prime nozioni di astronomia

Materie:	Riassunto
Categoria:	Astronomia
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Data:	07.12.2005
Numero di pagine:	7
Formato di file:	.doc (Microsoft Word)

L’astronomia e l’astrofisica studiano i movimenti reali ed apparenti dei corpi celesti, i meccanismi che portano alla loro formazione e i cambiamenti che essi subiscono nel tempo. La fonte piu importante di informazioni sui corpi celesti sono le radiazioni elettromagnetiche (raggi gamma, X, luce visibile, radiazione infrarosse, e onde radio) che essi emanano assorbono e riflettono, unico dato che possiamo studiare e rilevare direttamente dalla terra. In particolare si e rilevato prezioso lo studio degli spettri di emissione ed assorbimento e lo studio delle leggi che regolano l’emissione di un corpo nero, gli spettri di emissione si ottengono facendo passare attraverso una fenditura e componendo con un prisma il fascio di luce visibile o di altre radiazione elettromagnetiche provenienti da una sorgente. Gli spettri di emissione emessi da un corpo nero ( un corpo che assorbe tutte le radiazioni) portato all’incandescenza sono continui, mentre gli spettri emessi da un gas rarefatto riscaldato sono discontinui (righe o bande colorate su un campo nero). Lo spettro di emissione di un elemento è formato da un insieme di righe caratteristiche e sempre uguali. Gli spettri di assorbimento si ottengono facendo passare la luce bianca proveniente da una sorgente attraverso un gas rarefatto (che assorbe una parte delle radiazioni) e componendola successivamente mediante un prisma. Presentano righe scure su uno spettro colorato continuo. Le righe scure dello spettro di assorbimento dipendono dalla natura chimica del gas interposto tra sorgente e prisma e dalle condizioni fisiche in cui si trova il gas. L’ emissione di radiazioni di un corpo nero incandescente e descritta da due leggi
• Legge di Wien: la lunghezza d’onda a cui avviene il massimo dell’irraggiamento e inversamente proporzionale alla temperatura assoluta del corpo nero.
• Legge di Boltzman: la quantità di energia emessa in 1 s e da 1m(quadro) di superfice e proporzionale alla temperatura assoluta, elevata alla quarta potenza.
Il colore di un corpo nero e indice della sua temperatura assoluta. Si passa dal rosso (3000K) all’arncione, giallo, bianco-azzuro (2500K).
Le stelle sono sorgenti luminose che emettono come i corpi neri uno spettro di radiazioni continue. Gli spettri che si ottengono dalle stelle tuttavia sono spettri di assorbimento perche la radiazione continua che emettono dalla regione centrale viene in parte assorbita dall’involucro esterno, costituito da gas rarefatti e relativamente freddi. L’assorbimento e selettivo e dipende dalla natura chimica dei gas presenti e dalle condizioni fisiche in cui si trovano in particolare dalla temperatura.

Le righe degli spettri perciò forniscono informazioni circa la composizione chimica (abbastanza omogenea) e la temperatura assoluta dell’involucro esterno delle stelle. Esiste inoltre una relazione tra il tipo di spettro della stella e il suo colore. Le stelle con maggiore temperatura superficiale sono blue, le stelle piu fredde sono rosse. Analizzando gli spettri e possibile stabilire se esistono moti relativi delle stelle rispetto alla terra. Gli spettri delle stelle in moto relativo rispetto alla terra mostrano infatti un effetto Doppler, cioe lo spostamento delle righe di assorbimento verso il rosso ( se la stella si sta allontanando dalla terra) o verso il blue ( se la stella si sta avvicinando alla terra).

Lo studio delle stelle viene effettuato analizzando i dati disponibili: posizioni e moti apparenti sulla sfera celeste, distanza, magnitudine, colore e spettri, massa. La sfera celeste e una sfera immaginaria cava sulla quale sono sospesi ad una distanza apparentemente simile, i corpi celesti. I corpi invisibili sono galassie(insiemi di stelle), stelle (emettono luce propia) e sole, pianeti (corpi opachi in movimento attorno al sole) luna e satelliti dei pianeti (corpi opachi in movimento attorno un pianeta)

I movimenti osservabili delle stelle e del sole sulla sfera celeste sono apparenti e dipendono dal moto di rotazione e rivoluzione della terra. Il moto apparente dei pianeti dipende dalla combinazione tra i moto di rotazione e rivoluzione terrestre intorno al sole. Il moto apparente della luna dipende dal moto della terra e dal moto della luna intorno alla terra.

La posizione defli astri puo essere determinata mediante due sistemi di cordinate:
• C. altazimutali altezza sul piano dello spettatore e azimut, distanza angolare tra il circolo verticale passante per l’astre e la direzione del sud (misurato in senso orario)
• C. equatoriali declinazione, distanza angolare della stella passante dal piano equatoriale celeste , e ascensione retta, distanza angolare tra il meridiano celeste dell’astro e iol meridiano passante per il punto gamma.

La distanza delle stelle puo essere determinata per le stelle piu vicine mediante il fenomeno della parallasse, spostamento apparente annuo provocato dal moto di rivoluzione della terra, intorno al sole, o con metodi piu comlessi. La distanza dei corpi celesti si misura in unità astronomiche (distanza media terra sole) in parsec (distanze alla quale un corpo presenta una parallasse di 1” di arco) in anni luce (distanze percorsa dalla luce in un anno.

La magnitudine è la misura della luminosità di una stella rispetto a una scala di riferimento. Si può misurare in due modi:
- magnitudine apparente, cioè la magnitudine di un astro osservata dalla Terra, dipende dalla luminosità della stella e dalla sua distanza dalla Terra;
- magnitudine assoluta, cioè la magnitudine apparente che una stella avrebbe alla distanza di 10 parsec dalla Terra.
La magnitudine assoluta si ricava dalla magnitudine apparente conoscendo la distanza della stella dalla Terra e permette di confrontare lo splendore delle stelle.
Conoscendo la magnitudine assoluta e confrontandola con quella del Sole (unica stella della quale si può misurare in qualche modo l'energia emessa) è possibile ricavare la luminosità assoluta della stella, cioè la quantità di energia totale emessa nell'unità di tempo. Dalla luminosità si ricava poi il raggio della stella, conoscendo la sua temperatura superficiale.
Colore e analisi dello spettro permettono di stabilire la temperatura superficiale della stella. In particolare analizzando gli spettri è possibile suddividere le stelle in classi spettrali. Le stelle di una stessa classe presentano le stesse righe di assorbimento sullo spettro e hanno la medesima temperatura superficiale.
La massa di una stella può essere misurata solo nei sistemi di stelle legate da reciproca attrazione gravitazionale. Per le stelle in fase stabile esiste una relazione indicativa tra massa e luminosità: le stelle più luminose sono le più grandi.
I dati relativi alla classe spettrale (temperatura superficiale) e alla luminosità delle stelle permettono di costruire il diagramma H-R. Nel diagramma H-R si evidenziano una sequenza principale (stelle stabili), un gruppo di giganti rosse e un gruppo di nane bianche. Il diagramma H-R descrive il cammino evolutivo delle stelle.
I Lo studio dell'evoluzione stellare è uno studio teorico. Si basa sul presupposto che l'energia errìanata dalle stelle venga prodotta al loro interno mediante reazioni di fusione termonucleare nelle quali i nuclei di atomi leggeri si fondono, formando nuclei più pesanti. Nelle reazioni termonucleari esiste sempre un difetto di massa: il nucleo che si forma è più leggero della somma dei nuclei che si sono uniti. La massa perduta si trasforma in energia che viene emessa sotto forma di radiazioni elettromagnetiche. Le reazioni di fusione di realizzano nel nocciolo delle stelle quan-
do la temperatura supera un valore variabile a seconda del tipo di processo. L'energia necessaria per innescare le reazioni termonucleari proviene dall'energia liberata durante la contrazione gravitazionale che agisce sempre all'interno delle stelle.
Le stelle si formano a partire da nebulose di polveri e gas nelle quali si attua un processo di condensazione e quindi di collasso. I materiali che collassano danno origine a una protostella, un corpo abbastanza freddo e poco luminoso che emette radiazioni infrarosse e si contrae riscaldandosi. Quando la temperatura nel nocciolo supera i 10 milioni di K si innescano le reazioni termonucleari di fusione dell'idrogeno e la protostella si trasforma in una stella della sequenza principale. Le stelle restano sulla sequenza principale finché non hanno esaurito l'idrogeno del nocciolo, poi riprendono a contrarsi. Le stelle con massa inferiore a 0,5 masse solari si trasformano in nane bianche e si spengono. Le stelle con massa superiore a 0,5 masse solari si trasformano in giganti rosse: nel nocciolo la temperatura supera i 100 milioni di K e si innescano le reazioni di fusione dell'elio che portano alla produzione di carbonio, mentre l'involucro esterno a causa dell'enorme calore si sprigiona, si espande e si raffredda. Quando il carbonio è consumato le stelle con massa inferiore a 1,44 masse solari si trasformano in nane bianche passando attraverso lo stadio di nebulose planetarie. Le stelle con massa maggiore, invece, attraversano fasi di contrazione gravitazionale alternate a fasi in cui si innescano le reazioni di fusione che producono elementi via via più pesanti. Tali reazioni richiedono temperature sempre più elevate. Le stelle con massa più grande procedono fino al ferro, le stelle più leggere si arrestano in uno stadio che dipende dalla loro massa. In tutti i casi quando le reazioni terminano, la stella si trasforma in una supernova, esplode e il nucleo restante va incontro a una contrazione, senza tuttavia innescare nuove reazioni. Se il nucleo ha una massa inferiore a 1,44 masse solari, la stella si trasforma in nana bianca. Se ha una massa compresa tra 1,44 e 3 masse solari si trasforma in una stella a neutroni; se invece ha una massa superiore a 3 masse solari si trasforma in un buco nero.
Nell'Universo le stelle non sono isolate, ma organizzate in sistemi chiamati galassie. Una galassia contiene centinaia di miliardi di stelle, polveri e gas. Le galassie possono essere ellittiche, a spirale, irregolari. Spesso costituiscono ammassi molto complessi.
La galassia a cui appartiene il Sistema Solare è una galassia a spirale, visibile in ciclo come Via Lattea e viene denominata semplicemente Galassia. Fa parte di un ammasso denominato Gruppo Locale. Ha un diametro di circa 100000 al e uno spessore di circa 5000 al, è formata da un disco con un nucleo centrale più denso, da cui partono diversi bracci a spirale. Il Sole si trova su uno dei bracci.

La Galassia si è formata tra 20 e 10 miliardi di anni fa attraverso processi che hanno dato origine a diverse popolazioni di stelle con composizione chimica differente. Le stelle formatesi in tempi più recenti hanno infatti una composizione chimica più complessa e contengono metalli ed elementi pesanti. Il Sole è una stella di seconda generazione, che contiene molti elementi pesanti residuo dell'esplosione di una supernova.
Lo studio delle altre galassie è molto complesso a causa dell'enorme distanza e della difficoltà di ottenere
immagini precise della loro struttura. Si ritiene che le galassie si stiano allontanando le une dalle altre a una velocità che può essere misurata mediante l'effetto Doppler degli spettri. La scoperta di questo movimento induce a ritenere che l'Universo sia in espansione. Si ritiene che l'Universo abbia avuto origine circa 20-15 miliardi di anni fa attraverso un evento esplosivo detto tìig bang. Gli studi teorici sul big bang sono molto complessi e non permettono di chiarire in modo risolutivo la sequenza degli eventi che si sono ve-rificati nei primi istanti.