1 l'ambiente celeste

L’Ambiente Celeste

Arecibo (Puerto Rico, Antille), 12 ottobre 1992: cinquecentesimo anniversario della scoperta dell’America. Il potente radiotelescopio, la cui parabola riveste un’ampia cavità naturale, comincia a scandagliare il cielo alla ricerca di segnali radio di provenienza extraterrestre, insieme ad altri radiotelescopi della NASA. Iniziano così le osservazioni compiute nell’ambito del programma di ricerca SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) della NASA. Il programma è tuttora in atto, con la partecipazione di molti Paesi, tra cui l’Italia. (SPL / Grazia Neri)

1. L’ambiente celeste

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Nel disegno vediamo come ci appare la Costellazione di Orione, proiettata sullo sfondo della Sfera celeste, e come in realtà sono disposte nello spazio le stelle che la compongono.

La posizione delle stelle



Fotografia del cielo stellato nella regione del Polo nord celeste, ottenuta con un’esposizione protrattasi per diverse ore. Al centro dell’immagine è la Stella polare, immobile, mentre gli archi di cerchi concentrici che la circondano disegnano le traiettorie apparenti degli astri.



La Sfera celeste e i suoi principali elementi necessari per determinare l’apparente posizione degli astri nel cielo.

Polo nord e Polo sud celesti sono i due punti ove l’asse terrestre incontra la sfera celeste

Zenit è il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore incontra la volta celeste

Nadir il punto opposto allo Zenit

Orizzonte celeste è il piano perpendicolare alla verticale all’osservatore che taglia la sfera celeste

Equatore celeste è il piano dell’equatore terrestre che taglia la sfera celeste

Le coordinate celesti servono per stabilire la posizione assoluta degli astri sulla Sfera celeste, come la latitudine e la longitudine per i punti sulla superficie terrestre.


Declinazione celeste (δ) è la distanza tra l’astro considerato S e il piano dell’Equatore celeste.

Meridiano di riferimento è il meridiano celeste che passa per il punto g situato nella Costellazione dell’Ariete.

Ascensione retta (α) è la distanza angolare dell’astro S dal meridiano di riferimento.

Il parsec (abbreviazione di parallasse-secondo, pc) è la distanza da cui il semiasse maggiore dell’orbita che la Terra descrive intorno al Sole è visto, perpendicolarmente, sotto l’angolo di 1”. (in realtà il Sole non si trova al centro dell’orbita terrestre come appare in figura, per semplicità.)


Unità Astronomica (U.A.) è la distanza media tra terra e Sole, pari a149.600.000 km Anno luce (a.l.) è la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa (300.000 km/sec) ed è pari a 9463 miliardi di km

Unità di Misura

(simbolo)

km U.A. a.l. pc

Unità

astronomica

(U.A.)

149.600.000 1 15.8 x 10-6 4.8 x 10-6

Anno luce

(a.l.)

9.463 miliardi 63 x 103 1 0.31

Parsec

(pc)

30.900 miliardi 206.265 3.26 1

Le stelle si mostrano più o meno luminose. La loro diversa luminosità ha suggerito di dividerle in classi a seconda del loro splendore. (Yoji Hirose / Galaxy / Picture Library)

Le caratteristiche delle stelle


Magnitudine apparente e assoluta

Sono state riconosciute 7 Classi di Magnitudine che vanno dalla Classe 0, per le stelle più luminose, alla classe 6, per quelle meno luminose. La differenza di luminosità tra le varie classi di Magnitudine è pari a 2,5. Esistono anche Magnitudini negative: Sirio (-1.47), Venere (-4.6), Sole (-26.8), Luna piena (-12.7)

La Magnitudine è funzione della distanza della stella dall’osservatore, per cui i valori espressi prima si riferiscono alla Magnitudine apparente m. La Magnitudine assoluta M indica la luminosità intrinseca di una stella. La Relazione tra M e m è: M = m + 5 – 5 log d [1] Dove d è la distanza della stella espressa in parsec.

Confronto tra le dimensioni dei vari tipi di stelle, dalle giganti rosse alle stelle di neutroni.


gigante rossa: consumato H, il nucleo di He collassa; T 100 milioni K, He si trasforma in C = grande espansione, rallentata dalla gravità (pulsazioni)

nana bianca: massa < Sole, collassa fino alla dimensione della Terra; D = 106; si raffredda rapidamente

nova: esplosione stellare, luminosità 150.000 volte Sole per poche settimane, poi diminuzione entro 1 anno

supernova stella di neutroni: massa 10 volte Sole, T miliardi K = nucleo Fe (combustione P, Si, Ne): collasso, enorme esplosione, disintegrazione; collasso gravitazionale, D = 106 (Dnana bianca), Ø 20-30 km supernova buco nero: massa >10 volte Sole, collasso gravitazionale, contrazione 10 km, flessione spazio-tempo, oggetto freddo e buio Nota: 0 K = -273.15°C; 0°C = +273.15 K

Esempi di spettri. Dall’alto: spettro continuo (lampada a incandescenza); spettri di emissione, prodotti da gas incandescenti a bassa pressione (Ne, neon; H, idrogeno; N, azoto; Hg, mercurio; Fe, ferro; Na, sodio); spettri di assorbimento: luce che è passata attraverso un gas a bassa pressione (Na, vapori di sodio; Sole). (Officine Galileo, Firenze)



All’analisi spettroscopica le diverse temperature delle stelle corrispondono a differenti tipi spettrali, denominati classi spettrali, ordinati in funzione del decremento della loro temperatura. La classe spettrale O comprende le stelle a più alta temperatura (da 30.000 a 60.000 K) di colore bianco azzurro; la classe M è costituita da stelle più fredde (intorno ai 3.000 K) di colore rosso. Il nostro Sole appartiene ad una classe intermedia (colore giallo e temperatura di 5.000-6.000 K). Le classi spettrali ci consentono di risalire alla luminosità intrinseca (Magnitudine assoluta) delle stelle che è identica per classi spettrali identiche. Confrontando la Magnitudine assoluta di una stella così ricavata, è possibile risalire alla distanza della stella stessa.


Nota: 6000 K = (6000 - 273.15)°C ~ 5727°C ‒

Esempi di stelle appartenenti a vari tipi spettrali (messe insieme artificialmente). Dall’alto a sinistra: Mintaka (temperatura 30000 K), Rigel (12000 K), Deneb (9700 K), Procione (6400 K), Capella (5500 K), Aldebaran (3400 K), Betelgeuse (3100 K). (G. Vanin / AAF Rheticus, 1998)



Stelle in fuga e stelle in avvicinamento


Nubi di materia interstellare.


Nebulose.


L’evoluzione dei corpi celesti Diagramma H-R (Hertzsprung-Russell).

Nel diagramma H-R le stelle non si distribuiscono a caso, ma in grandissima parte si raccolgono lungo una fascia, che attraversa diagonalmente il diagramma, chiamata sequenza principale.


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

L’evoluzione dei corpi celesti

Stelle in formazione in una nebulosa. (L. Allen, J. Horn, L. Deutsch / Harvard)


L’esplosione della supernova SN 1987A, osservata «in diretta» nel febbraio 1987. (Hubble Spatial Telescope Institute)



La forza di attrazione di un buco nero è tale che nemmeno la luce può sfuggire da esso.



La forma della nostra Galassia.

Le galassie e la struttura dell’Universo


Un esempio di galassia ellittica.



Un esempio di galassia a spirale: Andromeda.




La distribuzione delle galassie: l’Universo «a bolle».



Nell’Universo sono presenti numerose radiosorgenti, cioè «oggetti» che

emettono onde radio: alcune corrispondono a supernovae, altre sono galassie

molto lontane ma con emissione così intensa da venire indicate come

radiogalassie (p.e., Cygnus A, Perseus A, Centauro A).

In alcune di queste radiogalassie si osservano emissioni di giganteschi «getti» di

materia, lunghi migliaia di anni luce, che si allontanano dal loro nucleo a velocità

di 1000 km/s. Si tratta di esplosioni violentissime, che in certi casi sembrano

coinvolgere l'intero nucleo della galassia.


Dallo spazio ci arrivano anche altri segnali, che ci hanno rivelato la presenza di oggetti straordinari, alcuni dei quali si trovano addirittura al di là delle galassie più lontane finora scoperte. Quei segnali sono emissioni radio di grandissima intensità e fortemente concentrate, provenienti da corpi di apparenza stellare denominati quasar (quasi stellar radiosource).

Immagini di quasar riprese dal Telescopio Spaziale Hubble.


I limiti dello spazio finora esplorato con i più potenti radiotelescopi, immaginando la Terra al centro dell’immagine.


I quasar sono tutti molto lontani da noi, in gran parte oltre 1 miliardo dì anni-luce, ed è un quasar l’oggetto celeste più lontano finora osservato, a oltre 10 miliardi di anni luce. Nonostante le distanze, l’intensità dei segnali che arrivano a noi indica che un quasar è mille miliardi di volte più luminoso del Sole, molte volte più splendente, quindi, di un’intera galassia formata di centinaia di miliardi di stelle. Eppure tutta questa energia si libera da un corpo molto più piccolo di una galassia, tanto che, anche con i telescopi più potenti, appare come una stella. Cosa agita l’interno degli oggetti senza confronto più luminosi dell’Universo? Le reazioni nucleari viste per le stelle appaiono miseramente inadeguate per alimentare la sorgente di energia di un quasar: si tratta, forse, di energia gravitazionale, liberata da qualche forma di collasso su grandissima scala, come avviene per i buchi neri?


E. P. Hubble osservò, negli spettri di alcune decine di galassie, un sistematico spostamento verso il rosso del loro spettro dal quale dedusse che le galassie si stanno allontanando alla velocità di migliaia di km/s. Numerose osservazioni condotte negli anni successivi hanno portato a concludere che lo spostamento verso il rosso negli spettri di galassie che si trovano a distanze note aumenta con l’aumentare di tali distanze. Poiché è noto che lo spostamento verso il rosso è maggiore quanto maggiore è la velocità dell’oggetto che si osserva, ne consegue che le galassie si stanno allontanando con velocità tanto più alta quanto più sono lontane (legge di Hubble). Il rapporto tra la velocità di allontanamento delle galassie e la loro distanza dalla Terra è costante e viene indicato con Ho, una grandezza nota come costante di Hubble. La formulazione della legge di Hubble è la seguente: [2]

dove v è la velocità di allontanamento (in km/ s) e d la distanza in Mpc (megaparsec).



Se il forte spostamento verso il rosso dei quasar e dovuto al solo effetto Doppler, come gran parte degli astrofisici ritiene, alcuni di quei remoti oggetti stanno allontanandosi a una velocità di oltre il 90% della velocità della luce. Tutto ciò si può spiegare se si ammette che l'Universo è in espansione nella sua globalità, per cui ogni oggetto che ne faccia parte si allontana da ogni altro per il progressivo dilatarsi dello spazio. La legge di Hubble si è rivelata uno strumento formidabile sotto vari aspetti; essa permette, tra l'altro, di calcolare distanze nello spazio più profondo: conoscendo la velocità di allontanamento di un oggetto, se ne ricava immediatamente la distanza, in base alla costante Ho. Evidente l’importanza di conoscere con esattezza il valore di Ho (che si cerca di determinare a partire dall’esame degli spettri di oggetti posti a distanze misurabili con altri metodi). Attualmente, le stime di Ho variano tra 80 e 50 (km/s per 3,26 milioni di a.l.).



Un tentativo di immaginare l’espansione dell’Universo. In questo modello, l’espansione dell’Universo è simulata dal gonfiarsi di un palloncino di gomma, sulla cui superficie sono disegnate, come punti, le galassie. Quando il palloncino si gonfia, i punti si allontanano uno dall’altro, come fanno le galassie nell’Universo.


Una rappresentazione schematica dell’evoluzione dell’Universo dal big bang a oggi, secondo il modello dell’Universo inflazionario.



Radiazione di fondo. Immagine dell’Universo costruita dal satellite COBE raccogliendo microonde provenienti da ogni direzione dello spazio.



Una delle possibili storie della vita del nostro Universo: il ciclo del Big Bang visto dal futuro.


Uovo Cosmico primordiale

Big Bang Nebulose

Formazione e allontanamento

galassie

Materia Interstellare collassata

Avvicinamento e collassamento

Nebulose

Stato attuale

Uovo Cosmico primordiale


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