1. L ambiente celeste

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1 L Ambiente Celeste

2 1. 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)

3 La posizione delle stelle 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.

4 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.

5 La posizione delle stelle 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

6 La posizione delle stelle 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. Meridiano di riferimento è il meridiano celeste che passa per il punto g situato nella Costellazione dell Ariete. Declinazione celeste (δ) è la distanza tra l astro considerato S e il piano dell Equatore celeste. Ascensione retta (α) è la distanza angolare dell astro S dal meridiano di riferimento.

7 La posizione delle stelle Unità Astronomica (U.A.) è la distanza media tra terra e Sole, pari a km Anno luce (a.l.) è la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa ( km/sec) ed è pari a 9463 miliardi di km 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 di Misura (simbolo) Unità astronomica (U.A.) Anno luce (a.l.) Parsec (pc) km U.A. a.l. pc x x miliardi 63 x miliardi

8 Le caratteristiche delle stelle 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)

9 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: Dove d è la distanza della stella espressa in parsec. M = m log d [1]

10 Le caratteristiche delle stelle 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 = 10 6 ; si raffredda rapidamente nova: esplosione stellare, luminosità 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 = 10 6 (D nana bianca ), Ø km supernova buco nero: massa >10 volte Sole, collasso gravitazionale, contrazione 10 km, flessione spazio-tempo, oggetto freddo e buio Nota: 0 K = C; 0 C = K

11 Le caratteristiche delle stelle 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)

12 Le caratteristiche delle stelle 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 a K) di colore bianco azzurro; la classe M è costituita da stelle più fredde (intorno ai K) di colore rosso. Il nostro Sole appartiene ad una classe intermedia (colore giallo e temperatura di 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 = ( ) C ~ 5727 C

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

14 Stelle in fuga e stelle in avvicinamento

15 Le caratteristiche delle stelle Nebulose. Nubi di materia interstellare.

16 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.

17 L evoluzione dei corpi celesti Posizioni che verrebbero occupate nel diagramma H-R da una stella, di massa simile a quella del Sole, durante la sua vita. Stelle in formazione in una nebulosa. (L. Allen, J. Horn, L. Deutsch / Harvard)

18 L evoluzione dei corpi celesti L esplosione della supernova SN 1987A, osservata «in diretta» nel febbraio (Hubble Spatial Telescope Institute)

19 L evoluzione dei corpi celesti La forza di attrazione di un buco nero è tale che nemmeno la luce può sfuggire da esso.

20 Le galassie e la struttura dell Universo La forma della nostra Galassia.

21 Le galassie e la struttura dell Universo Un esempio di galassia ellittica.

22 Le galassie e la struttura dell Universo Un esempio di galassia a spirale: Andromeda.

23 Le galassie e la struttura dell Universo La distribuzione delle galassie: l Universo «a bolle».

24 Le galassie e la struttura dell Universo 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.

25 Le galassie e la struttura dell Universo 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.

26 Le galassie e la struttura dell Universo 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?

27 La posizione delle stelle 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).

28 La posizione delle stelle 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 H o. 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 H o variano tra 80 e 50 (km/s per 3,26 milioni di a.l.).

29 La posizione delle stelle 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.

30 La posizione delle stelle Una rappresentazione schematica dell evoluzione dell Universo dal big bang a oggi, secondo il modello dell Universo inflazionario.

31 La posizione delle stelle Radiazione di fondo. Immagine dell Universo costruita dal satellite COBE raccogliendo microonde provenienti da ogni direzione dello spazio.

32 La posizione delle stelle Una delle possibili storie della vita del nostro Universo: il ciclo del Big Bang visto dal futuro. Uovo Cosmico primordiale Formazione e allontanamento galassie Stato attuale Materia Interstellare collassata Big Bang Nebulose Avvicinamento e collassamento Nebulose Uovo Cosmico primordiale