L'ambiente celeste

Le più usate unità di misura delle distanze sono:

• Unità astronomica è usata in genere entro i limiti del sistema solare e corrisponde alla distanza media tra Terra e Sole
• Anno luce è la distanza percorsa in un ammo dalla radiazione luminosa
• Parsec è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell'orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l'angolo di 1"

L'unità di misura del parsec si basa sulla misura dell'angolo di parallasse.

Non è possibile determinare distanze di stelle la cui parallasse sia inferiore a 1/100 di secondo d'arco; per distanze maggiori bisogna ricorrere ad altri metodi.

Magnitudine apparente e assoluta. La diversa luminosità delle stelle ha suggerito di suddividere le stelle in classi sulla base del loro splendore. La magnitudine e la luminosità di una stella viene misurata con appositi fotometri fotoelettrici. Alcuni corpi celesti risultano più lminosi di quelli già inseriti nella prima classe; si è passati a considerare anche la magnitudine 0 e magnitudini negative.

Una stella può apparire più o meno luminosa perché è più o meno lontana da noi (magnitudine apparente). Per conoscere invece la luminosità intrinseca di una stella si ricorre alla magnitudine assoluta, che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero messe a una distanza standard di 10 parsec.

Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: di alcune la luminosità si indebolisce e si accresce a intervalli regolari; sono le variabili pulsanti che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia (variabili tipo Cefeidi).

Metodi per trovare la magnitudine assoluta:

Variabili pulsanti;

Esplosione delle supernove di tipo I A;

Utilizzo delle classi spettrali.

Stelle doppie e sistemi di stelle. Esistono molti sistemi di stelle doppie o multipli. Le stelle binarie vengono studiate perché dall'analisi delle loro orbite è possibile risalire alla loro massa; in molti casi è possibile determinare il diametro delle stelle.

Colori, temperature e spettri stellari. Con l'impiego di spettroscopi un qualunque raggio luminoso dà origine a uno spettro, cioè a una striscia formata da bande con tutti i colori dell'iride, oppure da una serie di righe luminose, la cui posizione e il cui numero dipendono dalla natura chimica della sorgente luminosa. Esaminando le posizioni e gli spessori delle righe negli spettri si possono determinare gli elementi o i composti chimici del corpo da cui proviene la luce, o delle masse gassose attraversate dalla luce stessa. Il tipo spettrale dipende dalla temperatura del corpo emittente e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura. All'analisi spettroscopica, le diverse temperature delle stelle si traducono in differenti tipi spettrali. Le analisi spettrali mostrano una notevole uniformità della composizione chimica delle atmosfere stellari (idrogeno, elio, altri ellementi chimici).

Stelle in fuga e stelle in avvicinamento. Le stelle si muovono, ma nella maggior parte dei casi il loro movimento è impercettibile a causa della grande distanza.

La materia interstellare risulta spesso concentrata in ampi ammassi di fine materia chiamati nebulose (ammassi privi di luce o debolmente luminosi se attraversati dalla luce di stelle molto brillanti e vicine). Ci sono anche ammassi dotati di una tenue luce propria (nebulose ad emissione).

Tutte le stelle producono energia. Anche le singole stelle hanno una loro evoluzione, infatti nuove stelle nascono continuamente da nubi cosmiche di gas e polvere. Il diagramma H-R è un diagramma in cui si possono collocare le varie stelle, ponendo in ascissa la loro temperatura e in ordinata la luminosità. Nel diagramma H-R le stelle non si distribuiscono a caso ma in grandissima parte si raccolgonolungo una fascia, chiamata sequenza principale, disposte scondo un ordine regolare, mentre altre si riuniscono in grupi che occupano settori specifici del diagramma.

È probabile che le stelle nascano dai cosiddetti globuli di Bok, che sono addensamenti di grandi quantità di polveri e gas. All'interno dei globuli possono innescarsi moti turbolenti che frammentano i globuli in ammassi più piccoli, all'interno dei quali la reciproca attrazione gravitazionale tra le particelle della nebulosa, costrette ad avvicinrsi, dà inizio ad un processo di aggregazione. Continuando l'addensamento e la contrazione, l'energia gravitazionale diventa energia cinetica e di conseguenza aumenta la temperatura del corpo gassoso, che si trasforma in una protostella. A causa della forza di gravità, la contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda; ma se la massa iniziale è scarsa la temperatura non arriva a far innescare le reazioni termonucleari, quindi la contrazione si arresta e il corpo si raffredda, lasciando un0oscura nana bruna.

Se la massa è sufficiente, continua a riscaldarsi, fino a raggiungere temperature sufficienti a far innescare il processo termonucleare di trasformazione dell'idrogeno in elio. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione dei gas verso l'esterno, fino a compensare la forza di gravità: si giunge così a una fase di stabilità (la stella si va a posizionare sulla sequenza principale del diagramma H-R in una posizione che dipende dalla massa iniziale della nebulosa da cui si è originata).

Quando l'idrogeno si è esaurito del 13-15 %

Collasso dell'elio

0.085 m_s<m_iniziale< 0.2m_s         se m_iniziale> 0.2m_s

nana bianca                  aumento T fino a 100000000 di gradi

nana nera                     innesco di nuove reazioni termonucleari

espansione involucro esterno

gigante rossa contrazioni e espansioni successive

esauriomento

supergigante rossa variabile (Cefeidi)

Dopo la fase di gigante rossa

se 0.2 m_s <m_iniziale< 0.5 m_s

nana bianca

(priva di reazioni termonucleari)

raffreddamento

nana nera

se 0.5 ms<miniziale< 3 ms

innesco reazioni termonucleari con formazione di C e O

nebulosa planetaria

esaurimento reazioni nucleari

nana bianca

se la nana bianca è vicina a una gigante rossa da cui strappa gas (H)

innesco nuove reazioni termonucleari e espansione  Nova

esaurimento nuove reazioni termonucleari

nana nera

Se la massa della stella supera di almeno una decina di volte quella del sole le temperature interne arrivano a far innescare nuove reazioni termonucleari con la formazione di nuovi elementi. Il collasso sarà così rapido e violento da liberare un'enorme quantità di energia che provoca un'esplosione; la stella (detta supernova) si disintegra e la sua materia viene lanciata nello spazio. Il materiale che rimane dopo l'esplosione collassa e raggiunge una densità inconcepibile e in tali condizioni elettroni e protoni si fondono e si forma una stella di neutroni.

Se la massa originaria della stella è qualche decina di volte quella del sole, dopo la fase di supernova il collasso gravitazionale non trova più forze sufficienti a contrastarlo, la contrazione continua, la densità continua ad aumentare e si frma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso. È come se una porzione di spazio si trasformasse in un vortice oscuro in grado di attirare entro si sé e di far scomparire qualunque corpo o particella entri nel suo raggio d'azione; neanche le radiazioni potrebbero uscire da un buco nero (oggetto freddo a senso unico; qualunque cosa entri non può più uscirne; si dice che un black hole è fuori dell'universo perché in esso non valgono le leggi che conosciamo; un buco nero non può esplodere, può solo implodere).

Gli elementi pesanti si formano nelle grandi stelle dove si ottengono temperature sempre più alte e nuove reazioni nucleari che producono via via gli elementi chimici conosciuti, fino al ferro. Poiché la materia interstellare può concentrarsi localmente a formare le nebulose, quando da una nebulosa nasce una nuova stella, gli atomi di quegli elementi vengono riciclati e entrano a far parte della massa del nuovo astro.

Una galassia è quell'insieme di corpi celesti circondato da un vastissimo spazio vuoto. La nostra galassia ha la forma di un diso centrale da cui si dipartono lunghi bracci a spirale, ci sono degli ammassi stellari che sono gruppi di stelle relativamente vicine tra loro. Gran parte degli ammasi si trova al di fuori del disco della galassia e forma una specie di nuvola sferica molto rarefatta chiamata alone galattico. Nell'alone galattico mancano le polveri, per cui non vi si possonoformare altre stelle; lungo la Via Lattea nuovi astri continuano a formarsi.

Le galassie possono avere varia forma, infatti possono essere ellittiche, a spirale, a disco, globulari, irregolari. Le galassie tendono a riunirsi in gruppi, per esempio la Via Lattea e un'altra trentina di galassie formano il Gruppo Locale; si conoscono anche numerosi ammassi galattici e sono stati identificati anche dei superammassi di galassie. La distribuzione nell'universo di ammassi e superammassi non è uniforme: sono stati individuati ampi volumi di spazio privi di materia visibile.

Nell'universo sono presenti numerose radiosorgenti, alcune corrispondono alle supernovae, altre sono risultate galassie molto lontane ma con emissione così intensa da venire indicate come radiogalassie. Dallo spazio arrivano anche altri segnali che hanno rivelato l'esistenza di oggetti straordinari, alcuni dei quali si trovano addirittura negli abissi di spazio al di là delle galassie più lontane finora scoperte. Quei segnali sono emissioni radio di grandissima intensità e fortemente concentrate provenienti da corpi d'apparenza stellare, denominati quasar.

Legge di Hubble e l'espansione dell'Universo. Le galassie si stanno allontanando alla velocità di migliaia di Km/s. si allontanano con una velocità tanto più alta quanto più sono lontane, con un rapporto costante tra velocità e distanza. 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 dilatarsi dello spazio.

L'universo stazionario. La teoria dell'universo stazionario prevede il reciproco allontanamento delle galassie, cui conseguirebbe una diminuzione della densità media dell'universo, verrebbe compensato da una continua creazione nello spazio di nuova materia, la cui aggregazione produrrebbe nuove galassie in sostituzione di quelle ormai lontane. Gravi difficoltà èer i sostenitori della teoria sono venute dalla scoperta della radiazione fossile.

Il big bang e l'universo inflazionario. Il modello dell'universo inflazionario prevede che all'inizio del tempo l'universo che oggi osserviamo doveva essere concentrato nel volume di un atomo, con una densità pressochè infinita e a una temperatura di miliardi di gradi. Non sappiamo come fosse fatto questo nucleo primordiale di energia pura, né perché si sia formato, ma in un determinato istante questo uovo cosmico si è squarciato con un'esplosione immane: il big bang. Secondo il modello inflazionario, l'universo si sarebbe passato, subito dopo la sua nascita, attraverso una brevissima fase durante la quale le forze fondamentali si sarebbero comportate in modo diverso rispetto ad oggi: si sarebbe verificata una violenta esplosione che, in 10^-32 secondi, avrebba aumentato il volume dell'universo di miliardi e miliardi di volte. Al termine della fase di inflazione, mentre si sarebbe libberata una gran quantità di calore, la sfera di fuoco avrebbe preso ad espandersi con un ritmo più lento e avrebbe continuato a raffreddarsi. Solo quando la temperatura scese gli elettroni furono catturati dai nuclei e si formò un gas neutro, formato di idrogeno e, in piccola parte, di elio. Termina così la fase della sfera di fuoco dominata dalla radiazione. Con la formazione di idrogeno neutro la materia si separò dalla radiazione e si avviò a divenire la componente dominante dell'evoluzione dell'universo, mentre da quel momento la luce potè viaggiare liberamente nello spazio. Di quella fase primordiale si è trovata una traccia. La radiazione emessa dalla sfera di fuoco ad alta temperatura si irraggiava in ogni direzione: pur indebolita dall'espansione, quella radiazione dovrebbe oggi impregnare tutto l'universo; si osservò per caso l'esistenza di una radiazione di fondo rilevabile con i radiotelescopi in ogni direzione dello spazio, corrispondente a una temperatura di circa 3K. Tale radiazione residua è come l'eco del big bang. Dopo il primo miliardo di anni, l'universo assume condizioni fisiche più familiari: la temperatura è ormai quella di una qualsiasi stella e materia fatta d'idrogeno, elio, elettroni, protoni e fotoni. Mentre l'espansione dell'universo continua, i quasar diventano più rari, e si fanno sempre più numerose enormi galassie a spirale, formate da miliardi di stelle in continua evoluzione. Nei nuclei delle stelle e nelle esplosioni delle supernovae si formano via via gli elementi chimici più pesanti, che, sotto forma di ceneri, finiscono per mescolarsi alle polveri e ai gas delle nebulose, dove nascono nuove stelle.

Il sistema solare è formato da una stella, il sole, intorno a cui ruotano 9 pianeti (con almeno 63 satelliti e numerosi anelli), migliaia di asteroidi e migliaia di nuclei ghiacciati. Il Sole è una stella di media grandezza e ha consumato metà del suo combustibile: nel suo nucleo l'idrogeno si sta trasformando in elio, liberando energia che si irradia in tutto il sistema solare. Intorno al sole ruotano 9 pianeti, con orbite poste all'incerca su un unico piano (eccetto Plutone).

Interno del Sole, formato da un nucleo (zona di produzione dell'energia in cui aumenta continuamente l'elio a spese dell'idrogeno) avvolto in una zona radioattiva (in cui gli stomi di gas assorbono ed emettono energia, ma per la minor temperatura non danno origine a reazioni termonucleari), che passa a sua volta a una zona convettiva (involucro di gas esterno dove avviene il trasporto di energia per convezione);

La superficie visibile, chiamata fotosfera (involucro che irradia quasi tutta la luce solare, la sua superficie non è liscia, ha una struttura a granuli brillanti; la superficie brillante non è omogenea, ma appare costellata da macchie solari, continuamente variabili per dimensioni e numero);

L'atmosfera, distinta in: cromosfera (involucro trasparente di gas incandescenti che avvolge la fotosfera, è visibile per breve tempo durante l'eclissi totale di sole, cioè appare come un sottile alone roseo il cui bordo esterno è sfrangiato in numerose punte luminose, dette spicole) e corona (parte più esterna dell'atmosfera solare ed è formata da un involucro di gas ionizzati sempre più rarefatti man mano che ci si allontana dalla sottostante cromosfera; è possibile vederla solo durante le eclissi totale, e assume l'aspetto di un tenue alone con luminosità pari a metà di quella della luna piena; nella parte più estrema della corona le particelle hanno velocità sufficienti per sfuggire alla forza gravitazionale e si disperdono nello spazio come vento solare).

Periodica fomazione e scomparsa delle macchie solari e la formazione di protuberanze (grandi nubi di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano nella corona) e di brillamenti o fares (violentissime esplosioni di energia, lampi di luce intensissima associati a potenti scariche elettriche)

Mercurio, Venere, Terra e Marte sono i pianeti di tipo terrestre, con nuclei metallici avvolti da mantelli rocciosi, ricoperti da croste con rocce a minor densità; hanno atmosfere tenui o ne sono privi; la loro densità media è elevata.

Giove, Saturno, Urano e Nettuno sono pianeti di tipo gioviano, con densità media molto bassa, formati da dense atmosfere si gas (idrogeno, elio) che ricoprono oceani di gas liquefatti.

Pianeti e satelliti hanno subito un violento bombardamento meteorico da parte di asteroidi e comete, le cui tracce sono i crateri da impatto. Sui pianeti e satelliti è diffuso il vulcanismo. Sui corpi esterni si manifesta per la fusione di ghiacci in profondità e per la risalita di fluidi fino in superficie, dove tornano a congelarsi.

Gli asteroidi (o pianetidi) sono corpi formatisi all'origine dl sistema solare per aggragazione di corpi minori, sono localizzati in gran parte tra le orbite di Marte e Giove dove formano la fascia di asteroidi; l'ipotesi di origine degli asteroidi è quella planetesimale (graduale aggregazione di corpi minori, come per i pianeti).

I meteoride sono gli innumerevoli frammenti di materiale extraterrestresparsi nel sistema solare in orbita attorno al Sole, troppo piccoli per essere chiamati asteroidi o comete. Quando un meteoride si avvicina all'orbita della Terra, può essere attratto dal nostro pianeta e attraversarne l'atmosfera: l'attrito lo rende incandescente e lo fa evaporare e il fenomeno produce una scia luminosa (meteore) se il corpo è abbastanza grande da non venire consumeto dall'attrito il materiale arriva al suolo (meteoriti).

Le comete sono nuclei di polveri e ghiacci che ruotano a grandissime distanze dal Sole. Quando si avvicinano troppo al sole le radiazioni fanno sublimare i gas congelati; attorno a un nucleo si forma quindi una chioma; in quasi tutte le comete c'è la formazione di una coda, un velo brillante che si allunga in senso opposto alla direzione del Sole; ad ogni passaggio intorno al Sole una cometa perde una parte della sua massa e col tempodiviene meno luinosa fino ad estinguersi dopo un certo numero di passaggi. Migliaia di miliardi di nuclei ghiacciati ruotano più lontano, avvolgendo il sisema planetario nella nube di  Oort.

Il sistema solare si è formato circa 5 miliardi di anni fa per il collasso di una parte di nebulosa che orbitava nella Via Lattea. Nel collasso la nube ha assunto la forma di disco appiattito, nel cui centro si è addensata materia sufficiente a far innescare reazioni termonucleari e a far nascere la stella Sole. Ripetute collisioni tra polveri e ghiacci portano all'aggregazione dei planetesimali e alla formazione dei pianeti, dei loro satelliti e degli altri componenti del sistema planetario.