UNIVERSO

SFERA CELESTE

È una sfera cava, immaginaria, di raggio arbitrario ma grandissimo, tale che un osservatore sulla superficie terrestre può considerarsi sempre nel suo centro. Su di essa si immaginano collocati tutti gli astri.

COSTELLAZIONI

Sono insiemi convenzionali, di stelle che si trovano a diversa distanza dalla Terra ma che per ragioni prospettiche sembrano allineate sulla volta celeste.

come le stelle appaiono proiettate sulla sfera celeste

carta stellare

si costruiscono proiettando l’intera volta celeste su un piano

Le costellazioni ufficialmente sono 88: 12 formano lo Zodiaco, 27 si trovano nell’emisfero Nord e 49 in quello Sud. Hanno un nome; le stelle del raggruppamento si indicano o con il loro nome o con una lettera dell’alfabeto greco in ordine decrescente di splendore, seguita dal genitivo latino del nome della costellazione cui appartengono.

costellazioni emisfero boreale

costellazioni emisfero australe

Carta stellare medie latitudini (45°) emisfero Nord solstizio d’inverno

1) Andromeda; 2) Pegaso; 3) Perseo; 4) Cassiopea; 5) Lucertola; 6) Cefeo; 7) Orsa Minore; 8) Drago; 9) Orsa Maggiore; 10) Chioma di Berenice; 11) Leone Minore; 12) Lince. A = galassia M 31.

in direzione Nord

14) Sestante; 15) Idra; 16) Cancro; 17) Gemelli; 18) Cane Minore; 19) Unicorno; 20) Cane Maggiore; 21) Poppa; 22) Auriga; 23) Orione; 24) Lepre; 25) Colomba; 26) Toro; 27) Eridano; 28) Balena; 29) Ariete; 30) Pesci.

In direzione Sud.

Carta stellare medie latitudini (45°) emisfero Nord equinozio di primavera

1) Gemelli; 2) Auriga; 3) Lince; 4) Perseo; 5) Orsa Maggiore; 6) Orsa Minore; 7) Cassiopea; 8) Cefeo; 9) Drago; 10) Cigno; 11) Lira; 12) Ercole.

in direzione Nord

13) Serpente; 14) Ofiuco; 15) Boote; 16) Bilancia; 17) Chioma di Berenice; 18) Vergine; 19) Idra; 20) Corvo; 21) Cratere; 22) Sestante; 23 Macchina Pneumatica; 24) Leone; 25) Cancro; 26) Unicorno; 27) Cane Minore. A = zona ricca di galassie.

In direzione Sud.

Carta stellare medie latitudini (45°) emisfero Nord solstizio d’estate

1) Chioma di Berenice; 2) Leone; 3) Leone Minore; 4) orsa Maggiore; 5) Lince; 6) Orsa Minore; 7) Drago; 8) Cigno; 9) Cefeo, 10) cassiopea; 11) Perseo; 12) Andromeda; 13) Lucertola; 14) Pegaso.

in direzione Nord

15) Acquario; 16) Volpetta; 17) Aquila; 18) Capricorno; 19) Lira; 20) Scudo; 21 Sagittario; 22) Ercole; 23) Ofiuco; 24) Scorpione; 25) Lupo; 26) Bilancia; 27) Serpente; 28) Corona Boreale; 29) vergine; 30) Boote.

In direzione Sud.

Carta stellare medie latitudini (45°) emisfero Nord equinozio d’autunno

1) Cigno; 2) Lira; 3) Ercole; 4) Cefeo; 5) Drago; 6) Orsa Minore; 7) Orsa Maggiore; 8) Cassiopea; 9) Lince; 10) Perseo; 11) Auriga; 12) Gemelli.

in direzione Nord

13) Toro; 14) Orione; 15) Andromeda; 16) Triangolo; 17) Ariete; 18) Balena; 19) Eridano; 20) Pegaso; 21) Pesci; 22) Scultore; 23 Acquario; 24) Pesce Australe; 25) Capricorno; 26) Aquila; 27) Serpente. A = Galassia M 31

In direzione Sud.

LO ZODIACO

È una fascia della volta celeste ampia 18°, a cavallo dell’eclittica.

Gli antichi la divisero a partire dal punto , in 12 segni di 30° ciascuno.

Il Sole, i pianeti e la Luna si proiettano sullo zodiaco.

Per la precessione degli equinozi il punto oggi si trova nella costellazione dei Pesci.

costellazioni dello zodiaco e sfera celeste

Costellazioni dello zodiaco

Il reticolato geografico costituisce un “sistema di riferimento” per localizzare con precisione assoluta gli oggetti che si trovano sulla Terra.

E’ costituito da un insieme di linee ideali intrecciate a rete che formano delle maglie (trapezi sferici e triangoli sferici) chiamati meridiani e paralleli.

RETICOLATO GEOGRAFICO

I paralleli sono un sistema di circonferenze ottenute dall’intersezione con la superficie di piani che tagliano perpendicolarmente l’asse terrestre. Il parallelo fondamentale è l’equatore che divide la Terra in due emisferi: l’emisfero Nord o Boreale o settentrionale e l’emisfero Sud o Australe o meridionale. I paralleli di grado sono 90 a Nord e 90 a Sud e sono di ampiezza decrescente e si riducono a un punto in corrispondenza dei Poli. Altri paralleli di riferimento sono: i Circoli polari (Artico e Antartico) e i Tropici ( Cancro e Capricorno).

PARALLELI

MERIDIANII meridiani sono un sistema di circonferenze ottenute dall’intersezione con la superficie di piani contenenti l’asse terrestre.

I meridiani geografici sono le semicirconferenze che uniscono i due poli, sono 360, alla distanza uno dall’altro di 1 grado,180 a Est est 180 a Ovest di del meridiano fondamentale cioè il Meridiano di Greenwich.

Altro meridiano di riferimento è l’antimeridiano di Greenwich in corrispondenza del quale passa la linea del cambiamento di data.

Coordinate geografiche

Consentono di localizzare facilmente un punto sulla superficie terrestre. Sono:

Latitudine: la distanza angolare di un punto dall’Equatore misurata, in gradi o frazioni di grado, sull’arco di meridiano compreso tra quel punto e l’equatore. Può essere Nord e Sud.

Longitudine: distanza angolare di un punto dal meridiano di Greenwich misurata, in gradi o frazione di grado, sull’arco di parallelo compreso tra quel punto e il meridiano di Greenwich. Può essere Est o Ovest.

Altitudine: o quota di un punto, è la distanza verticale del punto considerato dal livello medio del mare, può maggiore o minore di zero.

RETICOLATO E COORDINATE CELESTI

Il reticolato geografico celeste costituisce un “sistema di riferimento” per localizzare con precisione assoluta gli oggetti che si trovano sulla sfera celeste.

E’ costituito da un insieme di linee ideali intrecciate a rete che formano delle maglie (trapezi sferici e triangoli sferici) chiamati meridiani celesti e

paralleli celesti. La Terra in questo sistema deve essere considerata puntiforme.

I paralleli sono un sistema di circonferenze ottenute dall’intersezione con la superficie di piani che tagliano perpendicolarmente l’asse del mondo.

Il parallelo fondamentale è l’equatore celeste che divide la sfera celeste in due emisferi: l’emisfero Nord e l’emisfero Sud.

I paralleli di grado sono 90 a Nord e 90 a Sud e sono di ampiezza decrescente e si riducono a un punto in corrispondenza dei Poli.

Paralleli celesti

I circoli meridiani (coluri) sono un sistema di circonferenze ottenute dall’intersezione con la superficie di piani contenenti l’asse del Mondo. I meridiani celesti sono le semicirconferenze che uniscono i due poli, polo nord celeste e polo sud celeste. Il meridiano di riferimento è quello passante per il punto nella costellazione dell’Ariete, che corrisponde al punto sulla sfera celeste occupato dal Sole nell’equinozio di primavera, nel suo moto apparente attorno alla Terra lungo l’Eclittica.

Meridiani celesti

Consentono di localizzare facilmente un astro sulla sfera celeste. Sono:

Declinazione celeste: distanza angolare, espressa in gradi, di un astro dall’Equatore celeste. Viene misurata sull’arco di meridiano celeste compreso tra quel punto e l’equatore. Può essere Nord e Sud.

Ascensione Retta: distanza angolare, misurata in senso antiorario, di un astro dal meridiano celeste passante per il punto . Viene espressa in ore e minuti, e misurata sull’arco di parallelo compreso tra l’astro e il meridiano di riferimento.

Coordinate Celesti Equatoriali

Onde elettromagneticheLa luce è un insieme di radiazioni o onde elettromagnetiche, che si propagano nello spazio a velocità finita (velocità della luce= 300.000 Km/s). Sono definibili attraverso i seguenti parametri: Lunghezza d’onda : distanza tra due massimi o due minimi successivi. Frequenza : numero di onde che passano in un punto nell’unità di tempo (il secondo). Ampiezza o intensità: altezza delle creste. e sono inversamente proporzionali.

Spettri

Lo spettro è la figura che si ottiene raccogliendo, su uno schermo nero o una lastra fotografica, le radiazioni elettromagnetiche provenienti da una sorgente, dopo che hanno subito una rifrazione.In uno spettro ogni radiazione appare come una riga.Le radiazioni si dispongono in ordine di lunghezza d’onda.Lo spettro completo delle radiazioni elettromagnetiche comprende:

Esperimento di Newton

Nel 1666 Newton, facendo passare la luce solare attraverso un prisma di vetro, ottenne la sua scomposizione unagradualità di colori che dal violetto passano all’azzurro, al verde, al giallo, al rosso, senza soluzione di continuità. Lo strumento usato si chiama Spettroscopio.

Tipi di SpettriSi conoscono tre tipi principali di spettri:

Spettro di emissione continuo:è lo spettro della luce bianca emessa da un corpo solido, liquido o gassoso ad alta temperatura (incandescenza)) e alta pressione(alta densità)

Spettro di emissione a righe: è lo spettro emesso da un gas rarefatto ad alta temperatura.Si presenta a righe se il gas è formato da atomi ,a bande se formato da molecole

Spettro di assorbimento:è lo spettro ottenuto quando la luce bianca passa attraverso un gas a più bassa temperatura e assorbe le stesse onde che avrebbe emesso se fosse stato incandescente.Si presenta con righe nere su uno sfondo colorato.

STELLE

Corpi gassosi mantenuti compatti dalla forza gravitazionale ,ad alta temperatura e pressione, in grado di produrre energia sotto forma di onde elettromagnetiche.

Unità di misura

Unità Astronomica (U.A.):corrisponde alla distanza media Terra-Sole (149600000 Km).Viene usato nell’ambito del sistema solare.

Anno luce (a.l.):corrisponde alla distanza percorsa dalla luce in un anno(9463 miliardi di Km alla velocità di 300000Km/sec)Si usa al di fuori del sistema solare

Parsec (pc):corrisponde alla distanza di una stella la cui parallasse annua è di 1 sec di grado.Vale 3,26 a.l.Si usa al di fuori del sistema solare.

Si definisce parallasse annua l’angolo sotto il quale da una stella si vede perpendicolarmente il semiasse maggiore dell’orbita terrestre

Caratteristiche delle stelle

• Luminosità

• Temperatura

• Colore

• Indice di colore

• Massa e Densità

• Dimensione

• Moti

Luminosità

Energia irraggiata da una stella su tutte le lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico, in tutte le direzioni e nell’unità di tempo.Si misura con la magnitudine

Magnitudine:valore in scala logaritmica dello splendore di un oggetto astronomico.Si distinguono la magnitudine apparente (registrata dal fotometro) e quella assoluta (definita come la magnitudine apparente che un oggetto avrebbe se collocato alla distanza di 10 pc )

TemperaturaLa temperatura superficiale di una stella può essere ricavata considerando due diversi parametri :

COLORE

varia dal rosso ( meno calde circa 2000 K ),

all’arancio, al giallo, al bianco-azzurro, al blu (più calde fino a 30000 K)

CLASSE SPETTRALE

sono state individuate sette classi (O;B;A,F;G;K;M ) in ognuna varia la posizione,il numero e la successione delle righe spettrali.

La

Classi spettrali

Per ricordare la successione delle classi è utile la seguente frase:

“ Oh! Be A Fine Girl Kiss Me Right Now “

Indice di colore

Per ricavare la temperatura superficiale di una stella dal suo colore. Si seleziona un tipo particolare di radiazione con una certa lunghezza d’onda e, con un fotometro si misura la luminosità della radiazione isolata. Successivamente si calcola la magnitudine della stella nei diversi colori, in particolare nel campo del blu e del giallo. Si ottengono così due parametri chiamati magnitudine blu e magnitudine gialla. La differenza tra le due magnitudini è denominata indice di colore.

Massa e DensitàLa massa di una stella si misura grazie ad effetti gravitazionali su sistemi di stelle .Varia da circa 1/10 a circa venti volte o più della massa solare

La densità della materia stellare varia da oggetto a oggetto (es 1cm3 nello strato esterno del sole contiene qualche centesimo di grammo di gas,1cm3 della nana bianca 1000000000 di grammi)

Dimensione

Si misura conoscendo la temperatura e la luminosità assoluta.Il raggio stellare è molto variabile ,si riconoscono stelle :supergiganti, giganti, nane e subnane

Moti

Spostamento delle stelle vicine (frazioni di secondo d’arco per anno a velocità variabile ) misurato rispetto ad un sistema di riferimento fisso legato alle galassie più lontane.

Effetto DopplerL’effetto Doppler consiste nella variazione della frequenza della radiazione, causata dal movimento della sorgente rispetto all’osservatore:

•se sorgente e osservatore si avvicinano , la frequenza della radiazione aumenta;

• se sorgente e osservatore si allontanano la frequenza diminuisce.

Le onde elettromagnetiche si comportano come le onde sonore:

•quando una stella è in allontanamento dalla Terra tutte le righe di del suo spettro sono spostate verso il rosso (diminuisce la frequenza);

•quando invece, una stella è in avvicinamento le righe dello spettro sono spostate verso il blu (aumenta la frequenza).

Stelle doppieCirca il 70% delle stelle è aggregato in sistemi ruotanti secondo un baricentro comune. Esistono sistemi multipli formati da 3 o più stelle.

Il sistema più diffuso è quello binario. Si conoscono:

• binarie visuali

• binarie astrometriche: due stelle di massa diversa il loro moto viene perturbato.

• binarie spettroscopiche: si riconoscono attraverso lo studio degli spettri.

• binarie ad eclisse: periodicamente si eclissano a vicenda.

• binarie strette: stella risucchiata dalla compagna, un buco nero.

Stelle variabili

Con questo nome si indicano quelle stelle che in un periodo relativamente breve mostrano evidenti variazioni di splendore. La variabilità può essere:

• periodica con variazioni di ampiezza costanti, v. regolari

• periodica con variazioni di ampiezza disuguali, v. semiregolari

• assolutamente casuale e imprevedibile, v. irregolari.

CefeidiSono stelle variabili regolari, pulsanti, con un periodo compreso tra 1 e 100 giorni. Queste variazioni sono dovute a dilatazioni e contrazioni della stella. La temperatura superficiale, al massimo dello splendore, si eleva di 1000 K. Il loro nome deriva Cephei (osservata nel 1894). Oggi si distinguono diversi tipi di Cefeidi (supergiganti, giganti vecchie, nane giovani). Sono indicatori di distanza per calcolare la distanza delle stelle.

Metodo delle Cefeidi: noto il periodo di pulsazione, si ricava la magnitudine apparente, utilizzando formule diverse a seconda del tipo di Cefeide; poi nota la magnitudine assoluta si ricava la distanza (d) applicando la formula:

M = m + 5 – 5 log d

Nebulose

Ammassi di gas e polveri interstellari.

Possono essere:

• Luminose: a riflessione, ad emissione , planetarie, da supernova.

• Oscure

BLUE BUBLE

SPIROGRAPH NEBULA

NGC 5979

FLOWER POWER

CAT’S EYE NEBULA

ESKIMO NEBULA

HUNTER’S HORSE constellation ORION

Dark and bright nebula constellation ARA

TARANTULA NEBULA in the LARGE MAGELLANIC CLOUD

Evoluzione stellare

Vita morte e….miracoli di una stella

Le stelle hanno origine da nubi di idrogeno e materia interstellare. L’avvio del processo sembra affidato alla casualità. Le prime fasi di “gestazione di una stella sono lentissime, alcuni milioni di anni per stelle piccole, stelle massicce si formano in tempi relativamente brevi (300000 anni). Il destino evolutivo di una stella è determinato esclusivamente dalla massa che in essa si è concentrata. Le prime fasi dell’evoluzione sono uguali per tutte le stelle ( fino allo stadio di gigante rossa), l’evoluzione successiva si diversifica a seconda della massa iniziale.

NEBULOSA

contrazione

PROTOSTELLA

contrazione

m = 1/100

T: 10 milioni K

fusione 4H He

NANA BRUNA

sequenza principale

GIGANTE ROSSA

contrazione

T: 100 milioni K

fusione 3He C

sequenza principale (instabilità,pulsazioni)

m 0,8 m: 0,8 8 m 10

fusioni: C O

fusioni: C O

fusioni: C O Mg Si Fe

contrazione

vento stellare

contrazione

NANA BIANCA

NEBULOSA PLANETARIA

SUPERNOVA DI TIPO II

contrazione

NANA NERA

NANA BIANCA STELLA DI NEUTRONI

BUCO NERO

Sistema doppio fusione C O Ni

NANA NERA

collasso SUPERNOVA DI TIPO I

Reazioni termonucleari di fusione

L’energia emessa da una stella, viene prodotta da processi di fusione termonucleare che si svolgono nel nucleo.

Le reazioni avvengono con modalità diverse in base alla massa della stella.

Nelle stelle di piccola massa e con minore temperatura nel nucleo la trasformazione di H in He avviene attraverso il ciclo protone-protone.

Nelle stelle massicce e maggiore temperatura nel nucleo la trasformazione di H in He avviene attraverso il ciclo di Bethe o ciclo carbonio-azoto.

Limite di Chandrasekhar

Limite oltre il quale una stella collassa. Il valore della massa critica è 1,4 MSole

Diagramma HRUn metodo per classificare le stelle in funzione della loro magnitudine e della loro temperatura o della loro classe spettrale

Si può considerare come una “fotografia” di stelle di età diverse, colte in uno stesso istante.

La posizione di una stella in un diagramma HR dipende dalla sua massa, dalla composizione chimica iniziale e dalla sua età. La posizione di una stella non è fissa ma cambia mentre la stella si trasforma.

Ci sono diversi diagrammi HR .

Interpretazione del diagramma HR

• le stelle rappresentate si trovano in momenti diversi della loro evoluzione;

• le regioni del diagramma entro le quali vi è la maggior densità di stelle corrispondono alle condizioni fisiche (temperatura e luminosità) più frequenti e più comuni;

• ogni regione del diagramma occupata corrisponde a uno stadio possibile della vita di una stella;

• la sequenza principale, dove si trova la massima densità di punti, rappresenta la fase più lunga e stabile della vita di una stella.

Diagramma HR di ammasso aperto. La sequenza principale è più o meno estesa, manca o è appena accennato il ramo delle giganti rosse.

Diagramma HR di ammasso globulare. È presente solo la parte inferiore della sequenza principale ed un pronunciato ramo che si diparte da questa fino alla zona delle giganti rosse.

Posizioni che verrebbero occupate nel diagramma H-R da una stella, di massa simile a quella del Sole, durante la sua vita.

La differenza tra i diagrammi HR conferma l’esistenza di diverse popolazioni stellari.

Si riconoscono popolazioni stellari diverse in base al contenuto di metalli. Gli astronomi chiamano:

• stelle di Popolazione I le stelle più giovani, appartenenti agli ammassi aperti, ricche di metalli (circa il 2% della massa stellare);

• stelle di Popolazione II quelle più vecchie appartenenti agli ammassi globulari, povere di metalli (circa lo 0,2 della massa stellare).

Popolazioni stellari

Ammassi globulari

È un aggregato di un grande numero di stelle (fino a qualche milione) molto compatto e di forma sferica. Le stelle più brillanti sono di colore rosso . Sono stelle di Popolazione II, povere di metalli. Al loro interno la materia interstellare è scarsa. Si sono formati durante le prime fasi evolutive dell’universo.

M 80 (28000 a,l.)

47 TUCANAE (13000a.l.)

Ammassi apeti

È un aggregato di un centinaio di stelle, di forma irregolare, disperse in uno spazio molto ampio. In questi ammassi la materia interstellare è molto abbondante. Le stelle sono di Popolazione I ricche di metalli, di colore bianco-azzurro.

GalassieSono corpi celesti costituiti da miliardi di stelle.

In una stessa galassia possono coesistere stelle in fasi evolutive diverse.

Lo spazio tra le stelle è occupato da particelle di gas estremamente rarefatti, polveri cosmiche, che formano il mezzo interstellare.

Le dimensioni delle galassie possono variare da 10000 a 200000 o più a. l..

La densità media di galassie è di circa 3 sistemi stellari ogni megaparsec.

La distanza media fra due galassie è di circa 2,5 milioni di a.l.

All’interno di una galassia la distanza media tra due stelle è 100 milioni di volte il rispettivo diametro.

Classificazione delle galassieLa classificazione delle galassie si basa sulla forma e le dimensioni. Si distinguono:

• galassie ellittiche: al loro interno mancano le stelle giovani e non si osservano polveri e gas. Sono divise in sottoclassi da 0 a 7 (0 = sferica, 7 = appiattite). Indicate con E. 18%

• galassie a spirale: contengono grandi quantità di polveri e stelle giovani, quelle vecchie sono nella zona centrale. Divise in a-b-c, per dimensione del nucleo e posizione dei bracci. Indicate con S. 78%

• galassie a spirale barrata: il corpo centrale è attraversato da una barra dalla quale partono i bracci a spirale. Divise in a - b - c. indicate con SB.

• galassie irregolari: non hanno forma definita, contengono grandi quantità di polveri e stelle giovani. Poco frequenti. 4%

Galassie attive

Emettono radiazioni nel campo del visibile o dell’infrarosso o dell’ultravioletto in quantità anomale rispetto al normale. Secondo molti l’attività di queste galassie dipende dalla presenza di un buco nero. Tra le galassie attive:

• radiogalassie

• quasars

• galassie Seyfert

• galassie Markarian

Ammassi e superammassi

Le galassie sono riunite in sistemi. I sistemi sono riuniti i ammassi.

Il nostro ammasso si chiama Gruppo Locale (diametro di circa 8 milioni di a.l.)

Gli ammassi sono riuniti in superammassi.

Ha 'aperto gli occhi' per la prima volta, il più complesso osservatorio astronomico sulla Terra, l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (Alma), ed ha fotografato uno scontro titanico fra galassie. L'immagine, ottenuta nella fase di collaudo di un telescopio ancora in costruzione, e' stata pubblicata dallo European Southern Observatory.L'immagine ha come protagoniste 'Le Antenne', due galassie a spirale (chiamate NGC 4038 e 4039) in collisione e distanti circa 70 milioni di anni luce.

NGC 4622

M 74

NGC 1300

45 a.l. constellation Fornax

M 64 ottenuta dalla fusione di due spirali

M 104 galaxy SOMBRERO

Due galassie allineate

Tempesta cosmica galassia M 32

Via Lattea

La nostra Galassia, è una galassia a spirale con 4 – 5 bracci.

Osservato dalla Terra, il nucleo galattico si proietta sulla Sfera celeste nella costellazione del Sagittario.

Il Sole si trova in un braccio della spirale (braccio di Orione), sul piano galattico, ad una distanza dal centro di 30000 a.l.

Intorno al disco si osserva un alone sferico, costituito da stelle vecchie (ammassi globulari).

Red ShiftLe galassie si muovono e si allontanano le une dalle altre.

La velocità di allontanamento, detta anche velocità di recessione, è maggiore per le galassie più lontane e minore per quelle più vicine.

Gli spettri sono spostati verso il rosso, per l’effetto Doppler.

La relazione tra velocità di allontanamento e distanza della galassia dalla Terra è espressa dalla legge di Hubble: = H d

La legge di Hubble fornisce un metodo per determinare la distanza delle galassie più lontane.

Il valore della costante di Hubble muta nel corso della storia dell’Universo, attualmente ha un valore compreso tra 40 e 80 Km/Mpc.

Ipotesi cosmologiche

Per spiegare l’origine dell’Universo sono state formulate le seguenti ipotesi:

• modello dello stato stazionario;

• modello del big bang;

• modello standard;

• modello delle supercorde o superstringhe

Futuro dell’Universo

Sono stati elaborati tre modelli:

• Universo aperto;

• Universo chiuso;

• Universo piatto;

• Universo a bolle