12 ore in tutti i punti della superficie terrestre. In tutti gli altri giorni dell’anno, mentre un polo è illuminato, l’altro è al buio e il circolo di illuminazione si allontana costantemente dai poli fino a raggiungere la massima distanza nei solstizi d’estate (21 giugno) quando il Sole è allo zenit sul Tropico del Cancro, cioè a nord dell’equatore, e d’inverno (22 dicembre) quando il Sole è allo zenit sul Tropico del Capricorno, cioè a sud dell’equatore. In questi giorni, per l’obliquità dell’asse terrestre, il circolo di illuminazione taglia obliquamente meridiani e paralleli ed è tangente ai circoli polari.
Nell’emisfero settentrionale durante l’estate, cioè quando il Sole è spostato a nord dell’equatore, i dì si fanno più lunghi man mano che si va verso nord, finché durante il solstizio d’estate al Circolo Polare Artico il Sole è nel suo punto più alto sull’orizzonte e il giorno dura 24 ore e al Polo nord si ha il “grande giorno”, cioè sei mesi di luce continua. Nell’emisfero meridionale si verifica la situazione opposta: al Circolo Polare Antartico la notte dura 24 ore e al Polo Sud si ha la “grande notte”, cioè sei mesi di buio continuo.
In inverno la situazione è al contrario: si ha la “grande notte” al Polo Nord e il “grande giorno” al Polo Sud.
L’ALTERNARSI DELLE STAGIONI
Nei giorni degli equinozi il Sole è perpendicolare all’equatore e il dì e la notte hanno la stessa durata in tutti i punti della superficie terrestre.
Dall’equinozio di primavera a quello d’autunno il Sole si sposta prima verso nord e poi verso sud, per essere perpendicolare al Tropico del Cancro durante il solstizio d’estate; nell’emisfero boreale i giorni sono più lunghi delle notti e come conseguenza si ha una più lunga illuminazione e un maggiore riscaldamento della superficie terrestre: si ha l’estate boreale e l’inverno australe. Sei mesi dopo, dall’equinozio d’autunno a quello di primavera il Sole si sposta prima verso sud e poi verso nord, per essere perpendicolare al Tropico del Capricorno durante il solstizio d’inverno: si ha l’inverno boreale e l’estate australe.
Gli equinozi e i solstizi dividono l’anno in 4 stagioni, che sono invertite nei due emisferi: in quello settentrionale si succedono primavera, estate, autunno, inverno, in quello boreale autunno, inverno, primavera e estate. La primavera inizia infatti il 21 marzo nell’emisfero boreale e il 23 settembre in quello australe; l’estate il 21 giugno nell’emisfero boreale e il 22 dicembre in quello australe; l’autunno il 23 settembre in quello boreale e il 21 marzo in quello australe; l’inverno il 22 dicembre in quello boreale e il 21 giugno in quello australe.
Le stagioni astronomiche, non corrispondono alle stagioni meteorologiche che dipendono dall’andamento del tempo. Le stagioni meteorologiche si fanno cominciare di solito 20 giorni prima di quelle astronomiche.
ZONE ASTRONOMICHE
Le zone astronomiche sono le 5 zone in cui la Terra è divisa dai due circoli polari e dai due tropici. Tali zone hanno caratteristiche climatiche e meteorologiche molto diverse che influiscono sull’aspetto della superficie terrestre e sulla vita che esse ospitano.
Partendo dai poli, a nord e a sud, si estendono le due zone glaciali, rispettivamente artica e antartica, delimitate dai circoli polari; esse hanno temperature estremamente basse, perché i raggi solari riscaldano pochissimo la superficie terrestre, mentre la durata del dì e della notte decresce da 6 mesi fino a 48 ore in prossimità dei circoli polari.
Proseguendo verso l’equatore, a nord e a sud, si estendono le due zone temperate, rispettivamente boreale e australe, delimitate dai circoli polari e dai tropici; esse hanno temperature medie, perché il Sole riscalda moderatamente la superficie terrestre, mentre la durata del dì e della notte è varia, ma il Sole sorge e tramonta ogni giorno.
Tra i due tropici, si estende la zona torrida, che l’equatore divide a metà; le temperature sono molto elevate, perché il Sole scalda fortemente la superficie terrestre.
CONSEGUENZE DEI MOTI DI ROTAZIONE E RIVOLUZIONE DELLA TERRA
DIVERSA DURATA DEL GIORNO SIDEREO/ GIORNO SOLARE
Giorno: intervallo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi (o congiunzioni) di un astro su un meridiano terrestre.
Se non ci fosse il moto di rivoluzione:
- il meridiano terrestre è in congiunzione sia con il Sole che con la stella;
- il giorno sidereo avrebbe uguale durata di un giorno solare;
- dopo 1 giorno il meridiano sarebbe nella stessa posizione.
Con il moto di rivoluzione:
- dopo che la Terra ha compiuto una rotazione completa, lo stesso meridiano è in congiunzione con la stella, data la distanza enorme, ma non lo è con il Sole;
- il meridiano per essere in congiunzione con il Sole deve ruotare di un angolo di 1°, cioè 4 minuti.
Giorno sidereo: periodo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi sullo stesso meridiano terrestre di una stella posta a distanza infinita, e quindi immaginata fissa; corrisponde all’effettiva durata di una rotazione completa della Terra su se stessa e dura 23h 56m 4s.
Giorno solare medio: periodo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi del Sole sullo stesso meridiano terrestre; ha la durata di 24 ore. E’ detto medio perché la sua durata dipende dal moto di rivoluzione terrestre: in afelio, la velocità di rivoluzione è minima, quindi l’angolo sarà maggiore di l°; in perielio, la velocità di rivoluzione è massima, quindi l’angolo sarà maggiore di 1°.
CONSEGUENZE DELL’INCLINAZIONE DELL’ASSE TERRESTRE
Verificarsi di 4 momenti principali: 2 equinozi e 2 solstizi
Equinozi (di primavera 21 marzo, d’autunno 23 settembre):
- il circolo d’illuminazione passa per i poli, divide a metà tutti i paralleli e taglia l’equatore ad angolo retto;
- la durata del dì e della notte è uguale a 12 ore in tutti i punti della superficie terrestre.
Solstizio d’estate (21 giugno):
- il circolo d’illuminazione è tangente rispetto ai circoli polari e taglia obliquamente i paralleli e i meridiani;
- il Sole è perpendicolare al Tropico del Cancro;
- il circolo polare artico è illuminato per tutto il giorno, cioè il dì dura 24 ore, mentre il circolo polare antartico è al buio per tutto il giorno, cioè la notte dura 24 ore;
- nell’emisfero boreale la durata del dì è massima e quella della notte è minima, mentre nell’emisfero australe la durata del dì è minima e quella della notte è massima.
Solstizio d’inverno (22 dicembre):
- il circolo d’illuminazione è tangente rispetto ai circoli polari e taglia obliquamente i paralleli e i meridiani;
- il Sole è perpendicolare al Tropico del Capricorno;
- il circolo polare antartico è illuminato per tutto il giorno, cioè il dì dura 24 ore, mentre il circolo polare artico è al buio per tutto il giorno, cioè la notte dura 24 ore;
- nell’emisfero australe la durata del dì è massima e quella della notte è minima, mentre nell’emisfero boreale la durata del dì è minima e quella della notte è massima.
FENOMENO DEL CREPUSCOLO E DELL’AURORA
Dipende dal fatto che sulla Terra c’è l’atmosfera che ha diversa densità lungo la superficie terrestre; l’alba e il tramonto non sono repentini, ma preceduti dall’aurora e dal crepuscolo, le cui durate dipendono dall’inclinazione dei raggi solari.
Si spiega con il fenomeno della rifrazione: il Sole ci appare prima di essere comparso effettivamente al di sopra dell’orizzonte e scompare dopo essere effettivamente scomparso al di sotto dell’orizzonte.
ALTRI MOTI DELLA TERRA
1) MOTO DOPPIOCONICO DELL’ASSE TERRESTRE: è un moto millenario dalla durata di 26.000 anni. Venne scoperto per una delle sue conseguenze: se l’asse terrestre fosse sempre immobile, esso punterebbe sempre la stessa stella polare, invece gli Egiziani orientarono l’entrata della Grande Piramide verso quella che allora era la stella polare, cioè Thuban (costellazione del Dragone); fra 2.000 anni la stella polare cesserà di essere tale e il polo sarà vicino a Vega (costellazione della Lira) nel 12.000. E’ dovuto al fatto che l’asse terrestre non è sempre parallelo a se stesso. Avviene in senso retrogrado, cioè in senso orario: l’asse terrestre percorre un doppio cono con perno nel centro della Terra. La causa di questo moto è l’attrazione gravitazionale che il Sole e la Luna esercitano sul rigonfiamento equatoriale; tale attrazione tende a raddrizzare l’asse terrestre, che invece tende a rimanere parallelo a se stesso e la componente di questi due moti costituisce il moto doppioconico.
Poiché il Sole e la Luna non sono sempre nella stessa posizione rispetto alla Terra, il moto doppioconoico se visto dall’alto non appare come una circonferenza perfetta, ma è costituito da ondulazioni di periodo uguale a 18,6 anni dette NUTAZIONI.
Il moto doppioconico dell’asse terrestre o moto di precessione luni-solare ha come conseguenza lo spostamento del punto gamma, che anticipa ogni anno di 25’, e che l’anno solare o tropico anticipa di circa 20 minuti, cioè dura 365g 5h 48m 46s, circa 20 minuti in meno dell’anno sidereo. Ciò ha due conseguenze: il nostro emisfero che attualmente durante il semestre autunno-inverno si trova in afelio e durante il semestre primavera-estate in perielo, scambierà le posizioni, cioè nel semestre autunno-inverno saremo in perielio e nel semestre primavera-estate in afelio; i segni zodiacali varieranno le loro date di inizio, anticipando di circa 10 giorni.
L’anticipazione dell’anno solare o tropico di circa 20 minuti e lo spostamento della linea degli absidi hanno come conseguenza la precessione equinoziale, cioè il moto doppioconico dura 21.000 anni anziché 26.000 anni.
2) SPOSTAMENTO DELLA LINEA DEGLI ABSIDI: la linea degli absidi unisce i due fuochi dell’ellisse dell’orbita terrestre e è soggetta a un moto di rotazione antiorario della durata di 117.000 anni; si pensa che tale moto sia dovuto all’attrazione gravitazionale che gli altri pianeti del Sistema Solare esercitano sulla Terra.
3) MOTO DI TRASLAZIONE: tutto il Sistema Solare si sposta alla velocità di 20 km/s in direzione della costellazione di Ercole.
LA LUNA
CARATTERISTICHE
La Luna è l’unico satellite della Terra, ha forma sferica leggermente schiacciata ai poli, raggio di 1738 km, volume pari a 1/49 del volume terrestre, superficie di 38 milioni km2 ; l’assenza di atmosfera provoca forti sbalzi termici (oltre 100°C nella faccia esposta al Sole, -150°C nella faccia in ombra). La superficie lunare si presenta cosparsa di crateri, cioè avvallamenti circolari circondati da un anello roccioso più alto; due sono le ipotesi della loro formazione: fenomeni vulcanici o caduta di meteoriti, che sulla Luna avverrebbe più frequentemente che sulla Terra a causa dell’assenza di atmosfera. Questa seconda ipotesi spiegherebbe anche l’origine dei raggi chiari e riflettenti che spesso circondano i crateri e che sarebbero formati dal materiale prodotto dall’esplosione e proiettato a grande distanza. Sulla superficie lunare si trovano anche delle catene montuose e i “mari”, vaste zone simili a deserti di polvere lunare, detta regolite, che per questo all’osservazione appaiono scuri rispetto ai crateri, che invece appaiono chiari.
L’ORIGINE DELLA LUNA
Le principali ipotesi sull’origine della Luna sono:
1. Ipotesi del distacco: la Luna si sarebbe formata per distacco di un frammento dalla Terra, quando essa era ancora allo stato fluido; questa ipotesi è però in contrasto con le conoscenze litologiche che oggi possediamo riguardo al nostro satellite.
2. Ipotesi della cattura: la Luna sarebbe un corpo celeste autonomo, poi catturato dal campo gravitazionale della Terra.
3. Ipotesi dell’accrescimento: la Luna si sarebbe formata al tempo della nascita del Sistema Solare per aggregazione del materiale in orbita attorno alla Terra.
I MOTI DELLA LUNA
La Luna si caratterizza per due moti principali: il moto di rotazione attorno al suo asse e il moto di rivoluzione attorno alla Terra; essa è inoltre soggetta al moto di traslazione per cui viene trascinata dalla Terra nella sua orbita attorno al Sole.
Sia il moto di rotazione che il moto di rivoluzione avvengono in senso antiorario, cioè da ovest a est, e con uguale periodo di 27g 7h 43m 12s. Come conseguenza di questa coincidenza dalla Terra possiamo vedere sempre la stessa faccia, ma in realtà vediamo circa il 70% della Luna, perché l’asse lunare non è perpendicolare al piano dell’orbita lunare, ma inclinato di 5°, e mentre il moto di rotazione ha velocità costante, quello di rivoluzione non ha velocità costante. Questa ultima causa ha anche un’altra conseguenza, quella delle librazioni apparenti (moto apparente).
GIORNO SIDEREO, SOLARE E LUNARE
Giorno: intervallo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi (o congiunzioni) di un astro su un meridiano terrestre.
Giorno sidereo: periodo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi sullo stesso meridiano terrestre di una stella posta a distanza infinita, e quindi immaginata fissa; corrisponde all’effettiva durata di una rotazione completa della Terra e dura 23h 56m 4s.
Giorno solare: periodo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi del Sole sullo stesso meridiano terrestre. A causa del moto di rivoluzione terrestre, dopo che la Terra ha compiuto una rotazione completa, il meridiano di riferimento è in congiunzione con la stella, data la distanza enorme, ma non lo è con il Sole; il meridiano per essere in congiunzione con il Sole deve ruotare ancora di un angolo di 1°, che corrisponde a 4 minuti. Il giorno solare ha perciò la durata di 24 ore.
Giorno lunare: periodo di tempo che intercorre tra due passaggi successivi della Luna sullo stesso meridiano terrestre;
dopo che la Terra ha compiuto una rotazione completa, il meridiano di riferimento è in congiunzione con la stella e la Terra, ma non lo è con la Luna; il meridiano per essere in congiunzione con la Luna deve ruotare ancora di un angolo di 13°, che corrisponde a 54 minuti. Il giorno lunare ha perciò la durata di 24 h 50 m (giorno sidereo 23h 50m + 54m = giorno lunare 24h 50m), cioè la Luna ritarda il suo sorgere rispetto al Sole ogni giorno di 50 m.
MESE SIDEREO, SINODICO
Mese sidereo: è l’effettiva durata del moto di rivoluzione della Luna attorno alla Terra e dura 27g 7h 43m 12s.
Mese sinodico: è il periodo di tempo che intercorre tra due successive congiunzioni di Sole, Terra e Luna (si ha la situazione di congiunzione tra Sole, Terra e Luna, quando i tre corpi celesti si trovano sullo stesso piano, ma non necessariamente sulla stessa retta; in questo caso si avrebbe un’eclissi di Sole). Dopo una rivoluzione della Luna attorno alla Terra, cioè un mese sidereo, il Sole e la Terra sono in congiunzione, ma non lo sono con la Luna; per tornare in congiunzione con essi deve percorrere ancora un angolo di 27°, che corrisponde a 2g 5h. Il mese sinodico ha perciò una durata di 29g 12h (mese sidereo 27g 7h + 2g 5h = mese sinodico 29g 12h).
FASI LUNARI
Le fasi lunari sono la conseguenza delle diverse posizioni della Luna rispetto alla Terra e al Sole:
1. Quando la Luna si trova tra il Sole e la Terra, cioè in fase di congiunzione, si ha la Luna nuova o novilunio, in cui la Luna sorge e tramonta con il Sole, cioè sorge alle 6 del mattino e tramonta alle 6 di sera (in realtà non è così perché la Luna ritarda il suo sorgere rispetto al Sole di 50 m). Durante questa fase quindi non vediamo la Luna di notte, poiché la parte verso la Terra non è illuminata e risulta perciò buia; in realtà riusciamo a vederla lo stesso grazie alla luce cinerea: il Sole illumina la Terra, che riflette i raggi solari sulla Luna, la quale a sua volta li riflette sulla Terra.
2. La Luna è in fase crescente e si ha la Luna crescente, cioè ci appare uno spicchio luminoso minore della metà dell’intero emisfero lunare, rivolto verso ponente (ovest) via via crescente fino al primo quarto.
3. La Luna dopo 7 giorni ha percorso ¼ della sua orbita e si trova in fase di quadratura, cioè il Sole, la Terra e la Luna formano un angolo retto con vertice nella Terra; si ha il primo quarto, cioè un quarto dell’emisfero lunare risulta visibile. Durante questa fase, poiché la Luna ha ritardato ogni giorno di 50 minuti, cioè complessivamente di 6 ore, sorge a mezzogiorno e tramonta a mezzanotte.
4. La Luna è in fase crescente e si ha la Luna crescente, cioè ci appare uno spicchio luminoso maggiore delle metà dell’emisfero lunare, rivolto verso ponente (ovest) via via crescente fino al plenilunio.
5. La Luna dopo altri 7 giorni (14 in tutto) ha percorso ½ della sua orbita, e si trova in fase di opposizione, cioè dalla parte opposta di quella della congiunzione; si ha la Luna piena o plenilunio, cioè è illuminato tutto l’emisfero lunare. Durante questa fase, la Luna è in ritardo rispetto al Sole di altre 6 ore (12 in tutto) e sorge alle 6 di sera e tramonta alle 6 del mattino. La posizione di opposizione assieme a quella di congiunzione sono dette sigizie o sizigie.
6. La Luna è in fase calante e si ha la Luna calante, cioè ci appare uno spicchio luminoso maggiore della metà dell’intero emisfero lunare, rivolto verso levante (est) via via calante fino all’ultimo quarto.
7. La Luna dopo altri 7 giorni (21 in tutto) ha percorso ¾ della sua orbita e si trova in fase di quadratura, cioè il Sole, la Terra e la Luna formano un angolo retto con vertice nella Terra, ma la Luna questa volta è però dalla parte opposta rispetto alla Terra; si ha il l’ultimo quarto, cioè l’altro quarto dell’emisfero lunare risulta visibile. Durante questa fase, poiché la Luna ha ritardato ogni giorno di 50 minuti, cioè complessivamente di 12 ore, sorge a mezzanotte e tramonta a mezzogiorno.
8. La Luna è in fase calante e si ha la Luna calante, cioè ci appare uno spicchio luminoso minore della metà dell’intero emisfero lunare, rivolto verso levante (est) via via calante fino al novilunio.
Le fasi lunari si ripetono dopo 235 lunazioni, cioè cicli lunari, che corrispondono a 235 mesi sinodici. Le lunazioni fanno parte del ciclo aureo che dura 15 anni e che viene utilizzato per determinare la Pasqua.

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