L'universo e i corpi celesti: astronomia, Sole e attività solare

L'UNIVERSO E I CORPI CELESTI

L'astronomia

L'astronomia è la scienza che studia i corpi celesti e il loro moto nell'Universo. Nel corso delle storia sono state proposte alcune teorie astronomiche frutto delle conoscenze e dei mezzi scientifici a disposizione:

• Teoria geocentrica (Tolomeo II sec. d.C.): modello astronomico che pone la Terra al centro dell'Universo basandosi su precetti teorici e testi sacri;
• Teoria eliocentrica (Copernico 1473-1543): modello astronomico che pone il Sole al centro del Sistema Solare e dell'Universo.

Le leggi dei Keplero

Numerosi scienziati hanno perfezionato le varie teorie tra cui: · Keplero: formulò 3 leggi che regolano il movimento dei pianeti supportando così la teoria copernicana: 1º legge: i pianeti percorrono orbite ellittiche, di cui il Sole occupa uno dei 2 fuochi. Si definiscono - Perielio: il punto dell'orbita più vicino al Sole - Afelio: il punto dell'orbita più lontano dal Sole

Pianeta Sole Afelio Perielio

Le leggi dei Keplero: Raggio Vettore e Periodi di Rivoluzione

2º legge: il raggio vettore, ossia la congiungente del pianeta con il Sole, percorre aree uguali in tempi uguali. Le aree sono proporzionali al tempo impiegato per percorrerle, per cui un pianeta si muove più velocemente quando è più vicino al Sole (perielio) e più lentamente quanto è più lontano (afelio). 3º legge: i quadrati dei tempi che i pianeti impiegano a percorrere le loro orbite (periodi di rivoluzione) sono proporzionali ai cubi delle loro distanze medie dal Sole. Ciò significa che quanto più un pianeta è lontano dal Sole, tanto più la sua velocità di rivoluzione diminuisce.

D sole A B Taggio vettore pianeta P2 t 2 P. t Sole

Le leggi dell'Universo

· Galileo Galilei: fu il primo scienziato a studiare l'astronomia utilizzando strumenti ottici, come il cannocchiale e a proporre un metodo sperimentale basato sull'osservazione, il calcolo e la previsione. · Isaac Newton: formulò la legge della gravitazione universale che afferma che nell'Universo ogni particella attrae ogni altra particella con una forza che è direttamente proporzionale al prodotto delle loro masse e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.

forza di attrazione gravitazionale (N) costante G(N · m2/kg2) F = G m1 m2 12 massa del primo corpo (kg) distanza (m) N · m2 massa del secondo corpo (kg) G = 6,67 × 10-11 kg2

L'Origine dell'Universo

L'origine dell'Universo viene spiegata con la teoria del Big Bang: nell'istante zero, tutta la materia era concentrata in un volume più piccolo di un atomo, con densità pressoché infinita e temperatura di miliardi di gradi. Quel nucleo di energia pura è esploso e ha cominciato a dilatarsi, dando origine a tutti i corpi dell'Universo.

La Terra si è formata circa 4,5 miliardi di anni fa Era delle galassie meno addensate Le galassie si sarebbero formate circa 14 miliardi di anni fa big bang 15 miliardi di anni fa Gi ritiene che I primi atomi si siano formati 380 000 anni dopo l'esplosione 10 miliardi di anni fa 5 miliardi di anni fa Oggi La scoperta della radiazione cosmica di fondo è stata la prova a sostegno della teoria del big bang

L'evoluzione dell'Universo

Osservando gli spettri di alcune decine di galassie, lo scienziato Hubble dedusse che: · le galassie si stanno allontanando alla velocità di migliaia di km/s. · le galassie si stanno allontanando con velocità tanto più alta quanto più sono lontane (legge di Hubble). Ciò può essere spiegato se si ammette che l'Universo sia in espansione nella sua globalità, per cui ogni oggetto che ne faccia parte si allontana da ogni altro per il progressivo dilatarsi dello spazio.

C B A

Il destino dell'Universo

Sono state formulate due ipotesi riguardo il futuro dell'Universo: · il Big Crunch: se la massa presente nell'Universo fosse superiore al valore critico, allora la forza di gravità avrebbe il sopravvento sull'espansione. Si avrebbe così un grande collasso, che porterebbe la materia allo stato iniziale che ha preceduto il Big Bang; · la morte fredda dell'Universo: se la massa fosse inferiore al valore critico, l'espansione continuerebbe indefinitamente e la materia diventerebbe sempre più rarefatta e fredda.

La teoria della relatività gene- rale di Einstein sostiene che l'Universo sia in continua espansione e che provenga da uno stato iniziale infinitamen- te denso, detto Big Bang. La recessione delle galassie, os- servata da Hubble, è consi- stente con questa teoria.

Universo infinito «aperto» Dimensioni Valore critico Big Bang Universo finito «chiuso» Big Crunch Tempo La linea blu rappresenta la teoria dell'espansione dell'Universo e la linea gialla quella del Big Crunch.

espansione Dimensioni Universo piatto collasso 0 5 10 miliardi di anni

Le misure astronomiche

Le distanze tra i corpi celesti possono essere espresse utilizzando tre unità di misura: · l'unità astronomica (UA) corrisponde alla distanza media Terra-Sole, equivalente a circa 150 milioni di km. · L'anno-luce (al) è la distanza percorsa in 1 anno dalla luce, che si muove alla velocità di circa 300 000 km/s. Un anno-luce corrisponde, quindi, a una distanza di circa 9463 miliardi di km. · Il parsec (parallasse-secondo) corrisponde alla distanza alla quale dovrebbe trovarsi un corpo per avere un angolo di parallasse di 1" d'arco. 1 pc equivale a 206 265 UA e a circa 3,26 al.

parsec (pc) orbita terrestre Terra Sole

I corpi celesti: stelle e galassie

Le stelle, insieme a sistemi planetari, polvere e gas interstellare sono raggruppate a formare le galassie. Quest'ultime possono avere varie forme:

A spirale barrata A spirale ellittica irregolare

Le stelle

· Le stelle sono corpi gassosi, formati prevalentemente da idrogeno ed elio, ad altissima temperatura che emettono energia sotto forma di radiazioni elettromagnetiche;

• Per conoscere la composizione chimica delle stelle si utilizza lo spettroscopio. Esso analizza la luce emessa dalle stelle, separando le varie radiazioni che la costituiscono in base alla lunghezza d'onda. Si ottiene così lo spettro stellare.

Ne 550 H N Hg 5000 4000 Fe 8000 5500 Na 1000 5000 450 Na A D E 6 F G H. H. 7000

La luminosità delle stelle

Le stelle appaiono di vari colori e di diversa luminosità. Tali differenze dipendono da molteplici fattori, tra cui: le dimensioni delle stelle, la loro massa, la loro composizione chimica, la loro temperatura. La luminosità di un corpo celeste è descritta da una grandezza detta magnitudine e può essere: · Apparente: descrive la luminosità di una stella come appare e non per l'effettiva luminosità. Le stelle, infatti, possono apparire più o meno luminose anche perché si trovano più o meno vicino a noi. · Assoluta: cioè la quantità di energia luminosa effettivamente emessa. È definita come la magnitudine apparente che avrebbero le stelle se si trovassero tutte alla distanza di 10 parsec.

Il colore delle stelle

Il colore di una stella dipende dalla temperatura superficiale.

Classe spettrale Temperatura di superficie (gradi Kelvin) Colore Esempi di stelle 10 Lacerta (09) 30.000 B 20.000 Rigel B8 A 10.000 Sirio (AI) Canopo 7000 (FO) C 6000 Sole (G2) K 4000 M 3000 Aldebaran (K5) Betelgeuse (M2)

Il diagramma H-R

Hertzsprung e Russell idearono un diagramma noto come diagramma HR, che porta in ascissa la temperatura superficiale delle stelle e in ordinata la relativa luminosità.

104 103 supergiganti luminosità (rispetto al Sole) 102 10 SEQUENZA PRINCIPALE 1 Sole 10-1 10-2 10-3 nane bianche nane brune 10-4 30 000 10 000 7500 6000 5000 3500 temperatura superficiale (kelvin)

L'evoluzione di una stella

L'evoluzione di una stella prevede 3 fasi:

• Fase iniziale: una stella si forma quando una nebulosa inizia a contrarsi per effetto dell'attrazione gravitazionale. La temperatura interna sale e il calore viene emesso sotto forma di radiazione infrarossa. La futura stella diventa visibile e viene detta protostella.
• Fase di stabilità: quando il nucleo interno di una protostella raggiunge temperature intorno ai dieci milioni di gradi Celsius, hanno inizio le reazioni di fusione nucleare che trasformano l'idrogeno gassoso in elio, producendo grandi quantità di energia. E' la fase più lunga e stabile.

L'evoluzione di una stella: Fase Finale

· Fase finale: quando la maggior parte dell'idrogeno si è trasformato in elio, il processo di fusione termonucleare termina e il nucleo della stella ricomincia a contrarsi. Questo provoca un aumento della temperatura interna, che a sua volta causa l'espansione degli strati esterni della stella. Quando gli strati esterni si raffreddano, la stella diventa una gigante rossa.

Fasi principali dell'evoluzione stellare Stella tipo Sole Nana bianca Gigante rossa Nebulosa planetaria Nebulosa stellare Stella di neutroni Stella più massiva del Sole Supergigante rossa Supernova Buco-nero

La nostra stella: il Sole

Il Sole è una sfera di gas incandescente. È formato da quattro involucri concentrici: 1. il nucleo, la zona più calda e densa; 2. la zona radiativa; 3. la zona convettiva; 4. la fotosfera.

zona radiattiva zona convettiva nucleo fotosfera

L'attività solare

Sulla superficie solare hanno luogo fenomeni visibili dalla Terra: · Le macchie solari sono regioni che appaiono più scure, con una minore temperatura e una forte attività magnetica; · Le protuberanze sono nuvole, flussi e lingue di gas con temperature più basse, ma densità più alte, della materia circostante che si verificano in corrispondenza del bordo del disco prendono l'aspetto di fiammate; · I brillamenti sono manifestazioni esplosive dovute all'improvvisa liberazione di energia immagazzinata nei campi magnetici collegati ai gruppi complessi di macchie.

brillamenti protuberanza macchie solari

L'atmosfera solare

L'atmosfera solare è formata da: · cromosfera, uno strato di spessore ridotto, è chiamata così perché appare come un anello colorato di rosa quando il disco solare è eclissato dal ciclo lunare durante l'eclissi di Sole. Il bordo esterno è sfrangiato in punte luminose chiamate spicole; · La corona solare, si estende fino a centinaia di km dal Sole e ha una luminosità che decresce progressivamente.