Tesina sulla Galassia di Astronomia

Materie:Tesina
Categoria:Astronomia
Download:687
Data:16.04.2007
Numero di pagine:13
Formato di file:.doc (Microsoft Word)
Download   Anteprima
tesina-galassia-astronomia-terza-prova-maturita_1.zip (Dimensione: 12.41 Kb)
trucheck.it_tesina-sulla-galassia-di-astronomia.doc     47 Kb
readme.txt     59 Bytes



Testo

LA GALASSIA
La Via Lattea è una parte di un sistema di centinaia di miliardi di stelle, tra le quali anche il sole. Questo sistema nel suo complesso è la Galassia: vista dall’esterno, presenterebbe una struttura a spirale, con quasi la totalità delle stelle raggruppate in una struttura a forma di lente biconvessa. Questa struttura costituisce il disco galattico, il cui piano equatoriale è il piano galattico, ricco di materia interstellare. Il rigonfiamento centrale è il nucleo galattico, da cui escono alcuni bracci a spirale; attorno al nucleo c’è un alone di stelle, detto alone galattico. Nel centro galattico ci sono fenomeni fortemente energetici, mentre nei bracci a spirale dominano materia interstellare e ammassi aperti (popolazione I, oggetti giovani). Nell’alone galattico ci sono ammassi globulari (popolazione II). Il sole si trova su un braccio a spirale sul piano galattico.
La Galassia è dotata di rotazione differenziale, ovvero la velocità di rotazione delle stelle intorno al centro galattico decresce regolarmente con il crescere della loro distanza dal centro.
Il suo raggio dovrebbe essere più o meno di 100 Kpc, e la massa (massa visibile 150-250 miliardi di masse solari) da 600 a 2000 miliardi di masse solari, dove gran parte della massa invisibile è costituita dai neutrini.
Si ritiene che si sia originata 10-20 miliardi di anni fa da un processo di condensazione e frazionamento di un gas che pervadeva l’universo; si ebbe per collasso una prima generazione di stelle e allo stesso tempo si formarono i bracci a spirale. Oltre ad un’evoluzione dinamica ci fu anche un’evoluzione chimica, data dal continuo apporto di materiale ricco di “metalli” conseguente alle esplosioni di supernove.
LE GALASSIE
Fu Edwin Hubble nel 1926 il primo a rendersi veramente conto di altre galassie, che prima venivano chiamate semplicemente nebulose.
Per misurarne le distanze non era possibile usare il metodo della parallasse:
- primo metodo era quello delle Cefeidi, per le quali era possibile dedurne la magnitudine assoluta dal periodo di variabilità: se si osservano quindi Cefeidi in un ammasso o in una galassia, esse ne indicano le rispettive distanze. Questo fino a distanze di 1000 parsec.
- per distanze maggiori c’è il metodo delle supernove: se una supernova di cui sappiamo la distanza esplode possiamo ricavarne un modulo di distanza e quindi la sua magn. Assoluta.
- su questi sistemi si basa il metodo della misura di allontanamento delle galassie: legge di Hubble
V = H * d V è la vel. In Km/sec d è la distanza in megaparsec H = 75 Km/ sec Mpc
Le galassie possono essere:
- a spirale, con bracci a spirale contenenti molta materia interstellare e stelle di popolazione I, di colore bluastro.
- galassie ellittiche, nane o giganti, con struttura compatta, senza materia interstellare, con stelle di popolazione II e colore giallo-rossastro.
Non mancano anomalie di vario tipo, comunque esse possiedono una rotazione differenziale intorno ad un asse. Le loro masse variano tra 1 miliardo e 1000 miliardi di masse solari.
La distanza media tra due galassie è di circa 2,5 milioni di anni luce; esse solitamente sono raggruppate in ammassi di galassie, aperti o globulari; la nostra per esempio è nell’Ammasso Locale, con quella di Andromeda e del Triangolo. Le dimensioni degli ammassi galattici sono di qualche megaparsec.
Lo studio degli ammassi ci porta al problema della massa mancante: si ipotizza che sia contenuta nelle polveri e gas intergalattici, in stelle collassate, in buchi neri o neutrini.
Gli ammassi di galassie possono essere contenuti a loro volta in superammassi di galassie, estesi per centinaia di megaparsec.
RADIOGALASSIE E QUASAR
Nell’universo sono presenti numerose radiosorgenti, alcune sono supernovae, altre radiogalassie, ma dallo spazio ci arrivano anche segnali dai confini dello spazio finora conosciuto, emissioni radio da sorgenti dette quasar
EFFETTO DOPPLER Da osservazioni sistematiche su spettri di galassie a distanze note si sa che tanto maggiore è lo spostamento delle righe spettrali, cioè tanto maggiore è la velocità di allontanamento, tanto più grande risulta la distanza da noi della galassia da cui lo spettro proviene.
Per tale effetto, sappiamo che le quasar sono in allontanamento.
LA COSTANTE DI HUBBLE
Hubble scoprì che: le galassie si stanno allontanando alla velocità di migliaia Km /s; inoltre esse si allontanano con velocità tanto più alta quanto più sono lontane (legge di Hubble).
La costante di Hubble è la costante di proporzionalità tra le velocità di allontanamento delle galassie e le distanze misurate con indicatori di distanza; è proprio quest’ultimo fattore ciò che causa la maggiore incertezza, facendo oscillare H tra 50 e 100 Km / sec Mpc. Tutto ciò ha implicazioni delicate, poiché l’inverso della costante di Hubble, T = 1 / H è un tempo, che nell’ipotesi del Big Bang, rappresenterebbe l’età dell’universo, nell’ipotesi di espansione a velocità uniforme. Gli ammassi globulari hanno 13 miliardi di anni, e l’universo non può essere nato dopo, quindi la costante diventerebbe di 75. Nuove misurazioni la portano però a 87, ma questo porterebbe l’età dell’universo a solamente 11 miliardi di anni. Questo ha causato grandi critiche all’ipotesi del Big Bang, che però è in grado di fornire una spiegazione soddisfacente a tutta una serie di fenomenologie fisiche. Il problema non è chiaramente ancora risolto.
IL BIG BANG CALDO
- All’istante iniziale l’universo era ridotto ad un punto, più piccolo di un atomo, con densità pressoché infinita e con temperature di miliardi e miliardi di gradi, e fino a 10^-43 secondi poteva essere di pura radiazione ad altissima temperatura, e a partire da quell’istante avvenne gradatamente la trasformazione di energia in materia.
- Fino a 10^-5 secondi scende la temperatura e si formano le prime particelle elementari.
- Tre minuti dopo i neutroni reagiscono con i protoni per formare deuterio, che poi diventa elio.
- Alcune centinaia di migliaia di anni dopo la temperatura è di 3000 K ed è possibile la ricombinazione di elettroni e protoni per formare atomi di idrogeno neutro.
- Dopo un milione di anni protogalassie.
- Dopo 500 milioni di anni le prime stelle.
- Un miliardo e mezzo dopo compaiono le quasar, mentre dalle supernove si generano nuove stelle.
La scoperta della massa dei neutrini porta verso l’ipotesi di un universo oscillante, a sostegno del quale c’è anche la legge di Hubble.
Al modello di universo evolutivo si contrappone quello di modello stazionario, suggerito da Bondi, Gold e Hoyle con il principio cosmologico perfetto: a parte piccole irregolarità l’universo presenta il medesimo aspetto in qualsiasi luogo in qualsiasi tempo. Ecco che quindi non ha più inizio né fine, e viene eliminato il problema dell’istante zero, inserendone però quello della creazione dal nulla: infatti al reciproco allontanamento delle galassie conseguirebbe una diminuzione della densità media dell’universo, che dovrebbe essere compensata da una continua creazione nello spazio di nuova materia, la cui aggregazione produrrebbe nuove galassie. La mancanza di qualsiasi conferma sulla possibilità di formazione di nuova materia causò una perdita di terreno di questa teoria. Ci fu poi anche la scoperta di Penzias e Wilson del fondo di radiazione universale, che contribuì a togliere molto credito all’ipotesi di universo stazionario: la radiazione emessa dalla sfera di fuoco iniziale ad alta temperatura, si irraggiava in ogni direzione: quella radiazione oggi dovrebbe impregnare tutto l’universo; essa è come l’eco del big bang, ed è rilevabile con i radiotelescopi in ogni direzione, e corrisponde a una temperatura di 2,7 K (-270°C).
IL SISTEMA SOLARE
E’ un insieme di corpi celesti diversi tra loro ma con origine comune e costretti a muoversi in uno spazio ben definito e governato dalla forza gravitazionale del sole. Il diametro di questa sfera è di 200 000 U.A. Esso comprende:
- il sole - i suoi nove pianeti - almeno 63 satelliti principali e vari anelli di materiali in frammenti - migliaia di asteroidi - una quantità di frammenti che possono diventare meteore o meteoriti - una serie di masse ghiacciate che si muovono alla periferia del sistema solare e che ogni tanto si manifestano sotto forma di comete - la materia interplanetaria, formata da pulviscolo gas e frammenti subatomici.
Il 99,85 % della massa del sistema solare è concentrata nel sole.
ORIGINE DEL SISTEMA SOLARE
5 miliardi di anni fa tutto il materiale è in una nube fredda e diffusa, in uno dei bracci della via lattea; come conseguenza di perturbazioni, forse l’esplosione di una cometa, una parte della nube comincia a collassare su se stessa, assumendo la forma di un disco appiattito al centro del quale si va addensando un proto-sole sempre più denso. La continua collisione tra granuli di ghiacci e di polveri portano alla formazione di corpi via-via maggiori. All’accensione del sole viene emessa una forte esplosione di energia: il vento solare che ne esce pulisce lo spazio da polveri e gas residui. La fornace solare ormai è attiva e i pianeti sono nel pieno della loro evoluzione.
IL SOLE
E’ una stella di sequenza principale, ciò che noi vediamo è la fotosfera, dista 150 000 000 km dalla terra (U.A.). Il suo raggio è di 700 000 km, contro i 6378 della terra.
Per determinarne la massa si usa la terza legge di Keplero:
Con P periodo di rivoluzione della terra (365 giorni), Ms massa solare, mt massa terra , G cost gravitazione universale, a semiasse maggiore orbita terrestre.
La massa della terra è 6*10^24 Kg, quella del sole 2*10^30 Kg.
Noti la sua massa e il suo volume, la sua densità è di 1400 Kg / m^3, superiore a quella dell’acqua per le grandissimi pressioni.
Il sole ruota attorno un suo asse, con velocità diversa a seconda della latitudine, comportandosi quindi come un fluido: 25 giorni all’equatore, 30 al polo.
La luminosità solare è l’energia irraggiata dal sole in tutte le direzioni nell’unità di tempo.
La costante solare è l’energia che incide nell’unità di tempo su un metro quadrato di superficie esposto perpendicolarmente alla linea di vista, fuori dell’atmosfera terrestre, posto alla distanza media della terra dal sole (ovvero la potenza per unità di superficie). Il suo valore è di 1365 J / sm2 e la luminosità risulta 3,86 * 10^26 J / s.
La sua temperatura è di 5780 K.
L’analisi spettroscopica mostra che è composto per il 73% da idrogeno, per 25% da elio mentre il 2% rimanente sono una serie di elementi.
La struttura del sole si divide in:
- il nucleo, dove è in funzione il reattore nucleare a fusine mantenuto stabile dalla forza di gravità; è qui che viene prodotta l’energia, con l’aumentare dell’elio a scapito dell’idrogeno.
- la zona radioattiva trasmette l’energia verso l’esterno attraverso un processo di radiazione.
- la zona convettiva porta energia verso l’esterno mediante un processo di convenzione, secondo il quale la materia sale e scende ciclicamente a causa di differenze di temperature.
- la fotosfera, 5785 K, è l’involucro che irradia quasi tutta la luce e corrisponde al disco luminoso che vediamo. Essa presenta dei granuli che segnano l’affiorare di bolle di gas, ognuno dei quali dura solo pochi minuti. Ci sono anche macchie solari, zone scure che corrispondono a punti relativamente freddi; il loro numero varia da un min a un max con periodicità di 11 anni.
In prossimità di grandi gruppi di macchie compaiono ogni tanto i brillamenti, o flares, violentissime esplosioni di energia associate a potenti scariche elettriche. Vengono liberate enormi quantità di energia a vari milioni di gradi di temperatura, e quando il flusso di particelle raggiunge il nostro pianeta, ci sono le aurore polari e le tempeste magnetiche.
- la cromosfera, 10 000 K, è un involucro trasparente di gas incandescenti che avvolge la fotosfera. Altri fenomeni di questa parte del sole possono essere le protuberanze, ovvero grandi tubi di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano nella corona (15 – 25 000 K).
- la corona è la parte più esterna dell’atmosfera solare ed è formata da un involucro di gas ionizzati, cioè con atomi elettricamente carichi, sempre più rarefatti man mano che ci si allontana. Nella parte più esterna particelle ionizzate hanno velocità sufficienti per sfuggire all’attrazione gravitazionale, disperdendosi come vento solare.
C’è anche da dire che il sole è fatto di atomi che per formarsi hanno avuto bisogno di fornaci nucleari di stelle ben più grandi.
LE TRE LEGGI DI KEPLERO
1. I pianeti descrivono orbite ellittiche di cui il sole occupa uno dei fuochi.
2. Il raggio che unisce il centro del sole al centro di un pianeta (raggio vettore) descrive superfici con aree uguali in tempi uguali.
3. I quadrati dei periodi di rivoluzione dei pianeti sono proporzionali ai cubi delle loro distanze medie dal sole.
Newton poi intuì l’esistenza di una forza attrattrice tra i corpi e ne descrisse gli effetti con la legge della gravitazione universale. Ne risulta che un pianeta subisce una forte attrazione da parte del sole, mentre è debolmente attratto dagli altri pianeti e dalle stelle circostanti: il risultato è l’orbita ellittica.
I PIANETI
I pianeti del sistema solare sono molto diversi tra loro, per temperature, masse, distanze dal sole. Si distinguono due famiglie, i pianeti piccoli, o di tipo terrestre, e i pianeti giganti, o di tipo gioviano. Le differenze maggiori sono nelle dimensioni, mentre le densità dipendono dai materiali. Mercurio, venere, terra e marte sono ricche di rocce e metalli, giove e saturno di idrogeno ed elio, ma anche di ghiacci e un po’ di materiale roccioso. I pianeti terrestri hanno atmosfere tenui o ne sono privi, i gioviani hanno atmosfere dense. I primi hanno pochi satelliti o nessuno mentre i secondi ne hanno numerosi, in più saturno ha anche gli anelli.
CORPI MINORI
Intorno al sole ruotano numerosi altri corpi:
- asteroidi, corpi formati dallo stesso materiale di cui si è formato il sistema solare, hanno dimensioni medie di decine di Km, e l’ipotesi sulla loro origine è di aggregazione graduale con altri corpi minori.
- un meteoroide è un frammento di materiale extraterrestre sparso per il sistema solare che può anche penetrare nella nostra atmosfera diventando una metora. Se raggiunge la terra lo si chiama metorite, o se si deposita sotto forma di polvere, micrometeorite. Le metoriti maggiori possono causare impatti violentissimi, e la loro natura è molto importante perché si crede provengano dagli asteroidi. Si dividono in – lititi, a cui appartengono le condriti - sideriti - sideroliti
Le condriti sono il miglior campione della composizione media del sistema solare.
- le comete sono formate da gas e vapori congelati; attorno ad un nucleo c’è un alone rarefatto, la chioma, alla quale segue la coda. Come scoprì Oort, esse sono distribuite nello spazio a formare una specie di alone sferico attorno al sole (nube di Oort). Migliaia di miliardi di nuclei ghiacciati, che si ritiene si siano formati nella regione dei pianeti giganti, si muovono su orbite lontanissime, e il loro moto può essere cambiato dal passaggio ravvicinato di una stella. Se vengono spostati su orbite vicine al sole e ai pianeti diventano comete, che possono anche entrare in collisione con qualche pianeta.
LA TERRA
L’idea di una terra piatta fu abbandonata definitivamente dagli umanisti del ‘400 che si rifacevano ad Aristotele e Tolomeo. L’area di terra che noi riusciamo ad abbracciare con il nostro sguardo è detta orizzonte sensibile, ed esso aumenta col crescere dell’altitudine del punto di osservazione. Spostandosi lungo un meridiano inoltre varia anche l’altezza delle stelle sull’orizzonte.
Questi due fatti provano che la terra ha superficie curva e convessa. Altre dimostrazioni possono essere la curvatura della superficie, la gravità, i viaggi di circumnavigazione, l’analogia con gli altri pianeti. Ormai comunque la sfericità è documentata dalle foto da sonde spaziali
La forza centrifuga del moto di rotazione ha prodotto poi uno schiacciamento ai poli e un rigonfiamento lungo il piano equatoriale. La risultante è detta un ellissoide di rotazione, o sferoide.
Un punto può essere individuato sul reticolato geografico mediante le coordinate geografiche, latitudine, ovvero la distanza angolare di un punto dall’equatore, e longitudine, la distanza angolare di un punto da un dato meridiano. Esse vengono espresse in gradi e frazioni di grado.
Dalle coordinate geografiche derivano le coordinate celesti, ovvero la declinazione: distanza angolare fra l’astro e il piano dell’equatore celeste, e ascensione retta: distanza angolare dell’astro dal punto gamma.
Il nostro pianeta si muove in modo molto complesso, poiché composto di vari moti simultanei:
- movimenti che si ripetono in tempi brevi
- movimenti che si ripetono in tempi lunghi
- movimenti insieme al sole e alla galassia
Si distinguono quindi:
- il moto di rotazione che la terra fa su sé stessa, di durata pari al giorno sidereo. Esso ha una velocità angolare di rotazione che è pari a tutte le latitudini, eccetto i poli, mentre la velocità lineare (la distanza percorsa da un punto nell’unita di tempo) varia con la latitudine. E’ pari a 23 ore 56 min 4 sec.
- il moto di rivoluzione attorno al sole è in senso antiorario e descrive un ellisse molto poco schiacciato. Il tempo impiegato è l’anno sidereo, 365 giorni, 6 ore, 9 minuti 10 sec.
- i moti millenari sono secondari rispetto ai primi due e possono esserne considerati come delle perturbazioni.
- la terra poi compie anche un moto di traslazione assieme al sistema solare verso la costellazione di ercole, e partecipa al moto di recessione della galassia (espansione dell’universo).
PROVE DELLA ROTAZIONE TERRESTRE
1 apparente spostamento dei corpi celesti da est verso ovest, per il quale si può ipotizzare che la terra ruoti attorno un proprio asse.
2 analogia con gli altri pianeti
3 esperimento di caduta libera dei corpi: un grave che viene lasciato cadere da un punto elevato devia dalla verticale spostandosi verso est. → è chiamato esperienza di Guglielmini, che fece varie prove dalla torre degli asinelli a Bologna.
4 esperienza di Foucault, eseguita nel Pantheon di Parigi: consiste nell’osservare lo spostamento del piano di oscillazione di un pendolo rispetto agli oggetti terrestri. Fu sospeso un pendolo dalla cupola del pantheon e si osservò che il suo piano girava a poco a poco in senso orario, nel guardarlo dall’alto. Questo era dovuto alla rotazione del pavimento in senso antiorario.
5 variazione della accelerazione di gravità con la latitudine, conseguenza della forza centrifuga dovuta alla rotazione.
CONSEGUENZE
1 schiacciamento polare dovuto alla rotazione
2 spostamento della direzione dei corpi in moto sulla superficie terrestre: legge di Ferrel: un corpo qualsiasi che si muova liberamente sulla terra viene deviato dalla sua direzione iniziale verso destra se si trova nell’emisfero boreale e verso sinistra se si trova in quello australe, questo per effetto di una forza deviante detta forza di Coriolis.
3 alternarsi del dì e della notte, la più evidente. Se fosse immobile infatti sarebbe una parte sempre al sole e una sempre alla notte. L’emisfero illuminato in un dato momento è diviso da un circolo di illuminazione, che ha comunque una certa ampiezza per la gradualità del passaggio da una condizione all’altra.
PROVE DELLA RIVOLUZIONE
1 analogia con gli altri pianeti del sistema solare
2 periodicità annua di alcuni gruppi di stelle cadenti
3 effetto di parallasse
4 aberrazione della luce proveniente dagli astri, la più concreta: se vogliamo osservare una stella con il telescopio, non dobbiamo puntare lo strumento nella sua direzione vera, ma in una leggermente inclinata nello stesso verso del moto di rivoluzione. Questo è dovuto al fatto che mentre la luce della stella ci arriva noi ci spostiamo leggermente.
CONSEGUENZE
1 tenendo presente che l’asse terrestre è inclinato e che si mantiene sempre parallelo a sé stesso, se fosse perpendicolare al piano dell’orbita il dì e la notte avrebbero sempre la stessa durata, e un luogo qualunque avrebbe sempre la stessa luce e lo stesso calore. Questo si verifica però solo il 21 marzo e il 23 settembre.
2 apparentemente il sole gira intorno alla terra percorrendo l’eclittica, e, spostandosi da un emisfero all’altro interseca l’equatore negli equinozi e raggiunge le massime elevazioni nei solstizi.
Nei tempi che intercorrono tra queste quattro posizioni abbiamo condizioni intermedie e variabili, che determinano l’alternarsi delle stagioni astronomiche. Esse risultano invertite nei due emisferi e non coincidono del tutto con le reali stagioni metereologiche.
MOTI MILLENARI
L’asse terrestre si mantiene costantemente parallelo a sé stesso solo considerando periodi non troppo lunghi, infatti la forza di attrazione di sole e luna tendono a raddrizzarlo; a questo si oppone il moto di rapida rotazione attorno l’asse. Le due forze si sommano e ne risulta un movimento che fa descrivere all’asse due coni con il vertice al centro della terra. Questo è detto moto di precessione luni-solare, avviene in senso contrario a quello di rotazione terrestre e si compie in 26 000 anni. L’azione attrattiva dipende dalle distanze terra – sole – luna, che però cambiano di continuo e ciò provoca altre perturbazioni, cioè oscillazioni dette nutazioni.
CONSEGUENZA di questo è lo spostarsi della stella di riferimento.
Tutti questi spostamenti dell’asse vedono anche di conseguenza lo spostamento dell’equatore, e con esso la linea degli equinozi e quella dei solstizi. Per questo, il moto di precessione luni-solare è detto anche moto di precessione degli equinozi.
Altri moti millenari sono la variazione dell’eccentricità dell’orbita, causa l’azione gravitazionale dei vari corpi del sistema solare, e il mutamento dell’inclinazione dell’asse terrestre.

Esempio



  



Come usare