L'universo

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Categoria:Astronomia

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Testo

L'ambiente celeste
L'universo è composto da miliardi di stelle, che a noi non sono tutte visibili, quelle visibili sono state classificata in costellazioni, il primo a parlare di costellazioni è stato Tolomeo, che nel 150 a.C. Fece un elenco di 48 costellazioni, pero questo elenco fu ampliato da navigatori e astronomi che scoprirono nuove costellazioni; nel 1930 Unione Astronomica Internazionale mise a punto un elenco di 80 costellazione.
Le costellazioni hanno anche un uso pratico infatti servono per orientarsi;
Le principali costellazioni, sono state ideate dai popoli mediorientali, che avevano trovato nell'unione di alcune stelle la somiglianza con creature ed eroi mitologici, le più importanti sono le 12 costellazioni dello zodiaco, che sono quelle in cui il sole passa nel suo moto apparente durante l'anno. Sulle costellazioni un'altra cosa importante da dire è che le stelle solitamente non hanno una connessione reale tra di loro, infatti la loro distanza dalla terra è diversa.
I nomi delle stelle sono sempre in genitivo, e hanno delle abbreviazioni, inoltre sono identificate da una lettera greca, solitamente la lettera alfa va alla stella più luminosa della costellazione; questo metodo è stato ideato dall'astrologo Bayer.
Elementi di riferimento
In antichità si immaginava l'universo come una sfera celeste immaginaria dove le stelle erano tutte alla stessa distanza dalla terra, noi ora sappiamo che non è così ma conserviamo questa visione dell'universo, per creare degli elementi di riferimento.
Gli elementi di riferimento possono essere assoluti o relativi all'osservatore:
Per avere gli elementi di riferimento assoluti dobbiamo prima prolungare idealmente l'asse terrestra, cosi facendo otteniamo l'asse del mondo, che si interseca nella nostra sfera celeste in due punti, che chiameremo poli celesti, che sono allineati ai poli terrestri. Poi se sezioniamo la sfera celeste con un piano perpendicolare all'asse del mondo ed equidistante dai due poli celesti, otteniamo la circonferenza massima detta equatore celeste, poi utilizzando i piani paralleli ad essa troviamo i paralleli celesti, mentre si prendiamo i piani paralleli all'asse del mondo abbiamo i meridiani celesti, anche se per la pratica si considerano i semimeridiani, ordinati in ordine antiorario, partendo dal meridiano celeste fondamentale, che è la metà del coluro equinoziale, ovvero il circolo massimo passante per i poli celesti e per i due punti equinoziale, il punto y ovvero l'equinoziale di primavere, il punto il punto equinoziale d'autunno; questi nella sfera celeste vengono individuati dall'intersezione tra l'equatore celeste, e l'eclittica che è l'apparente percorso del sole in un anno. Questi due sono inclinati l'uno rispetto all'altro di 23°27'.
Gli elementi relativi all'osservatore, dipendono appunto dalla posizione di quest'ultimo.
Ponendo un osservatore in qualsiasi punto della terra, lui troverà lo zenit e il nadir intersecando la verticale del luogo in cui si trova con la sfera celeste; mentre il piano parallelo all'osservatore è l'orizzonte astronomico; Un'altro elemento relativo è il meridiano locale, che è quello che passa par lo zenit e il nadir.
Un'altra cosa importante è che per un osservatore, in un determinato punto, esistono tre tipo di stelle, le occidue che sono quelle che non si vedono sempre, quindi che sorgono e poi tramontano, poi ci sono le stelle circumpolari, che sono visibili in ogni momento, e le anticircumpolari, che non si vedranno mai.
Coordinate Celesti
Anche le coordinate celesti si dividono in Relative e Assolute.
Le coordinate relativo, sono coordinate orizzontali o altazimutali, e sono l'azimut e l'altezza:
l'azimut è l'arco di orizzonte, tra il circolo verticale stellare e il Sud, e si misura in senso orario, mentre l'altezza è l'arco del circolo verticale tra la stella è l'orizzonte e si misura partendo dell'orizzonte.
Le coordinate assolute invece sono coordinate equatoriale o orarie, e sono la declinazione, l'angolo orario, l'ascensione retta.
La declinazione, è l'arco del meridiano celeste tra la stella e l'equatore celeste, e va da -90° a + 90°.
l'angolo orario è l'arco di equatore tra il meridiano stellare e il mezzocielo, quest'ultimo è l'intersezione tra l'equatore celeste e il circolo meridiano, e si misura in senso orario.
Infine c0p l'ascensione retta che è l'angolo tra il punto equinoziale y e il meridiano stellare e si misura in senso antiorario.
Distanze astronomiche
Per misurare le distanze tra i corpi celesti, si possono usare tre unità di misura a seconda delle distanze:
La più “piccola” è l'unità astronomica (U.A.) che corrisponde alla distanza media tra terra e sole che equivale a 149600000 km.
Dopo di essa c'è l'anno luce (a.l.) ovvero la distanza percorsa dalla luce in un anno, che corrisponde a 9463 miliardi di km .
L'ultima unità di misura e il parsec o parallasse secondo (pc), che corrisponde alla distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell'asse terrestre sotto l'angolo di 1”; questa distanza equivale a 30900 miliardi di km, o a 3,26 a.l., con il parsec si possono misurare stelle che hanno il parallasse superiore di un centesimo di secondo di grado.
Le caratteristiche delle stelle
Sin dall'antichità le stelle sono state classificata per la loro luminosità, gli antichi avevo conferito 6 classi; ora sappiamo che tra una classe e l'altra vi è una differenza di luminosità di circa 2,5 volte, inoltre con il passare del tempo le classi sono aumentate andando anche in negativo, questa però è la magnitudine apparente, ovvero come a noi ci appaiono, quindi sono condizionata dalla distanza, se vogliamo invece sapere la vera magnitudine dobbiamo usare quella assoluta che corrisponde alla luminosità che avrebbe una stella se posta a 10 parsec da noi; la relazione che c'è tra magnitudine assoluta (M) e magnitudine apparente (m) è uguale a M= m + 5 – 5logd. Inoltre esistono le variabili pulsanti, che sono stelle che hanno variazioni di luminosità. Poi esistono le stelle doppie o sistemi di stelle, che sono stati scoperti, perché si è visto che alcune stelle splendevano meno a seconda dei giorni, questo perché, queste stelle ruotando una attorno all'altra si eclissano.
Altre caratteristiche importante sono la temperatura, la composizione e le classi spettrali, che si trovano attraverso gli spettri stellari, che sono le impronte digitali delle stelle e si misurano con gli elettroscopi.
La temperatura si riesce a individuare con lo spettro per due motivi, il primo è che aumentando la temperatura diminuisce la lunghezza d'onda, il secondo motivo e il colore, infatti se è blu vuol dire che è più caldo, se è rosso, vuol dire che è più freddo.
Inoltre con gli spettri è possibile determinare la composizione delle stelle che in genere è 80% H 19% He e 1% altri componenti.
Per finire ci sono le classi spettrali, che sono 7 O B A F G K M, una stella fa parte di una determinata classe in base alla sua temperatura, la classe O è la classe più calda infatti le stelle appartenenti ad essa hanno una temperatura che varia da 30000 a 60000° K, mentre le M è la più fredda in cui le stella hanno temperature intorno ai 3000° K.
Grazie allo spettroscopio possiamo capire anche se una stella si sta avvicinando a noi o si sta allontanando, infatti, se si allontana la sua lunghezza d'onda aumenta e la stella ci appare più rossa di quanto non sia in realtà, mentre se si avvicina la lunghezza d'onda diminuisce e ci appare più blu di quanto non sia.
L'ultima caratteristica delle stelle è la nebulosa che non è altro che materiale interstellare, che è simile ad una nebbia ed è composto da materia fine e da gas; esistono tre tipi di nebulose: nebulose oscure, che sono prive di luce, nebulose a riflessione, che sono poco illuminate e sono attraversate da raggi di stelle molto vicine, poi ci sono le nebulose ad emissione che hanno una tenue luce propria che le rende fluorescenti, e sono composte principalmente da gas. Ed è proprio da queste nebulose che nascono le stelle.
L'evoluzione dei corpi celesti
Nelle stelle vi è un equilibrio termodinamico, senza di questo la stella collasserebbe su se stessa; questo equilibrio è dovuto al fatto che più si va verso il centro della stella più il gas aumenta la sua densità e il suo peso, che si contrappone alla forza di gravita.
Al centro del sole infatti ci sono circa 15000000 di gradi K e una densità di 134g/cm3 ed a questa temperatura non vi sono legami molecolare, e i gas sono formati da elettroni liberi e da nuclei atomici, che sono essenzialmente di idrogeno e di elio, gli scontri tra questi sono talmente violenti che causano fusioni termonucleari in cui l'idrogeno diventa elio, e per ogni nucleo di elio formatosi si perde lo 0,7% di massa che so converte in energia secondo la formule E= mc2. Il sole per esempio perde 4,5 milioni di tonnellate al secondo, e a questa velocità durerebbe ancora 5 miliardi di anni.
Però non tutte le stelle bruciano il loro “carburante” alla stessa velocità del sole, ci sono stelle azzurre che bruciano molto più velocemente del sole e stelle rosse che bruciano molto più lentamente, noi possiamo costruire l'evoluzione delle stelle con una specie di “istantanea” dell'universo che sarebbe il diagramma H-R, in cui si pone nelle ascisse la loro temperatura e in ordinata la loro luminosità posto il sole con valore 1. In questo diagramma la maggior parte delle stelle si raccolgono lunga una fascia, la sequenza principale, mentre altre si distribuiscono in specifici settori del diagramma, quindi grazie a questo possiamo sapere le principali fasi dell'evoluzione stellare.
Le stella nascono dalle nebulose che sono formate da polveri e da gas freddi composti per oltre il 90% da idrogeno, in cui vi è un processo di aggregamento, in cui le particelle si avvicinano e si addensano per via dell'attrazione gravitazionale, e pian piano l'energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica che fa aumentare la temperatura del corpo gassoso che si trasforma in una protostella. E a causa della forza di gravità le polveri si addensano sempre di più e il nucleo aumenta di temperature, ma se la massa iniziale è scarsa, ovvero 1/100 della massa solare, la contrazione si ferma e la stella diventa una nana bianca, invece se la massa è sufficiente continua a riscaldarsi fino a quando si innescano le prime reazioni termonucleari, raggiungendo così l'equilibrio termodinamico. Le stelle che hanno una grande massa, diventano più calde e consumano l'idrogeno più in fretta, milioni di anni, mentre le stelle come il sole che hanno una massa più piccola bruciano lentamente, e posso durare miliardi di anni..
Quando l'idrogeno è del tutto consumati, il nucleo di elio essendo più pesante fa collassare la stella, cioè la fa contrarre su se stessa, in questo processo si raggiungono temperature pari a 100 milioni di gradi K, in cui l'elio si trasforma in carbonio, e per via dell'alta temperatura, la superficie si espande enormemente e si raffredda, finché la forza di gravità non fa raggiungere un nuovo equilibrio, così si ha una gigante rossa.
Se la massa iniziale e molto grande, si innescheranno altre reazioni termonucleari che produrranno altri elementi chimici, ma alla fine quando finirà il combustibile anch'essa diventerà una gigante rossa.
Quindi tutto dipende dalla massa iniziale della stella, se infatti essa è di poco inferiore del sole la stella collasserà e diventerà di dimensione come quelle della terra, le nane bianche, che si raffredderanno lentamente.
Se la massa è come quella del sole, o di poco più grande massimo 8 volte, posso accadere due cose:
Di solito diventano nane bianche, anche se prima attraversano la fase di gigante rossa, ma perdono gli strati più esterni che vengono trascinati via dal vento stellare, fino a diventare una nana bianca. Oppure a loro luminosità aumenta di 150000 volte nel giro di poche ore, e rimane tale per qualche settimana, poi nel giro di un anno ritorna come prima, queste stelle vengono chiamate novae.
Se la massa e di almeno una decina di volte più grande del sole, le temperatura arriverà a miliardi di gradi K facendo innescare tantissime reazioni termonucleari, dando vita a nuclei di ferro, e a questo punto il collasso sarà talmente violento che libererà una grandissima quantità di energia che provoca un'esplosione gigantesca, nella quale la maggior parte della stella, chiamata supernova si disintegra e viene lanciata nello spazio, il materiale si addensa con una densità più grande di 1 milione di volte rispetto quella di una nana bianca, qui i protoni e gli elettroni si fondono per formare neutroni, e l'intera massa della stella si concentra in 20-30 km, e così nasce una stella di neutroni.
Per Finire se la stella è qualche decina di volte più grande del sole, dopo la supernova, la contrazione continua e la densità aumenta facendo diventare il corpo sempre più piccolo circondato da un grandissimo campo gravitazionale, e nasce così il cosiddetto buco nero.
L'ultimo quesito che ci rimane da risolvere è come mai nel sole ci sono più di 60 elementi chimici.
Questo perché il sole è una stella di seconda mano, cioè è nata dopo l'esplosione di un'altra stella, che aveva raggiunto temperature talmente elevate che si sono verificate fusioni termonucleari in grado di produrre tantissimi elementi chimici.
Le galassie e la struttura dell'universo.
Tutte le stelle e le nebulose che possiamo vedere senza grandi strumenti fanno parte della nostra galassia, che comprende oltre 6000 stelle visibili a occhio nudo e la via lattea.
La galassia comprende oltre 100 miliardi di stelle e il suo diametro è di circa 100mila anni luce e lo spessore è di 15 mila a.l del centro ai 1000 del bordo, il centro è in direzione della costellazione del sagittario che è a 27mila anni luce da noi. Inoltre nella nostra galassia ci sono degli ammassi stellari, che sono dei gruppi di stelle vicini che si muovono assieme, questi posso essere aperti, costituiti da centinaia di stelle distribuite irregolarmente, oppure globulare, formati da 100mila a 1 milione di stelle distribuite regolarmente e che formano una sfera.
Pero anche se la nostra galassia ha una massa superiore di 200miliardi di volte quella del sole, è solo una piccola parte dell'universo, infatti alcune macchie di luce piccolissime, si sono scoperte essere altre galassie. Queste galassie posso essere ellittiche, spirale, altre sono a spirale sbarrata, poi esistono galassia globulari e galassie irregolari. Il numero di galassie visibili a noi e di qualche centinaio di miliardi, e la distanza media tra di loro è di circa 2,5 milioni di volte, inoltre sappiamo che tendono ad unirsi a gruppi, infatti nel raggio di 3 milioni di a.l. Dalla via lattea ci sono una trentina di galassie che formano il Gruppo Locale, comunque si sono individuati numerosissimi ammassi galattici, che hanno diametri medi di 8 Mpc( 106 parsec) in cui le galassie sono legati gravitazionalmente tra di loro, la via Lattea fa parte dell'ammasso della vergine.
Infine sono stati scoperti ammassi di galassie, che sono estesi per centinaia di Mpc. Però la distribuzione non è regolare, infatti l'universo sembra ad avere una struttura spugnosa.
Nell'universo ci sono corpi che emettono onde radio, alcuni sono supernovae, altre sono alcune galassie, che prendono il nome di radiogalassie, come ad esempio Centauro A.
Grazie alla tecnologia si è scoperto che in queste galassie ci sono getti di materia, lunghi migliaia di anni luce che si allontanano ad una velocità di 1000 km al secondo.
Inoltre dallo spazio ci arrivano dei segnali provenienti da oltre le galassie conosciute, questi segnali sono di grandissima intensità, e provengono da corpi stellari denominati quasar, questi sono lontanissimi da noi, la maggior parte è ad 1 miliardo di a.l., ed è proprio un quasar il corpo più lontano che sia stato studiato, che si trova a 10 miliardi di a.l., e grazie all'intensità sappiamo che questo quasar è circa mille miliardi di volte più luminoso del sole.
Origine ed evoluzione dell'universo
Nel 1929 Hubble ha scoperto che le galassie si stanno allontanando ad una velocità di migliaia di km al secondo, inoltre secondo la legge di Hubble le galassie si stanno allontanando con velocità tanto più alta quanto più sono lontane. Il rapporto tra velocità e la loro di stanza dalla terra è costante e viene indicato con H0 che è la costante di Hubble; quindi dove v è la velocità di allontanamento in km/s e la d è la distanza i Mpc.
Tutto ciò si può spiegare se si ammette che l'universo è in espansione, per cui ogni oggetto che ne fa parte si allontana da un'altro. Con la legge di Hubble si può calcolare distanze nello spazio più profondo conoscendo la velocità di allontanamento.
Sull'origine dell'universo ci sono diverse ipotesi, una delle quali è quella che in origine l'universo era stazionario, però questa teoria ha incontrato numerose difficoltà, per esempio alla mancanza di
L'altra teoria quella dell'espansione dell'universo, che è quella più accreditata, è stata formulata negli anni 40, dove Gamow descrisse un Universo in continua espansione a partire da uno stato primordiale, attraverso un iniziale big bang. Questa teoria è stata rielaborata ed è nota come modello dell'universo inflazionario.
Secondo questa teoria, all'inizio nell'istante 0, che è dagli 11 ai 15 miliardi di anni fa, tutto l'universo era concentrato in un volume più piccolo di un atomo, con una densità pressoché infinita ed una temperatura di miliardi e miliardi di gradi, che ad un certo punto si è squartato con un esplosione immane, il big bang, nella quale lo spazio si generò insieme all'espansione.
Subito dopo la nascita, l'universo sarebbe passato in una fase dove le forze fondamentali si sarebbero comportate in maniere diversa rispetto a come si comportano oggi, e si sarebbe verificata una violentissima espansione che nel giro di 10-32 secondi avrebbe fatto aumentare il volume dell'universo di miliardi e miliardi di volte mentre la temperatura sarebbe scesa fin quasi lo 0 assoluto, questa è la fase dell'inflazione, dopo di essa si sarebbe liberata una grande quantità di calore, la sfera di fuoco avrebbe preso ad espandersi più lentamente. Nei primissimi istanti, esistevano solo, le particelle elementari, quark ed elettroni, poi quando la temperatura scese a 1 miliardo di gradi K, iniziarono a formarsi i primi nuclei atomici, ma solo 300mila anni dopo, quando la temperatura scese intorno ai 3mila K, gli elettroni furono catturati dai nuclei formando un gas neutro composto dalla maggior parte da idrogeno e da una piccola parte dall'elio.
Delle radiazioni emesse dalla sfera di fuoco se ne è trovata una traccia, anche se indebolita, infatti alcuni scienziati hanno trovato una radiazione di fondo, con una temperatura di 3 K, tale radiazione è nota come l'eco del big bang.
Dopo il primo miliardi di anni L'universo assunse le condizioni fisiche a noi familiari, la temperatura era come quella di una normale stella, e la materia era composta da idrogeno elio, elettroni, protoni e fotoni.
Ora il problema è sapere come proseguirà l'espansione dell'universo, tutto è legato al valore della densità, infatti se la densità è inferiore al valore critico, l'espansione continuerà senza mai finire, e le stelle consumeranno tutto il combustibile e l'universo diventerà un insieme di corpi freddi.
Tra 1030 anni solo i buchi neri continueranno ad crescere, mentre le stelle diminuiranno fino a che tra 1060 anni le uniche concertazioni di massa saranno i buchi neri, ma anch'essi finiranno per dissolversi e tra 10100 anni rimarranno solo poche particelle.
Invece se la densità è superiore a quella critica e la forza di gravità riuscisse a frenare l'universo, si può pensare che le galassie finiranno per invertire l'universo, dando via ad un percorso a ritroso, che finirebbe in un big crunch, nella quale si tornerebbe allo stato primordiale.

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