Astronomia e astrofisica

Materie:Riassunto
Categoria:Scienze
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Testo

Astronomia e Astrofisica

Il moto dei pianeti del sistema solare
Le tre leggi di Keplero sono leggi empiriche che esprimono la cinematica del moto dei pianeti intorno al Sole e i rapporti reciproci tra questi moti. Non danno alcun fondamento teorico e sono state enunciate tra il 1609 e il 1619.
La prima legge di Keplero, o legge delle orbite, afferma che i pianeti percorrono orbite ellittiche, di cui il Sole occupa uno dei fuochi. Il punto di massima distanza di un pianeta dal Sole è chiamato afelio, il punto di minima distanza perielio. La linea che congiunge afelio e perielio, coincidente con l’asse maggiore dell’orbita, è chiamata linea degli apsidi.
La seconda legge di Keplero, o legge delle aree, afferma che la velocità angolare con la quale è percorsa l’orbita è inversamente proporzionale al quadrato della distanza del pianeta dal Sole. Questa legge può essere espressa in modo equivalente affermando che i raggi vettori che congiungono i pianeti con il centro del Sole coprono aree uguali in tempi uguali.
La terza legge di Keplero, detta anche legge dei tempi o legge armonica, afferma che i quadrati dei periodi di rivoluzione dei pianeti sono direttamente proporzionali al cubo dei semiassi maggiori delle orbite stesse. Ciò significa che la velocità angolare di rivoluzione dei pianeti diminuisce con l’aumentare della distanza dal Sole.
La legge di gravitazione universale esprime la proprietà intrinseca dei corpi materiali di attrarsi con forza proporzionale alle loro masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza che li separa. Le leggi di Keplero sono diretta conseguenza di questa legge.

Posizione e distanza dei corpi celesti
Gli astri, a causa delle enormi distanze che rendono impossibile apprezzarne il campo di profondità, sembrano come proiettati su una superficie sferica detta sfera celeste.
Se si considera la terra come centro di questa sfera, è facile determinare la posizione degli astri utilizzando opportuni sistemi di coordinate. Inoltre si possono definire diversi elementi geometrici di riferimento:

• Asse del mondo: è l’asse della sfera celeste, ottenuto prolungando idealmente l’asse di rotazione terrestre;

• Poli celesti: sono i due punti intercettati dall’asse del mondo;

• Equatore celeste: è ottenuto dall’intersezione della sfera celeste col piano dell’equatore terrestre;

• Meridiani e paralleli celesti.

Altri elementi di riferimento sono i due punti dati dall’intersezione della verticale dell’osservatore con la volta celeste:
- Zenit: si trova al di sopra dell’osservatore;
- Nadir: sta al di sotto, nell’emisfero opposto dell’osservatore.

Le unità di misura utilizzate in astronomia per distanze interne al sistema solare sono l’unità astronomica (UA), corrispondente alla distanza media Terra-Sole, e più raramente il raggio terrestre.
Per distanze superiori a quella del sistema solare si usano il parsec, che significa "parallasse di un secondo d'arco" ed è definito come la distanza dalla Terra (o dal Sole) di una stella che ha una parallasse annua di 1 secondo d'arco, o l’anno luce (a.l.), che corrisponde alla distanza percorsa dalla luce nel vuoto in un anno.

Gli strumenti dell’astronomia
I telescopi sono gli strumenti che consentono l’ingrandimento delle immagini degli oggetti distanti. In astronomia sono impiegati telescopi a rifrazione e telescopi a riflessione. I telescopi a rifrazione sono strumenti costituiti da un sistema di lenti che concentrano i raggi sul fuoco, dove si forma l’immagine. Nei telescopi a riflessione i raggi luminosi sono raccolti da uno specchio concavo e riflessi e concentrati sul fuoco dello specchio. Le grandi dimensioni dei moderni telescopi sono dovute alle esigenza di ottenere immagini sempre più nitide grazie al sempre maggiore diametro dell’obiettivo.
Le stelle emettono radiazioni su una gamma molto ampia di lunghezze d’onda. Le radiazioni sono in parte assorbite dall’atmosfera terrestre, per cui uno studio completo delle emissioni è possibile solo con strumenti posti su satelliti artificiali in orbita. L’analisi delle emissioni luminose delle stelle è effettuata mediante gli spettroscopi, che forniscono importanti informazioni su temperatura e composizione chimica della sorgente di emissione. I radiotelescopi sono invece strumenti che consentono di studiare le gamme di lunghezze d’onda che non sono percepibili dall’occhio umano. Ai radiotelescopi sono spesso associati radar che consentono di misurare le distanze di molti corpi celesti e di esplorare le superfici di alcuni pianeti del sistema solare.
Gli spettri stellari, ottenuti mediante gli spettrografi, permettono di separare e di studiare le diverse lunghezze d’onda presenti nell’emissioni stellari. Se la sorgente emittente è un corpo incandescente o è formato da un gas denso a elevata temperatura, lo spettro che si ottiene con lo spettrografo è continuo. Gli spettri di assorbimento sono dovuti all’interposizione, tra la sorgente di emissione e l’osservatore, di una sostanza che assorbe alcune lunghezze d’onda, specifiche per ciascuna sostanza. La spettroscopia stellare è la disciplina che studia lo spettro delle stelle per ricavare le informazioni sulle loro caratteristiche.

Il moto di rotazione della Terra
Il moto di rotazione è il movimento che la Terra compie attorno al proprio asse con un periodo di 24 ore: avviene in senso anti-orario o diretto. La velocità angolare è di 15°/h, mentre la velocità lineare passa da un minimo di 0 ai poli ad un massimo di 1.668 km/h all’equatore.

Poiché tutto sulla Terra partecipa alla rotazione, possiamo rendercene conto per mezzo di prove indirette:
• Moto apparente di rivoluzione del Sole e della sfera celeste: il moto di rotazione della Terra fa si che tutti gli altri corpi celesti, vicini o lontani, appaiano dotati di un movimento di rivoluzione attorno ad essa;
• Rigonfiamento equatoriale della Terra: il rigonfiamento è la conseguenza della forza centrifuga a cui sono sottoposti i materiali terrestri in misura maggiore in prossimità dell’equatore;
• Prova analogica: in virtù del fatto della rotazione assiale che possiedono gli altri corpi celesti, potrebbe essere propria anche della Terra

La forza centrifuga interessa tutti i corpi del sistema ruotante, siano essi fermi o in moto rispetto al sistema stesso. La forza di Coriolis si manifesta solo sui corpi in movimento rispetto al sistema ruotante.
Entrambe sono forze apparenti percepite da un osservatore che faccia parte di un sistema in moto rotatorio. Il fatto che gli osservatori solidali con la Terra rilevino queste forze costituisce una prova fisica della rotazione del pianeta.
La forza centrifuga è nulla ai poli, situati esattamente sull’asse di rotazione, e massima all’equatore, dove la superficie terrestre ha la maggiore distanza dall’asse. Essa si oppone sempre, in qualche misura, all’attrazione gravitazionale terrestre.
L’esistenza della forza di Coriolis si dimostra prendendo in esame i corpi in movimento sulla superficie terrestre, ma non vincolati alla superficie stessa. Il moto dei corpi presenta una deviazione verso est rispetto alla superficie terrestre (se un corpo si muove dall’equatore verso i poli, esso si trova “avvantaggiato”; se invece si muove dai poli verso l’equatore, esso si trova “in ritardo”).
Prove dell’esistenza della forza di Coriolis sono l’esperienza di Guglielmini sulla deviazione dei corpi in caduta libera rispetto alla verticale, effettuata nel 1791 dalla Torre degli Asinelli di Bologna; e l’esperienza del pendolo di Foucault, che appese un pendolo al centro della cupola del Pantheon di Parigi.

Il moto di rivoluzione della Terra
La Terra compie un moto di rivoluzione annuo attorno al Sole lungo un’orbita ellittica a bassa eccentricità (1/60), il che significa che è molto prossima ad una circonferenza. Le caratteristiche di questo moto sono:
• Un tempo di percorso di 365 giorni;
• Una velocità lineare media di 30 km/s;
• Una distanza complessiva dal Sole di 150.000.000 di km;

Il piano dell’orbita, la quale ha una lunghezza complessiva di 940.000.000 di km, viene chiamato eclittica e forma un angolo di 23° 27’ col piano equatoriale della Terra, il che significa che l’asse terrestre, che si sposta attorno al Sole mantenendosi sempre parallelo a se stesso, è inclinato di 66° 33’.

Le stelle della sfera celeste compiono un moto apparente annuo di rivoluzione. Questo moto apparente si somma al moto apparente dovuto alla rotazione terrestre: ogni giorno la sfera celeste ruota di 360° a causa della rotazione diurna, più 1° verso ovest a causa del percorso giornaliero della rivoluzione annuale.

La rivoluzione apparente è mostrata dalle costellazioni dello zodiaco:
→ Costellazione = raggruppamenti di stelle che appaiono vicine, ma che sono completamente slegate tra loro sul piano tridimensionale. La particolare disposizione delle stelle suggeriva il nome della costellazione stessa;
→ Zodiaco = è la fascia di costellazioni che si estende per 9° a nord e 9° a sud del piano dell’eclittica.
Tale fascia è suddivisa trasversalmente in 12 settori da 30° ciascuno. Ogni settore prende il nome della costellazione che vi è inclusa.

Anche le costellazioni compiono un moto apparente: a causa della rivoluzione terrestre, in un anno il Sole sembra percorrere tutta la fascia dello Zodiaco. Mediamente il Sole rimane per circa un mese in corrispondenza di ciascuna costellazione.

Importanti prove fisiche della rivoluzione terrestre sono:

- l’aberrazione stellare: è il fenomeno per cui l’astro è visto in una posizione apparente, diversa da quella reale. Ciò dipende dal fatto che la velocità di rivoluzione della Terra non è trascurabile rispetto alla pur altissima velocità della luce. Le due velocità, componendosi, determinano una variazione angolare della visuale;

- l’effetto Doppler: lo stesso fenomeno che si verifica per le onde sonore ( 1. due corpi che si avvicinano, lunghezza d’onda che giunge all’ascoltatore è più corta; 2. due corpi che si allontanano, lunghezza d’onda che giunge all’ascoltatore è più bassa) si riscontra nelle onde luminose, analizzabili per mezzo di uno spettro: questo è spostato verso lunghezze d’onda maggiori nel moto di allontanamento, lunghezze d’onda minori nel moto di avvicinamento.
Se osserviamo lo spettro di una stella per un anno intero, osserviamo spostamenti di lunghezza d’onda di entità variabile nei due sensi, simmetrici a distanza di 6 mesi.

Le conseguenze dei moti della Terra
I raggi solari, per la grande distanza che percorrono, possono essere considerati paralleli e, per ogni istante, illuminano metà della sfera terrestre.
La circonferenza che delimita l’emisfero illuminato da quello in ombra è un circolo massimo ed è chiamato circolo di illuminazione, che taglia ogni parallelo in due punti.
La durata del dì e della notte varia nel corso dell’anno per cause:

1) Astronomiche: la diversa posizione che il circolo di illuminazione assume rispetto ai paralleli e ai meridiani.

• Gli equinozi: è l’istante nel corso dell'anno in cui il Sole, nel suo moto apparente, occupa i punti dell'intersezione tra l'eclittica e piano dell'equatore celeste: i raggi del Sole formano un angolo di 90° con l’asse terrestre, cadendo perpendicolari sull’equatore.
Il circolo di illuminazione nell’equinozio passa per i poli, tagliando esattamente a metà ogni parallelo → Ogni parallelo è illuminato per metà della sua lunghezza → La durata del dì è uguale alla durata della notte. Vi sono due equinozi nel corso dell’anno:
- Equinozio di primavera: 21 marzo;
- Equinozio d’autunno: 23 settembre;

• I solstizi: è il momento in cui il circolo di illuminazione raggiunge la massima distanza dai poli.
Nel giorno di solstizio il circolo di illuminazione è tangente a due paralleli che hanno latitudine 66° 33’ N e 66° 33’ S: prendo il nome rispettivamente di circolo polare artico e antartico.
- Solstizio d’estate: 21 giugno.
Il semiasse nord è rivolto verso il Sole. I raggi solari sono perpendicolari al parallelo 23°27’ N, che prende il nome di Tropico del Cancro;
- Solstizio d’inverno: 22 dicembre.
Il semiasse nord è rivolto dalla parte opposta del Sole. I raggi solari sono perpendicolari al parallelo 23°27’ S, che prende il nome di Tropico del Capricorno;

2) Atmosferiche: la presenza dell’atmosfera.
• L’atmosfera ha una densità crescente dall’alto al basso. Il raggio solare, attraversando obliquamente strati via via più densi, subisce una serie di rifrazioni che ne riducono l’angolo.
Ciò determina il fenomeno del crepuscolo, che definisce il periodo di transizione tra la notte e il dì:
- Civile: finisce o comincia quando i raggi solari i trovano 6° sotto l’orizzonte;
- Nautico: quando il Sole si trova tra 6° e 12° sotto l’orizzonte;
- Astronomico: quando il Sole si trova tra 12° e 18° sotto l’orizzonte.

La durata del crepuscolo è in funzione della latitudine dell’osservatore e della declinazione del Sole.

La diversa incidenza dei raggi solari alle diverse latitudini determina la suddivisione della superficie terrestre in cinque zone astronomiche: 1. Calotta polare artica, entro il circolo polare artico, 2. Zona temperata boreale (N), tra Tropico del Cancro e circolo polare artico, 3. Zona torrida intertropicale, tra i due tropici, 4. Zona temperata australe (S), tra Tropico del Capricorno e circolo polare antartico 5. Zona polare antartica, entro il circolo polare antartico;

- Zona torrida:
• i raggi del Sole sono poco obliqui, mai meno di 66° 33’;
• la durata del dì subisce una scarsa variazione nel corso dell’anno;
• l’escursione termica è bassa, mai più di 10°; la temperatura giornaliera non è mai inferiore ai 20°;
• le stagioni sono poco differenziate;

- Zona temperata:
• i raggi del Sole sono più obliqui rispetto alla zona torrida;
• la durata del dì è notevolmente differenziata durante l’anno;
• il riscaldamento è moderato e vi è un’ampia variazione termica;
• le stagioni sono ben differenziate, con la primavera e l’autunno ben definiti;

- Zona polare:
• i raggi del sole sono sempre molto obliqui;
• la durata del dì è fortemente variabile: dura praticamente sei mesi;
• l’escursione termica non è molto elevata: prevale il freddo, con temperature mai superiori ai 10°.

I moti millenari della Terra
L’attrazione luni-solare tende a trascinare il piano dell’equatore terrestre sul piano dell’eclittica. La rotazione della Terra si oppone allo spostamento e ne deriva un doppio moto conico dell’asse terrestre attorno alla perpendicolare al piano dell’orbita. Questo moto è chiamato moto di precessione luni-solare e ha un periodo di circa 26.000 anni.
Il moto di precessione causa lo spostamento dei punti di intersezione tra piano dell’equatore e orbita, con conseguente precessione annua di tutte le posizioni astronomiche Terra-Sole. Inoltre si ha una lenta variazione della posizione dei poli nella sfera celeste. La posizione attuale del polo nord celeste è destinata a variare lentamente nel tempo con verso antiorario.
Il moto di precessione subisce lievi perturbazioni a causa dell’azione degli altri pianeti e della variazione nel tempo della posizione dell’orbita lunare. La perturbazione dovuta all’azione della Luna prende il nome di nutazione.

La misura del tempo
Il giorno corrisponde alla durata di una rotazione terrestre attorno all’asse:

• Giorno sidereo: la durata è riferita a un punto fisso dell’universo, come una stella fissa;

• Giorno solare: la durata di rotazione è riferita al Sole, in base agli intervalli tra due successive culminazioni;

Il giorno solare è più lungo del giorno sidereo: quando la rotazione si completa la stella ritorna a culminare sul meridiano, ma lo stesso non vale per il Sole, poiché nel frattempo la Terra si è spostata rispetto al Sole, seguendo il proprio moto di rivoluzione, di ben 1° → Il giorno solare è più lungo del giorno sidereo di 1°, ovvero 4 minuti.

Si è quindi convenuto di prendere quale riferimento il giorno solare medio, suddiviso in 24 ore precise: differisce dal giorno solare vero di 40 secondi.

Per ogni meridiano si ha dunque un mezzogiorno vero, ovvero il momento in cui il Sole attraversa il piano del meridiano al di sopra dell’orizzonte, a cui si accompagna un mezzogiorno medio, in virtù del giorno solare medio prima citato.

Ogni meridiano ha però un suo preciso mezzogiorno, diverso da quello degli altri meridiani, differendo di 4 minuti di grado in grado. Le differenze orarie possono essere di secondi, di minuti o di ore: si arriva ad un massimo di dodici ore da un meridiano al suo antimeridiano.

La differenza oraria tra meridiani contingenti e i relativi problemi civili sono stati risolti dividendo la superficie terrestre in 24 fusi orari, aree delimitate da due meridiani distanti tra loro 15°: tutti i luoghi compresi nel fuso hanno convenzionalmente la stessa ora.

I fusi orari sono stati definiti in modo che il meridiano di Greenwich risulti il centro del fuso 0; gli altri invece seguono:
• Da Greenwich verso est, una numerazione progressiva: 0, +1, +2, +3, +4, …
• Da Greenwich verso ovest, una numerazione regressiva: 0, -1, -2, -3, -4, …

Chi si sposta in longitudine attraversando i fusi orari potrebbe incorrere in situazioni paradossali: per risolvere il problema connesso alle date, si è scelto un meridiano di cambiamento di data, chiamato linea di cambiamento di data.

Questa linea è l’antimeridiano di Greenwich, di fuso +12; risulta di notevole comodità perché passa in aree oceaniche disabitate.

Il secondo è l’unità di misura del tempo. Nel SI è definito come l’intervallo di tempo equivalente a 9.000.000.000 periodi della transizione tra i due livelli fondamentali dell’atomo di cesio-133. È anche definito come sottomultiplo del giorno solare medio.

• Anno sidereo: corrisponde al tempo che la Terra impiega a compiere un giro completo intorno al Sole.
Questo periodo è esattamente di 365 giorni, 6 ore, 9 minuti e 10 secondi.

• Anno solare: è periodo intercorrente fra due passaggi successivi del Sole allo Zenit di uno stesso tropico, cioè fra due solstizi od equinozi dello stesso nome (o il tempo che la Terra impiega a ritornare nella stessa posizione di partenza rispetto al Sole).
Questo periodo è esattamente di 365 giorni, 5 ore, 48 minuti, 46 secondi.

L’anno sidereo e l’anno solare differiscono di circa 20 minuti, a causa del moto di precessione luni-solare.
Per gli scopi civili si fa riferimento all’anno solare, la cui durata è espressa nei calendari con un numero intero di giorni.

Il pianeta Luna
La Luna, corpo celeste a noi più vicino e meglio osservabile (anche perché privo di atmosfera) si mostra suddiviso in:

• Zone chiare, aree rilevate, rugose e irregolari, dette terre alte; costituiscono la parte di crosta originaria che non ha subito alcuna evoluzione (eccetto gli impatti dei meteoriti). Sono costituite da altopiani, cupole o domi (colline tondeggianti a base larga, considerati vulcani a scudo) e catene montuose.
Non sembrano esserci stati fenomeni tettonici particolarmente complessi;

• Zone scure, piatte e depresse, dette mari: sono superfici di riempimento di grandi crateri d’impatto. Sono dunque coperti da un potente spessore di detriti e di ceneri che costituiscono nel loro insieme la regolite

Vi sono frequenti fratture, simili alle fosse tettoniche terrestri, dette solchi: potrebbero essere vere e proprie faglie o fratture di raffreddamento.
L’elemento morfologico prevalente sono i crateri: costellano indifferentemente sia i mari sia le terre alte. Quando superano i 40 km di diametro sono detti circhi.

La Luna potrebbe aver avuto origine dal distacco di materiale di origine terrestre (teoria della fissione) oppure si tratterebbe di un corpo celeste già formato e successivamente entrato nella sfera di attrazione gravitazionale terrestre (teoria della cattura), oppure ancora si sarebbe formata per aggregazione di materiali un tempo orbitanti attorno alla Terra (teoria dell’accrescimento).

I moti della Luna
La Luna compie il moto di rivoluzione intorno alla Terra a una distanza media di 384.000 km dal nostro pianeta, su un piano inclinato di 5°9’ rispetto all’eclittica. L’orbita lunare interseca l’eclittica in due punti detti nodi. Il moto di traslazione della Luna intorno al Sole avviene lungo una traiettoria chiamata epicicloide, che volge sempre la concavità verso il Sole. Il moto di rotazione della Luna avviene con lo stesso periodo del moto di rivoluzione e l’asse lunare è quasi perpendicolare al piano dell’eclittica.
Le fasi lunari (Luna nuova, primo quarto, Luna piena, ultimo quarto) si succedono nell’arco del mese lunare a seconda delle diverse posizione assunte dalla Luna rispetto alla Terra e al Sole. Nel corso dei giorni varia l’estensione della superficie lunare illuminata visibile dalla Terra e variano anche le ore del sorgere e del tramontare della Luna.
Quando la Luna si trova tra il Sole e la Terra, ed è quindi illuminata nella faccia non visibile dalla Terra, si dice che è in congiunzione; se si trova dalla parte opposta rispetto al Sole, in plenilunio, allora è in opposizione; se invece è visibile solo per metà dalla Terra, ovvero nelle fasi di primo e ultimo quarto, la Luna è in quadratura.
Quando la Luna si trova in corrispondenza di uno dei nodi e contemporaneamente si verifica l’allineamento Sole, Terra, Luna si verifica un’eclissi totale o parziale. L’eclissi è di Sole se la Luna si trova interposta fra Terra e Sole. L’eclissi è di Luna se la Terra è interposta fra Sole e Luna. A seconda delle posizioni di Terra e Luna nella rispettiva orbita le eclissi di Sole possono essere totali o anulari.

Il Sole, le comete e i meteoroidi
Il Sistema Solare comprende i corpi che risentono primariamente dell’influenza gravitazionale del Sole. Il Sistema Solare ebbe probabilmente origine circa 5 miliardi di anni fa da una nebulosa che orbitava attorno ad un asse centrale. Il collasso gravitazione del materiale della nebulosa, forse avviato da un’onda d’urto dovuta all’esplosione di una stella, portò gradualmente alla formazione del Protosole.
La materia situata alla periferia della nebulosa formò, attraverso un processo di concrescenza, i pianeti e gli altri corpi minori del Sistema Solare. Nel Protosole la temperatura salì fino a raggiungere circa un milione di gradi e consentì l’innesco delle reazioni termonucleariche che trasformano l’idrogeno in elio, segnando così la nascita del Sole.
Le reazioni termonucleari nel Sole liberano una quantità enorme di energia che s’irradia nello spazio circostante e raggiunge anche la Terra. Il Sole ha una struttura a strati: il nucleo all’interno, in cui avvengono le reazioni termonucleari; lo strato di trasporto radioattivo e lo strato di trasporto convettivo.
La fotosfera è la superficie luminosa che delimita esternamente lo strato di trasporto convettivo. La fotosfera presenta una caratteristica granulazione ed è spesso interessata dal fenomeno delle macchie solari. Esternamente alla fotosfera si estendono la cromosfera e la corona solare, composte da gas che diventano sempre più rarefatti man mano che ci si allontana dal Sole.
Le comete sono corpi celesti minori, che percorrono un’orbita molto eccentrica che le porta periodicamente in vicinanza del Sole dove danno origine a fenomeno spettacolari quali la chioma e la coda. Le comete prendono origine probabilmente dalla nube di Oort e finiscono spesso col precipitare sul Sole o su un pianeta.
Piccoli frammenti solidi presenti nello spazio extraterrestre prendono il nome di meteoroidi. Se questi frammenti penetrano nell’atmosfera terrestre danno origine a meteore, se si disintegrano prima di toccare il suolo, o meteoriti, se hanno un impatto colla superficie terrestre. Questi ultimi sono distinti in base alla loro composizione in litoidi, metallici e litoferrosi.

I pianeti del sistema solare
I pianeti del Sistema Solare possono essere suddivisi in pianeti di tipo terrestri e quelli di tipo gioviano. I pianeti di tipo terrestre, con esclusione della Terra, presentano tre tipi di forme superficiali fondamentali: crateri da impatti, forme vulcaniche e strutture tettoniche. Le distanze dei pianeti dal Sole possono essere espresse attraverso una relazione empirica nota come legge di Titius-Bode.
Mercurio è un pianeta quasi primo di atmosfera la cui superficie costellata di crateri da impatto è molto simile a quella della Luna. Venere, dal moto di rotazione retrogrado, è circondato da un’atmosfera ricca di anidride carbonica e di dense nubi composte prevalentemente da acido solforico; l’effetto serra su di esso determina un’elevata temperatura superficiale. Marte è dotato di un’atmosfera assai rarefatta; la sua superficie presenta elementi morfologici che rivelano un modellamento dovuto al vento ma anche alle acque. I pianetini sono corpi rocciosi di piccoli dimensioni che orbitano prevalentemente tra Marte e Giove.
Giove è il più grande pianeta del sistema solare, la cui porzione esterna è allo stato aeriforme ed è caratterizzata da nubi disposte a bande parallele; il pianeta è circondato da almeno 16 satelliti, alcuni dei quali hanno struttura simile ai pianeti di tipo terrestre. {Io: dimensione simile alla Luna, no crateri da impatto sulla superficie per continua attività vulcanica; Europa: superficie di ghiaccio; Ganimede: più grande satellite del sistema solare; Callisto} Saturno, dotato di anelli particolarmente estesi e facilmente osservabili, è costituito prevalentemente da materiali allo stato aeriforme e possiede almeno 20 satelliti. {Titano: secondo satellite del sistema solare per dimensioni} Urano, che compie come Venere una rotazione retrograda, è coperto da una densa atmosfera di metano e ammoniaca. Nettuno ha dimensioni caratteristiche simili a quelle di Urano e possiede due satelliti. {Tritone: più grande satellite di Nettuno, ruota in senso retrogrado e si avvicina lentamente al pianeta per l’attrazione gravitazionale} Plutone non è più un pianeta.

Le stelle
Le stelle emettono energia che deriva da reazioni termonucleari. Molte stelle si trovano associate in sistemi binari o multipli. Le costellazioni sono associazioni arbitrarie di stelle anche molto lontane tra loro che appaiono vicine sulla volta celeste. In base alle dimensioni le stelle si classificano in supergiganti, giganti, nane, subnane.
La magnitudine apparente di una stella dipende dalla quantità di energia emessa nell’unità di tempo e dalla distanza dall’osservatore. La magnitudine assoluta di una stella, indipendente dalla distanza, si stabilisce assumendo cha la stella sia posta ad una distanza standard di 10 parsec dall’osservatore. Le classi di magnitudine in cui sono classificate le stelle sono tali che tra le due classi consecutive c’è un rapporto di luminosità di 2,512 volte.
Il colore delle stelle fornisce informazioni importanti sulla temperatura e consente di classificare le stelle in 7 classi spettrali, ciascuna delle quali è divisa in 10 sottoclassi. In base alla luminosità e alla temperatura le stelle possono essere disposte su un diagramma bidimensionale, detto H-R, nel quale si dispongono a occupare tre fasce ben individuabili. La principale di queste fasce prende il nome di sequenza principale del diagramma H-R.
Alcune stelle sono definite variabili perché variano in modo periodico e regolare la propria luminosità. Per le variabili cefeidi è possibile porre una relazione tra periodo e luminosità assoluta che consente di misurare la distanza di queste stelle. Le nove e le supernove sono fenomeni nel corso dei quali le stelle aumentano, per un periodo breve, la propria luminosità di molte volte. Le stelle di neutroni sono corpi in cui la materia ha raggiunto una densità enorme perché la materia ha perduto la sua struttura atomica. Le stelle di neutroni dotate di forte campo magnetico emettono onde radio intermittenti e sono chiamate pulsar. I quasar sono corpi molto luminosi, posti a grande distanza e in veloce allontanamento. Le nebulose sono ammassi di gas estremamente rarefatti.
Le diverse facce del diagramma H-R rappresentano momenti diversi del processo di evoluzione stellare. Le stelle nascono da nebulose e, quando si stabilizzano, occupano una posizione nella sequenza principale. Questa posizione è mantenuta finchè dura il carburante nucleare, poi la stella si trasforma in gigante rossa e successivamente in nana bianca. Le stelle con massa molto elevata possono completare la loro evoluzione come supernove e, probabilmente, terminare con la formazione di un buco nero.
In astrofisica si definisce buco nero un corpo celeste estremamente denso, dotato di un’attrazione gravitazionale talmente elevata da non permettere l’allontanamento di alcunché dalla propria superficie. Questa condizione si ottiene quando la velocità di fuga dalla superficie è superiore alla velocità della luce. Un corpo celeste con questa proprietà risulterebbe invisibile e la sua presenza potrebbe essere rilevata solo indirettamente, tramite gli effetti del suo intenso campo gravitazionale. Il termine “buco nero” è dovuto al fisico John Archibald Wheeler ( in precedenza si parlava di dark stars o black stars).

Le galassie e l’universo
Le stelle visibili e il Sole appartengono alla galassia chiamata Via Lattea, che comprende 100 miliardi di stelle. L’universo è costituito da un numero molto grande di galassie, che possono avere forme a spirale, ellittica o irregolare. Le galassie sono raggruppate gerarchicamente in gruppi locali, ammassi e superammassi.
L’oscurità del cielo notturno, malgrado sia presente un numero molto grande di stelle in ogni direzione, ci porta a pensare che l’universo sia in espansione. Questa ipotesi è confermata dallo spostamento verso il rosso della luce della galassie (redshift) che si allontanano dalla Terra con velocità proporzionale alla loro distanza.
La teoria cosmologica più accreditata è quella del Big Bang, secondo la quale l’espansione dell’universo è il prodotto di una iniziale rapida espansione iniziata circa 14 miliardi di anni fa. La presenza della radiazione di fondo, considerata una sorta di eco dell’esplosione iniziale, rappresenta una prova a favore di questa teoria. In alternativa alla teoria del Big Bang sono state proposte altre teorie, fondate sull’idea di un universo stazionario, nel quale l’espansione è compensata da una lenta ma continua creazione di nuova materia.
L’osservazione degli oggetto più lontani, come ad esempio le quasar distanti 13 miliardi di anni luce, consente di osservare eventi avvenuti quando l’universo era ancora molto giovane. Pur non avendo confini l’universo è finito, perché la quantità di materia che esso contiene esiste in quantità finita. Secondo la teoria del Big Bang per il futuro dell’universo si possono ipotizzare due scenari: il primo porta ad una continua espansione, con sempre maggiore rarefazione della materia; il secondo a un esaurimento dell’espansione e al successivo prevalere delle forze gravitazionali che porterebbero l’intero universo ad un gigantesco collasso gravitazionale

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