Sistemi di riferimento e misurazione

Materie:Appunti
Categoria:Astronomia

Voto:

1 (2)
Download:343
Data:28.05.2007
Numero di pagine:9
Formato di file:.doc (Microsoft Word)
Download   Anteprima
sistemi-riferimento-misurazione_1.zip (Dimensione: 18.74 Kb)
readme.txt     59 Bytes
trucheck.it_sistemi-di-riferimento-e-misurazione.doc     77 Kb


Testo

ASTRONOMIA
La scienza che studia i corpi celesti, descrivendone caratteristiche e movimenti. Ancora oggi abbiamo la stessa sensazione degli antichi: quella di essere sovrastati da una grande cupola punteggiata da migliaia di stelle (volta celeste) in realtà le stelle si trovano in uno spazio tridimensionale a distanze enormemente diverse da come ci appaiono. E’ comunque utile mantenere questa illusione per creare un sistema di riferimento che ci permetta di localizzare i corpi celesti.
Le stelle della Via Lattea sono puntiformi perché ad enormi distanze da noi, le galassie sembrano delle nubi ma sono aggregati di milioni di stelle ancora più distanti, i pianeti corpi opachi e i satelliti che vi ruotano intorno. Le stelle non sembrano variare la loro posizione e sono perciò dette fisse mentre i pianeti, il Sole e la Luna cambiano nel tempo visibilmente la loro posizione.
Le costellazioni, cioè sistemi di stelle ben visibili sono solo apparentemente vicine disposte come su di un piano ma per effetto prospettico.
Stelle: corpi celesti che emettono luce propria.
Pianeti:corpi celesti che brillano di luce riflessa e rivoluzionano intorno ad una
stella.
Satelliti: corpi celesti che non brillano di luce propria e rivoluzionano intorno ad
Un pianeta.
ASTRONOMIA CLASSICA
Da Stonehenge fino a Copernico.
ASTRONOMIA MODERNA
Fino al 1900 scoperta del cannocchiale
Telescopio
Eliocentrismo
Orbite circolari
Determinismo
ASTROFISICA
Quando viene inglobata la fisica con la legge di PLANK
Meccanica Quantistica: E = h∙ν
Dove E indica l’energia, h è la costante di Plank pari a 10 e ν è la FREQUENZA inversamente proporzionale alla lunghezza d’onda(distanza tra 1 cresta d’onda e l’altra) e direttamente proporzionale alla velocità della luce nel vuoto(300 000 km/sec) secondo la formula:
ν = c/λ
La TEORIA DELL’INDETERMINAZIONE di HEISENBERG
Secondo cui non si può calcolare la velocità o la posizione di una particella
piccola come l’elettrone (II rivoluz. Scientifica).
e la RELATIVITA’ GENERALE 1917 di EINSTEIN
“ RISTRETTA 1905 “ “
SISTEMA DI RIFERIMENTO
Per determinare le posizioni di un astro occorre individuare gli elementi di riferimento in base ai quali fissare le coordinate. Se prolunghiamo l’asse terrestre esso prende nome di asse del mondo e incontra la sfera nel polo nord celeste e nel polo sud celeste.
L’equatore celeste è la circonferenza risultante dall’intersezione del piano perpendicolare all’asse del mondo passante per il centro della sfera celeste. Sono invece proiezione di quelli terrestri i paralleli e i meridiani celesti che creano un reticolato di linee da riferimento per le coordinate equatoriali. Il parallelo fondamentale è l’equatore celeste e il meridiano fondamentale è quello passante per il punto Y (sole equin.primav.).
Per i punti di riferimento che riguardano un osservatore sulla terra si usa una retta immaginaria passante per il punto in cui si trova l’osservatore e incontra la volta celeste nello zenit (sul capo dell’osservatore) e nel nadir, nell’emisfero opposto.
Il piano passante per il centro della sfera celeste e perpendicolare alla verticale del punto dell’osservatore è il piano dell’orizzonte astronomico. Possiamo infine definire come circoli verticali le circonferenze passanti per lo zenit e il nadir dell’osservatore. Una sola di queste passa per i poli celesti ed è detta meridiano locale.
Zenit, nadir e orizzonte astronomico sono i riferimenti delle coordinate altazimutali.
COORDINATE EQUATORIALI
Coordinate indipendenti dalla posizione dell’osservatore. Formano un sistema di riferimento assoluto, equivalgono alla latitudine e longitudine terrestri.
La posizione di un astro è definita da declinazione e dall’ascensione retta. La declinazione è la distanza angolare del corpo celeste considerato dall’equatore celeste varia dai 90° nord ai 90°sud. L’ascensione retta è l’angolo misurato i senso antiorario tra il meridiano fondamentale e quello celeste passante per l’astro considerato, sì misura in ore minuti e secondi.
COORDINATE ALTAZIMUTALI
L’altezza di una stella (h) è l’angolo tra la direzione della stella e il piano dell’orizzonte astronomico. L’azimut (a) è l’angolo tra il meridiano locale e il circolo verticale passante per l’astro misurato su piano dell’orizzonte in senso orario a partire da sud.

MODIFICAZIONI GIORNALIERE E STAGIONALI DELLA SFERA CELESTE
Le stelle fisse sono solidali tra loro, durante la notte, compiono infatti una traiettoria da est a ovest e il punto più alto della loro traiettoria è detto di culminazione. Non sempre però sorgono e tramontano: stelle occidue, sorgono culminano e tramontano poiché compiono, intorno alla Stella Polare circonferenze talmente ampie da essere in parte percorse al di sotto dell’orizzonte dell’osservatore; stelle circumpolari che compiono circonferenze più piccole quindi non finiscono mai al di sotto dell’orizzonte. Il movimento annuale e giornaliero delle stele fisse avviene senza che esse modifichino le loro coordinate equatoriali.
Il Sole e la Luna si muovono indipendentemente e occupano posizioni diverse rispetto allo sfondo celeste.

GLI STRUMENTI DELL’ASTRONOMIA
L’invenzione del cannocchiale nel XVII secolo con Galilei segna il passaggio all’astronomia moderna.
I moderni derivati del cannocchiale sono i telescopi ottici: raccolgono la luce proveniente dai corpi celesti per mezzo dell’obiettivo e la fanno convergere nel fuoco dove si forma l’immagine. Oltre la capacità di raccogliere luce vi sono la capacità di ingrandimento e il potere di risoluzione.
L’ ingrandimento è il rapporto tra la distanza focale dell’obiettivo e quella dell’oculare; non può essere ridotta oltre certi limiti senza distorcere l’immagine.
Il potere di risoluzione è la capacità di far percepire come separate due sorgenti luminose vicine determinando la nitidezza dell’immagine. Migliora all’aumentare
del diametro dell’ obiettivo secondo la formula ρ = k λ/D
dove ρ è la distanza angolare alla quale due sorgenti sono viste distinte, D è il diametro dell’obiettivo e λ la lunghezza dell’onda elettromagnetica considerata. D e ρ sono inversamente proporzionali.
TELESCOPI A RIFRAZIONE
Il cui obiettivo è una lente, di notevoli dimensioni e priva di qualsiasi imperfezione superficiale ma hanno il difetto del fenomeno di aberrazione cromatica, per il quale la luce bianca, passando per una lente si scompone nei diversi colori che la compongono rifratti in base alle loro frequenza e messi a fuoco a distanze diverse provocando una cattiva messa a fuoco dell’immagine.
TELESCOPI A RIFLESSIONE
Tipo Newton: Raccolgono la luce tramite uno specchio primario parabolico e la convogliano ad uno specchio piano secondario inclinato di 45° che riflette sino all’oculare ne esistono diverse varianti come quella di Cassegrain e di Coudè. La curvatura dello specchio primario è fondamentale per la concentrazione dei raggi luminosi.
Tipo di tecnologia MMT: formato da sei specchi che fanno convergere la luce ad un unico fuoco.
Tipo di tecnologia NTT: con un unico sottile specchio di grande diametro dotato di un sistema di pistoni a ventose che ne correggono continuamente la curvatura.
Tipo Keck: dotati di 36 specchi disposti a mosaico ognuno regolabile con tecnologia NTT.

RADIOTELESCOPI
I corpi celesti inviano ogni tipo di radiazioni elettromagnetiche. L’atmosfera terrestre è sostanzialmente impenetrabile per tutte le frequenze eccetto che per la luce visibile e le onde radio.
Grazie ai radiotelescopi sono state scoperte le radiogalassie, i quasar, i pulsar ed esplorato le zone opache della Via Lattea.
I radiotelescopi sono sistemi di antenne che raccolgono onde radio, le amplificano e le registrano su grafico. La capacità dello strumento diminuisce all’aumentare della lunghezza d’onda; il problema è stato risolto con l’invenzione dei radionterferometri:
cioè radiotelescopi multipli con antenne dislocate a notevole distanza che inviano le informazioni ad un unico ricevitore.
Grazie alla radioastronomia possiamo ricavare la distanza da noi dell’oggetto celeste inviando un segnale radio e calcolando il tempo che ci mette per tornare indietro.
Visto che durante la notte la volta celeste ruota per noi da est a ovest, i telescopi, saldamente fissati a terra per non risentire di vibrazioni, ruotano in due direzioni per rimanere puntati sulla stalle per consentire la determinazione diretta delle sue coordinate equatoriali.
Nel 1990 fu messo in orbita il telescopio Hubble a circa 600 km di quota, è un telescopio a riflessione che può operare anche nel campo dell’ultravioletto.
ANALISI SPETTRALE
Ci sono diversi sistemi per misurare la distanza, la grandezza e la composizione chimica di un corpo celeste. Ma dobbiamo fare una premessa:
un CORPO NERO METALLICO emette radiazioni a frequenza tanto maggiore quanto maggiore è la temperatura cui lo si porta.(nucleo di una stella metallo incandescente) emette radiazioni che, se passano da un mezzo ad un altro subiscono una SCOMPOSIZIONE(se il raggio è POLICROMATICO) nei vari colori formando uno SPETTRO CONTINUO.
Se facciamo passare la luca attraverso un gas rarefatto(gas emessi dalla stella) lo spettro sarà A BANDE COLORATE ogni banda indicherà la presenza di un gas i particolare e più le linee nere saranno intense più sarà elevata la temperatura superficiale della stella.
Così è stato scoperto che le stelle sono composte al 90% da H e He ionizzati per le alte temperature.
Le stelle in avvicinamento mostrano un blueshift cioè delle bende nere al posto del blu, quelle in allontanamento un red-shift come prova dell’espansione dell’Universo abbiamo l’allontanarsi continuo delle galassie provato dal loro redshift.

DISTANZA DI UNA STELLA
Misurabile in U.A unità astronomica, utilizzata all’interno del sistema solare pari a
150 milioni di km cioè la distanza media terra-sole.
In Anni Luce: 9 ∙10 km ovvero la distanza percorsa dalla luce nel vuoto in un anno
a 3000 000km/sec.
O in Parsec P.C.:distanza alla quale un oggetto celeste ci appare sotto un angolo di
parallasse di un secondo di arco.
Secondo la formula P.C. = 1/p
Parsec

L’Angolo di parallasse corrisponde al semiasse di orbita terrestre ed è inversamente proporzionale alla distanza della stella. Un secondo di arco è pari ad 1/3600 di grado. Oltre i 100 parsec, pari a 3,26 anni luce, non si può andare con il metodo di parallasse.
Dobbiamo introdurre, prima di analizzare il Metodo delle Cefeidi, un'altra caratteristica stellare: la LUMINOSITA’
La LUMINOSITA’ ASSOLUTA è quella effettivamente irraggiata da una stella e dipende dalla superficie secondo il rapporto
L = 4π r ² ∂ T
Dove ∂ è detta costane di Baltman e la T è misurata in Kelvin
La LUMINOSITA’ RELATIVA quella misurata dai fotometri è direttamente proporzionale a quella assoluta ed inversamente alla distanza al quadrato, della stella secondo il rapporto:
L = K ∙ L / d ²
L’unità di misura è la MAGNITUDO distinguiamo quindi in
MAGNITUDINE RELATIVA cioè quella che si misura con i fotometri m
e MAGNITUDINE ASSOLUTA quella che avrebbero gli oggetti se fossero posti
tutti alla stessa distanza, di 10 parsec, da noi. M
il rapporto tra magnitudine assoluta, relativa e distanza dell’oggetto cioè
M = m + 5 – 5 log
METODO DELLE CEFEIDI
Le Cefeidi sono stelle variabili pulsanti che cioè sono luminescenti a periodi, come la Polare.
Se conosciamo la Magnitudine assoluta di una delle due stelle possiamo ricavare la luminosità e le sue dimensioni reali, in un sistema di variabili pulsanti in cui le stelle con il periodo di pulsazione più lungo sono le più luminose.
Con un algoritmo tra periodo di pulsazione e magnitudine assoluta è possibile ricavare la magnitudine relativa e, con la formula M = m + 5 – 5 log, la distanza; maggiore è il periodo di pulsazione, maggiore la magnitudine assoluta.
COLORE DI UNA STELLA
Se una stella è rossa la sua temperatura superficiale è bassa, inferiore dai 3 000 Kelvin in giù.
Se è blu ha un’alta T superficiale (dai 20-25 000 Kelvin).
Gli spettri forniscono un’indicazione precisa della temperatura superficiale, della composizione chimica, in base alle caratteristiche dei loro spettri la stella sono state suddivise in CLASSI SPETTRALI:
O (+ calde)
B
A
F
G --sole 6 000 K
K
M(+ fredde) + righe di Fraunover
Più righe di Fraunover vi sono(nere) più la stella è antica perché queste linee segnano la presenza dei vari elementi e se ce ne sono in abbondanza vuol dire che la stella ha avuto tempo per sintetizzarli.
EFFETTO DOPPLER
Le stelle e gli altri oggetti celsti si muovono nello spazio, e presentano un blue shift se sono in allontanamento e un redshift se sono in avvicinamento, la causa è l’ Effetto Doppler:
quando la sorgente si avvicina le onde risultano compresse e la lunghezza d’onda diminuisce, la sua modificazione si esprime con una deviazione verso il blu se invece la lunghezza d’onda si estende abbiamop un redshift.
MASSA
Per determinare la massa di una stella, questa deve far parte di un sistema binario in quanto questo tipo di stelle sono attratte reciprocamente da forze di attrazione gravitazionale e rivoluzionano intorno ad un baricentro comune.
Si calcola con la formula della legge Keplero-Newton:
A + B/P = K d³
In cui A+B è la somma delle masse, P è il periodo di rivoluzione, k una costante e
d³ la distanza al cubo.
Per individuare il baricentro al fine di calcolare la rotazione, le binarie devono essere visuali.
Il tempo di vita di una stella è inversamente proporzionale alla sua massa.

Esempio



  


  1. antonio

    sto cercando uno strumento per oggettivizzare la qualità degli specchi


Come usare