L ambiente celeste e il pianeta Terra con Earth Science in English

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1 Idee per il tuo futuro Elvidio Lupia Palmieri Maurizio Parotto Il Globo terrestre e la sua evoluzione Edizione blu L ambiente celeste e il pianeta Terra con Earth Science in English SCIENZE

2 Elvidio Lupia Palmieri Maurizio Parotto Il Globo terrestre e la sua evoluzione Edizione blu L ambiente celeste e il pianeta Terra con Earth Science in English

3 Copyright 2012 Zanichelli editore S.p.A., Bologna [6730der] Questa edizione blu deriva da Il Globo terrestre e la sua evoluzione, sesta edizione di Elvidio Lupia Palmieri e Maurizio Parotto, Zanichelli I diritti di elaborazione in qualsiasi forma o opera, di memorizzazione anche digitale su supporti di qualsiasi tipo (inclusi magnetici e ottici), di riproduzione e di adattamento totale o parziale con qualsiasi mezzo (compresi i microfilm e le copie fotostatiche), i diritti di noleggio, di prestito e di traduzione sono riservati per tutti i paesi. L acquisto della presente copia dell opera non implica il trasferimento dei suddetti diritti né li esaurisce. Per le riproduzioni ad uso non personale (ad esempio: professionale, economico, commerciale, strumenti di studio collettivi, come dispense e simili) l editore potrà concedere a pagamento l autorizzazione a riprodurre un numero di pagine non superiore al 15% delle pagine del presente volume. Le richieste per tale tipo di riproduzione vanno inoltrate a Interactive e-book: Realizzazione a cura di ChiaLab srl, Bologna Animazioni Coordinamento redazionale: Matteo Fornesi Sceneggiature: Antonella Testa Grafica: Arkematica, Roma Voce: Bruno Schirripa Speakeraggio Steven Davies per dudat srl, Bologna Centro Licenze e Autorizzazioni per le Riproduzioni Editoriali (CLEARedi) Corso di Porta Romana, n Milano autorizzazioni@clearedi.org e sito web L editore, per quanto di propria spettanza, considera rare le opere fuori del proprio catalogo editoriale, consultabile al sito La fotocopia dei soli esemplari esistenti nelle biblioteche di tali opere è consentita, oltre il limite del 15%, non essendo concorrenziale all opera. Non possono considerarsi rare le opere di cui esiste, nel catalogo dell editore, una successiva edizione, le opere presenti in cataloghi di altri editori o le opere antologiche. Nei contratti di cessione è esclusa, per biblioteche, istituti di istruzione, musei ed archivi, la facoltà di cui all art ter legge diritto d autore. Maggiori informazioni sul nostro sito: Realizzazione editoriale: Redazione: Vittoria Balandi, Massimo Evangelisti Segreteria di redazione: Deborah Lorenzini Progetto grafico e impaginazione: Studio Emme Grafica+, Bologna Disegni: Thomas Trojer, Claudia Saraceni Indice analitico: Il Nove, Bologna Contributi: Aggiornamento dati e contributi iconografici: Chiara Amadori Stesura degli esercizi: Paola Fredi, Stefania Azzollini Pagine Earth Science in English: Paola Fredi Revisione delle pagine Earth Science in English: Roger Loughney Copertina: Progetto grafico: Miguel Sal & C., Bologna Realizzazione: Roberto Marchetti Immagine di copertina: Osservatorio di Mauna Kea, Isola di Hawaii. G. Brad Lewis/Science Faction/Corbis Prima edizione blu: marzo 2012 L impegno a mantenere invariato il contenuto di questo volume per un quinquennio (art. 5 legge n. 169/2008) è comunicato nel catalogo Zanichelli, disponibile anche online sul sito ai sensi del DM 41 dell 8 aprile 2009, All. 1/B. File per diversamente abili L editore mette a disposizione degli studenti non vedenti, ipovedenti, disabili motori o con disturbi specifici di apprendimento i file pdf in cui sono memorizzate le pagine di questo libro. Il formato del file permette l ingrandimento dei caratteri del testo e la lettura mediante software screen reader. Le informazioni su come ottenere i file sono sul sito Suggerimenti e segnalazione degli errori Realizzare un libro è un operazione complessa, che richiede numerosi controlli: sul testo, sulle immagini e sulle relazioni che si stabiliscono tra essi. L esperienza suggerisce che è praticamente impossibile pubblicare un libro privo di errori. Saremo quindi grati ai lettori che vorranno segnalarceli. Per segnalazioni o suggerimenti relativi a questo libro scrivere al seguente indirizzo: lineazeta@zanichelli.it Le correzioni di eventuali errori presenti nel testo sono pubblicate nel sito Zanichelli editore S.p.A. opera con sistema qualità certificato CertiCarGraf n. 477 secondo la norma UNI EN ISO 9001:2008

4 Elvidio Lupia Palmieri Maurizio Parotto Il Globo terrestre e la sua evoluzione Edizione blu L ambiente celeste e il pianeta Terra con Earth Science in English SCIENZE

5 Sommario Indice ONLINE 1 L Universo Animazioni Audio Esercizi interattivi 1 La posizione delle stelle Le costellazioni e la Sfera celeste, Le distanze astronomiche, 4 2 Le caratteristiche delle stelle Magnitudine apparente e assoluta, Stelle doppie e sistemi di stelle, Colori, temperature e spettri stellari, Stelle in fuga e stelle in avvicinamento, Tra stella e stella: materia interstellare e nebulose, 10 3 L evoluzione dei corpi celesti La fornace nucleare del Sole e delle altre stelle, Il diagramma H-R, Nascita e vita delle stelle, Masse diverse, destini diversi, L origine degli elementi, 15 4 Le galassie e la struttura dell Universo Un angolo di Universo: la nostra galassia, Galassie e famiglie di galassie: un Universo «a bolle», Radiogalassie e quasar, 19 5 Origine ed evoluzione dell Universo: ipotesi a confronto La legge di Hubble e l espansione dell Universo, L Universo stazionario, Il big bang e l Universo inflazionario, Verso gli abissi. L evoluzione futura, 25 Approfondimento È possibile che nello spazio esistano forme di vita extraterrestre? 26 Mappa di sintesi 29 Termini e concetti fondamentali 30 Esercizi 32 Earth Science in English 34 IV

6 Indice ONLINE 2 Il Sistema solare Animazioni Audio Esercizi interattivi 1 I corpi del Sistema solare 36 2 La stella Sole All interno del Sole, La superficie del Sole, Oltre la fotosfera, 39 3 L attività solare 40 4 I pianeti del Sistema solare Il moto dei pianeti intorno al Sole, Famiglie di pianeti, 44 5 Mercurio 47 6 Venere 49 7 Terra 52 8 Marte 53 Approfondimento Due robot-geologi alla ricerca di acqua su Marte 56 9 Giove 58 Approfondimento I satelliti galileiani Saturno 62 Approfondimento Vulcani di ghiaccio: il criovulcanismo Urano Nettuno I corpi minori Gli asteroidi, Meteore e meteoriti, Le comete, 70 Approfondimento Un messaggio da Marte La fascia di Kuiper e la nube di Oort, Origine ed evoluzione del Sistema solare Dalla nebulosa originaria al Sistema solare, L evoluzione dei pianeti di tipo terrestre, L evoluzione dei pianeti giovani e dei corpi minori, 77 Approfondimento Pianeti di altri sistemi stellari 78 Approfondimento Spedizioni con esseri umani a bordo 79 Mappa di sintesi 80 Termini e concetti fondamentali 81 Esercizi 84 Earth Science in English 86 V

7 Indice ONLINE 3 La Terra Animazioni Audio Esercizi interattivi 1 Dall astronomia alla geografia astronomica 88 2 La forma della Terra La «geometria» della superficie terrestre, Un modello particolare, 91 3 Le dimensioni della Terra Il calcolo di Eratostene, Dalla misura della Terra alla misura delle grandezze fisiche, 93 4 Le coordinate geografiche Il reticolato geografico, La posizione dei luoghi sulla Terra, 97 5 I movimenti della Terra Il moto di rotazione, Il moto di rivoluzione, Altri moti terrestri, Il moto di rotazione Prove e conseguenze della rotazione terrestre, 101 Approfondimento L esperienza di Foucault Il ciclo quotidiano del dì e della notte, Il moto di rivoluzione terrestre Prove e conseguenze della rivoluzione terrestre, Il ritmo delle stagioni, Le zone di differente riscaldamento, I moti terrestri con periodi millenari Il moto doppio-conico dell asse terrestre, La precessione degli equinozi e lo spostamento della linea degli apsidi, Altri moti millenari, 115 Approfondimento Moti millenari della Terra, variazioni climatiche e glaciazioni 116 Mappa di sintesi 119 Termini e concetti fondamentali 120 Esercizi 122 Earth Science in English 124 VI

8 4 La Luna e il sistema Terra-Luna Indice ONLINE Animazioni Audio Esercizi interattivi 1 Perché studiare la Luna La Luna a confronto con la Terra e con i satelliti degli altri pianeti Forma e dimensioni della Luna, Un corpo celeste senza atmosfera e idrosfera, 130 Approfondimento Le misure della distanza Terra-Luna I movimenti della Luna e del sistema Terra-Luna Il lento moto di rotazione lunare, Il moto di rivoluzione, Il moto di traslazione, Altri moti della Luna e del sistema Terra-Luna, Le fasi lunari e le eclissi Il susseguirsi di noviluni e pleniluvi, L ombra della Terra sulla Luna e le occultazioni del Sole, La periodicità delle eclissi, 140 Approfondimento La conquista umana della Luna Il paesaggio lunare I mari lunari, Le terre alte e le altre forme del paesaggio lunare, La composizione superficiale e l interno della Luna Le rocce della Luna, La sismicità e la costituzione interna della Luna, L origine e l evoluzione della Luna Le ipotesi della fissione, Le ipotesi della cattura, Le ipotesi dell accrescimento, Le ipotesi dell impatto, Le acquisizioni più recenti e il futuro del sistema Terra-Luna, L evoluzione della Luna, 154 Approfondimento La ricerca di acqua sulla Luna 156 Mappa di sintesi 157 Termini e concetti fondamentali 158 Esercizi 160 Earth Science in English 162 Glossario 163 Indice analitico 166 VII

9 La Terra nell Universo Stiamo scoprendo la complessità della Terra e della sua storia, ma per quanto articolata possa apparire la realtà del nostro pianeta, essa è solo un frammento di una realtà ben più complessa, che ha per scenario spazi sconfinati e che si dipana lungo abissi di tempo. Proviamo perciò a farci un idea del contesto in cui si è svolta e continua a svolgersi l evoluzione del nostro pianeta, uno «sfondo» in cui quantità immense di materia ed energia appaiono interagire da miliardi di anni, dilatandosi in spazi di cui non si colgono i confini. In questa prospettiva la Geologia e l Astronomia si trovano a condividere il concetto di «tempo profondo», anche se i poco meno di 5 miliardi di anni di evoluzione della Terra sono appena un terzo della storia dell Universo. Inoltre, la Geologia planetaria è ormai una disciplina matura, pronta a mettere a confronto la Terra non solo con gli altri pianeti della stella Sole, ma anche con i corpi che sempre più spesso si stanno scoprendo intorno ad altre stelle. Proviamo a osservare con attenzione l immagine qui sotto. Rappresenta una piccolissima frazione del cielo notturno che ai normali telescopi apparirebbe scura, ma nella quale l occhio del potentissimo Hubble Space Telescope, il telescopio in orbita intorno alla Terra, riesce a vedere oggetti così lontani che la loro luce (pur viaggiando a km/s) ha impiegato miliardi di anni per arrivare fino a noi; in realtà, quella che vediamo è un immagine dell Universo nei primi tempi della sua formazione. Non solo: quelle macchie luminose, immerse in un alone soffuso, non sono stelle, come si potrebbe pensare, ma galassie. Ognuna di esse è formata da centinaia di miliardi di stelle. E se nell immagine le galassie ci appaiono vicine, in realtà sono separate da giganteschi volumi di spazio vuoto. Tuttavia, anche se distanti tra loro, le galassie interagiscono e si muovono come ammassi di centinaia e migliaia di unità, legate tra loro dall invisibile forza di gravità; e gli ammassi, a loro volta, sono separati da immensi volumi di spazio privo di materia visibile, in una prospettiva che ci appare senza fine Immaginiamo di intraprendere un «viaggio di studio» nelle profondità dello spazio extraterrestre, fino agli estremi confini dell Universo finora raggiunti. Torneremo poi da quelle abissali distanze per «visitare» il nostro angolo di Universo, una galassia nota come Via Lattea, dove, 5 miliardi di anni fa, iniziò la lunga storia del Sistema solare, della cui continua evoluzione stiamo vivendo un brevissimo momento. Scopriremo così nelle diversità tra i numerosi corpi che formano il Sistema solare pianeti, asteroidi, comete le tracce di una storia comune, nella quale il nostro pianeta sembra essere (o essere stato) l unico a trovarsi nelle condizioni adatte per ospitare l evoluzione della vita. La prospettiva torna ad allargarsi: in questi ultimi anni, molti altri pianeti sono stati già individuati intorno a stelle relativamente vicine al Sole, e siamo solo alle prime scoperte. Quanti sistemi stellari con pianeti ci saranno nella nostra Via Lattea? E in tutto l Universo? È possibile che la vita sia comparsa soltanto sulla Terra? Abbiamo scelto, perciò, di iniziare il nostro viaggio con l immagine che apre il Capitolo 1: il potente radiotelescopio di Arecibo, che, come altri simili strumenti, è in grado di captare i segnali radio naturali che continuamente arrivano dallo spazio vicino e remoto e che vengono da anni analizzati anche per scoprire eventuali segnali artificiali. Forse qualcun altro sta riflettendo sul proprio ruolo nell Universo e cerca un contatto VIII

10 1 L Universo 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 i quali l Italia. (SPL/Grazia Neri) 1. La posizione delle stelle 2. Le caratteristiche delle stelle 3. L evoluzione dei corpi celesti 4. Le galassie e la struttura dell Universo 5. Origine ed evoluzione dell Universo: ipotesi a confronto 1

11 1 La posizione delle stelle In una giornata serena, l orizzonte ci appare chiuso in ogni direzione dalla volta azzurra del cielo: oltre al Sole e, a volte, all immagine sbiadita della Luna, sembra che non esista niente altro al di fuori del nostro pianeta. Ma se torniamo a guardare il cielo quando il Sole è tramontato, allora l orizzonte si dilata all infinito: quasi tutti gli innumerevoli punti luminosi disseminati nella volta celeste si trovano a distanze enormi e costituiscono una realtà estesa ben oltre lo spazio «vicino», entro cui la Terra e altri pianeti ruotano intorno alla stella Sole, da miliardi di anni. Lo sviluppo di tecniche di ricerca astronomiche sempre più raffinate ha aumentato a dismisura le nostre capacità di osservazione e quei punti luminosi si sono rivelati corpi diversi tra loro per dimensioni, natura e origine, mentre i sistemi di stelle e pianeti, come il Sistema solare, sono risultati raggruppati in unità maggiori, le galassie, che a loro volta sono solo parti di gruppi ancora più estesi. Cerchiamo di farci un idea di questa realtà, cominciando dai corpi più diffusi nell Universo: le «stelle», le cui caratteristiche sono frutto di una continua evoluzione nel tempo e nello spazio. Animazione: Le costellazioni 1.1 Le costellazioni e la Sfera celeste I grandi popoli dell Asia minore (Assiri, Babilonesi, Fenici, Caldei) hanno sempre dato grande importanza all Astronomia e all Astrologia e hanno raggruppato le stelle visibili a occhio nudo in costellazioni. Le costellazioni hanno nomi fantasiosi che talvolta derivano dall immagine suggerita dal modo in cui appaiono di sposte sullo sfondo del cielo. In realtà, le stelle che fanno parte di questi raggruppamenti si trovano a distanze molto diverse dalla Terra e solo a causa della prospettiva di osservazione appaiono su uno stesso piano (figura 1). Le costellazioni, quindi, non hanno alcun significato, ma sono utili per orientarsi tra le numerose stelle e si usano ancora per localizzare rapidamente, anche se in modo approssimato, la posizione dei corpi celesti. Guardando il cielo notturno si ha l impressione che la Terra stia al centro di un enorme sfera cava, sulla cui superficie interna vediamo proiettati tutti gli astri. Figura 1 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. Il piano ideale scandito in anni-luce permette di valutare le distanze dalla Terra delle singole stelle, che solo per la prospettiva vediamo «raggruppate» in figure del tutto fantastiche. In questa figura, come nelle successive, «lo sfondo» dei corpi celesti è rappresentato in blu, anziché in nero (come appare in assenza di atmosfera), per comodità di lettura. Nella foto: la Costellazione di Orione, come appare a occhio nudo sullo sfondo della volta stellata. Betelgeuse Bellatrix Betelgeuse Saiph Rigel Saiph Rigel Bellatrix distanza dalla Terra in anni-luce Capitolo 1 L UNIVERSO

12 Zenit asse del mondo Polo nord celeste Nord meridiano celeste Ovest Sud orizzonte celeste Est Equatore celeste Nadir Polo sud celeste Figura 2 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. L immagine consente anche di apprezzare i diversi colori delle stelle. Figura 3 La Sfera celeste ed i suoi principali elementi necessari per determinare l apparente posizione degli astri nel cielo. I quattro «punti cardinali» Est, Ovest, Nord e Sud costituiscono anche i riferimenti fondamentali per l orientamento sulla superficie terrestre. In pratica, potendosi considerare la Terra come puntiforme rispetto alla Sfera celeste, possiamo immaginare di essere sempre al centro di questa enorme sfera, qualunque sia il punto della Terra in cui ci troviamo. Lo Zenit è il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore qualunque incontra la volta celeste, mentre il punto opposto (agli antipodi) si chiama Nadir. Se l osservatore immagina di tracciare un piano perpendicolare alla sua verticale, la Sfera celeste verrà tagliata secondo una circonferenza massima, chiamata orizzonte celeste, che la divide in un emisfero superiore (per lui visibile) e uno inferiore (invisibile). Questa Sfera celeste sembra ruotare intorno a noi da Est verso Ovest; in realtà è il nostro pianeta che ruota su se stesso in senso contrario (da Ovest a Est), girando attorno a un ideale asse terrestre, il cui prolungamento nello spazio, dalla parte del Polo nord, sfiora una piccola stella che, proprio per la sua posizione, è stata chiamata Stella polare (figura 2). Nonostante si sappia bene che la Sfera celeste è soltanto un astrazione, in Astronomia si usa prenderla in considerazione quando si vuole determinare la posizione di un astro qualsiasi rispetto alla Terra (figura 3). Naturalmente per fare questo occorre fissare alcuni elementi di riferimento: i poli celesti Nord e Sud, cioè i due punti in cui l asse terrestre prolungato nello spazio incontra la Sfera celeste; lo Zenit, ovvero il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa di un osservatore incontra la volta celeste; il Nadir, il punto opposto allo Zenit; l orizzonte celeste, la circonferenza massima che divide la Sfera celeste in un emisfero superiore e uno inferiore. L orizzonte celeste si ottiene tagliando la Sfera celeste con un piano perpendicolare alla retta verticale all osservatore. Polo nord e Polo sud celesti, Zenit e Nadir si trovano su una stessa circonferenza massima che viene chiamata meridiano celeste del luogo di osservazione. Nel caso in cui un osservatore stia al polo, la verticale coincide con l asse terrestre e quindi lo Zenit corrisponde con un polo celeste; a sua volta l orizzonte celeste coinciderà con una circonferenza, chiamata Equatore celeste, che rappresenta il circolo massimo descritto dalle stelle nell apparente moto di rotazione della Sfera celeste attorno all asse. Tutte le stelle che non si trovano su questo circolo massimo descrivono giornalmente sulla Sfera celeste delle circonferenze (dette paralleli celesti) di diametro via via sempre più piccolo quanto più sono vicine a uno dei poli. Quando l Equatore Costellazione (Constellation) Dal latino constellatum, stellato. Nell antichità classica si annoveravano comunemente 48 costellazioni, e cioè 12 nello zodiaco, 21 nel cielo stellato settentrionale e 15 in quello meridionale. Le costellazioni dello zodiaco sono: Ariete, Toro, Gemelli, Cancro, Leone, Vergine, Bilancia, scorpione, Sagittario, Capricorno, Acquario, Pesci; le boreali: Orsa maggiore e Orsa Minore, Dragone, Cefeo, Cassiopea, Andromeda, Perseo, Pegaso, Cavallo minore, triangolo, Cocchiere, Boote, Corona boreale, Serpentario, Serpente, Ercole, Aquila, Saetta, Lira, Cigno, Delfino; le australi: Orione, Balena, Eridano, Lepre, Cane minore e Cane maggiore, Idra, Tazza, Corvo, Centauro, Lupo, Ara, Pesce australe, Argo, Corona australe. 1. LA POSIZIONE DELLE STELLE 3

13 Figura 4 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. La declinazione celeste di una stella S è data dall angolo ( ) corrispondente all arco di meridiano che congiunge S con l Equatore celeste; la sua ascensione retta è data dall angolo ( ) corrispondente all arco di parallelo che unisce il meridiano passante per S con il meridiano celeste fondamentale, scelto come riferimento perché passa per un punto caratteristico (punto, il punto sulla Sfera celeste in cui si trova il Sole nell equinozio di primavera, il 21 marzo). La lettera C indica il centro della Terra o la Terra stessa considerata come puntiforme rispetto all immaginaria Sfera celeste. Polo nord celeste Orsa minore S meridiano di riferimento c Equatore celeste meridiano di S asse del mondo Polo sud celeste celeste e l orizzonte celeste non coincidono, la loro intersezione individua due punti, Est (oriente o levante) e Ovest (occidente o ponente), che segnano rispettivamente sull orizzonte la posizione da cui sembra sorgere e tramontare un astro che percorra l Equatore celeste. L orizzonte è tagliato in altri due punti notevoli dal meridiano del luogo: sono il Nord e il Sud, che si trovano ognuno dalla parte del polo celeste dello stesso nome. Questi quattro punti, di cui parleremo ancora, sono i punti cardinali. Oggi l esatta posizione degli astri viene indicata immaginando la Terra come puntiforme e utilizzando come riferimenti l Equatore celeste e il meridiano celeste che passa per un punto particolare, il punto (gamma) situato nella Costellazione dell Ariete. Grazie a questo sistema di coordinate la posizione dell astro è identificata in modo univoco e indipendente dalla località in cui si trova l osservatore (figura 4): la declinazione celeste è la distanza angolare tra l astro considerato e il piano dell Equatore celeste l ascensione retta è la distanza angolare dell astro dal meridiano celeste che passa per il punto. 4 Capitolo 1 L UNIVERSO 1.2 Le distanze astronomiche Per esprimere le enormi distanze tra i corpi celesti, per le quali il kilometro è decisamente inadeguato, in Astronomia si utilizzano altre unità di misura: Unità astronomica (U.A.): corrisponde alla distanza media tra Terra e Sole, che è di circa km ed è usata in genere entro i limiti del Sistema solare. Anno-luce (a.l.): è la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa, che si muove alla velocità di circa km/s. Un anno-luce corrisponde, quindi, a una distanza di circa 9463 miliardi di kilometri: un valore già enorme per la nostra esperienza, eppure molti corpi celesti sono distanti milioni e miliardi di anni-luce. Parsec (parallasse-secondo, pc): è la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell orbita terrestre, perpendicolarmente, sotto l angolo di 1. Tale distanza equivale a volte la distanza Terra-Sole e corrisponde perciò a miliardi di kilometri (figura 5), o 3,26 a.l. La tabella 1 riassume le corrispondenze tra le diverse unità di misura. L unità di misura parsec deriva dal metodo, normalmente usato per determinare la distanza delle stelle, che si basa sulla misura accurata dell angolo di parallasse. Il ter-

14 orbita terrestre parsec (pc) 1'' Figura 5 Determinazione della parallasse nelle misure astronomiche. Il parsec (abbreviazione di parallasse-secondo) è la distanza da cui il semiasse maggiore dell orbita che la Terra descrive intorno al Sole è visto, perpendicolarmente, sotto l angolo di un secondo. In realtà il Sole non si trova proprio al centro dell orbita terrestre, come appare, per semplicità, in questa figura. La stella attualmente più vicina alla Terra è Proxima Centauri che fa parte di un sistema di tre stelle (vedi par. 2) e che è visibile nel cielo australe: essa dista 4,5 a.l., vale a dire più di un parsec (la sua parallasse è di circa 0,8 secondi d arco); la stella più vicina visibile ad occhio nudo dall Italia è Sirio, a circa 8,7 a.l., pari a 2,6 parsec (con una parallasse di circa 0,4 secondi d arco). L impiego del satellite astronomico europeo ESA Hipparcos per la misura delle parallassi stellari ha portato alla compilazione di un catalogo con dati accurati per oltre 7000 stelle, in pratica tutte quelle entro 150 parsec (quasi 500 a.l.). Sole Terra mine parallasse indica lo spostamento apparente di un oggetto rispetto a un punto di riferimento molto lontano, quando quell oggetto viene osservato da due punti diversi. Per renderti conto di che cosa sia la parallasse prova a osservare una matita tenuta con un braccio teso in direzione di un oggetto posto ad alcuni metri di distanza, chiudendo alternativamente uno dei due occhi. Nelle misure astronomiche con parallasse s intende lo spostamento apparente di una stella rispetto a uno sfondo di stelle lontanissime (tanto da potersi considerare all infinito), quando venga osservata da due punti separati da una certa distanza. Come è facile intuire, la parallasse risulta tanto maggiore quanto maggiore è la distanza tra i due diversi punti di osservazione. È per questo che in Astronomia si prende come base l asse maggiore dell orbita terrestre: le due osservazioni per misurare la parallasse di una stella si fanno a sei mesi di distanza l una dall altra, in modo che i due punti di osservazione siano distanti tra loro circa 300 milioni di km (la lunghezza media dell asse dell orbita terrestre). Eppure molte stelle sono così lontane che danno un angolo non apprezzabile, di una piccola frazione non di grado, ma di secondo. Non è possibile determinare distanze di stelle la cui parallasse sia inferiore a 1/100 di secondo d arco. Quesiti 1. Che cos è la Sfera celeste? 2. Come si trovano il Polo nord e il Polo sud celeste? La loro posizione cambia con quella dell osservatore? Motiva la tua risposta. 3. Definisci il parsec. 4. Una stella dista dalla Terra 9,8 a.l. Esprimi questa distanza in parsec e in kilometri. Unità di misura corrispondente a: (simbolo) km U.A. a.l. pc Unità astronomica (U.A.) , , Tabella 1 Valori in kilometri e corrispondenze tra le diverse unità di misura delle distanze adottate in Astronomia. Anno-luce (a.l.) ,31 Parsec (pc) , LA POSIZIONE DELLE STELLE 5

15 2 Le caratteristiche delle stelle Le stelle che si vedono a occhio nudo circa 6000 appaiono come punti più o meno luminosi, che, almeno nel caso di quelli più splendenti, mostrano anche colori diversi. L uso di strumenti sempre più raffinati ha permesso, però, di riconoscere molte altre caratteristiche delle stelle, che in realtà appaiono come un insieme di corpi diversi tra loro per dimensioni, massa, temperatura, composizione chimica e così via. Queste caratteristiche, permettendo di «catalogare» i corpi celesti in gruppi omogenei, hanno fornito la chiave per capire cosa siano le stelle, e quale ruolo svolgano nella struttura dell Universo. 2.1 Magnitudine apparente e assoluta Figura 6 Le stelle si mostrano più o meno luminose. La loro diversa luminosità ha suggerito di dividerle in classi a seconda del loro splendore: si è giunti, così, a distinguere sei diverse classi, dalla prima, per le stelle più luminose, alla sesta, per le stelle più deboli visibili a occhio nudo. (Yoji Hirose/Galaxy/ Picture Library) La diversa luminosità delle stelle (figura 6) è la caratteristica che ha suggerito, fin dai tempi dell antica Grecia, di suddividere le stelle in classi sulla base del loro splendore, introducendo sei ordini di grandezze: la prima grandezza per le più luminose, la sesta per le più deboli, ancora visibili a occhio nudo. Oggi il termine «grandezza» è sostituito da magnitudine e la luminosità di una stella viene accuratamente misurata con appositi fotometri fotoelettrici, simili a esposimetri fotografici, montati su telescopi. Si è visto, così, che tra ognuna delle sei classi stabilite dagli antichi astronomi vi è una differenza di luminosità di circa 2,5 volte: una stella di magnitudine 2 è 2,5 volte più luminosa di una di magnitudine 3 e 6,25 volte (cioè 2,5 2 ) più luminosa di una di magnitudine 4. Una volta scelte alcune stelle come standard di riferimento per la luminosità e dopo aver effettuato numerosissime misure, ci si è resi conto che alcuni corpi celesti risultavano più luminosi di quelli già inseriti nella prima classe; si è passati ad usare, perciò, anche la magnitudine 0 (zero) e le magnitudini negative: la stella Sirio, nella scala delle magnitudini, raggiunge 1,47 e il pianeta Venere 4,6, mentre ben oltre arrivano i due astri più luminosi del cielo: la Luna piena 12,7 e il Sole 26,8. Le stelle più deboli visibili a occhio nudo sono di magnitudine 6,5, mentre le più moderne apparecchiature elettroniche arrivano a percepire immagini di stelle di ma- 6 Capitolo 1 L UNIVERSO

16 gnitudine 30, cioè 2,5 miliardi di volte meno luminose delle più deboli stelle visibili a occhio nudo. Ma a cosa sono dovute queste differenze di luminosità? Oggi sappiamo che una stella appare più o meno luminosa in parte perché può emettere effettivamente più o meno luce, ma soprattutto perché è più o meno lontana da noi. Le misure di cui abbiamo finora parlato si riferiscono, quindi, alla magnitudine apparente (che si indica con m); per conoscere invece la luminosità intrinseca di una stella, si ricorre alla magnitudine assoluta (che si indica con M), che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero poste a una distanza standard da noi pari a 10 parsec (32,6 a.l.). Il Sole, portato alla distanza standard, sarebbe appena visibile a occhio nudo; la stella Deneb, nella Costellazione del Cigno, che ha magnitudine apparente 1,25, alla distanza standard mostrerebbe magnitudine assoluta 7,5: a conti fatti, questo significa che Deneb è in realtà volte più luminosa del Sole e ci appare invece assai meno luminosa solo perché è lontanissima da noi (1500 a.l.). La relazione tra M ed m è: M m 5 5 log d, dove: M è la magnitudine assoluta, m la magnitudine apparente, d la distanza, in parsec. Il calcolo della magnitudine assoluta di una stella, a partire dalla magnitudine apparente (che si misura), richiederebbe la conoscenza della distanza della stella, ma questa si può misurare direttamente solo per un numero limitato di corpi celesti, come abbiamo visto a proposito della parallasse stellare. Tuttavia esiste una caratteristica delle stelle gli «spettri», di cui parleremo poco più avanti che consente di suddividerle in una serie di «classi» e, come vedremo, si è potuto stabilire che stelle appartenenti alla medesima classe hanno, in media, la medesima luminosità intrinseca. A questo punto è bastato cercare, tra le stelle a distanze note, rappresentanti delle varie classi stellari per risalire alla magnitudine assoluta specifica di ogni classe. Queste ricerche hanno permesso di raggiungere anche un altro importante obiettivo. Una volta nota la magnitudine assoluta di una stella, dedotta dalla classe spettrale, è possibile risalire alla distanza della stella, per confronto con la sua magnitudine apparente. Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante: ve ne sono diverse la cui luminosità si indebolisce e cresce a intervalli regolari; sono le variabili pulsanti, che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia, come se subissero continui rigonfiamenti e contrazioni. Tra esse ricordiamo quelle note come variabili tipo Cefèidi (cioè simili a quelle, ben note, della Costellazione Cefèo), grandi e gialle, che cambiano di splendore con periodi molto regolari, compresi tra 2 e 50 giorni. 2.2 Stelle doppie e sistemi di stelle L astronomo inglese J. Goodricke, verso la fine del 700, scoprì che la stella Algol splendeva di meno ogni 2 giorni e 21 ore; egli dedusse che Algol è in realtà un sistema di due stelle che ruotano una intorno all altra (o meglio ruotano entrambe intorno a un baricentro comune). Viste dalla Terra, si eclissano a vicenda a intervalli regolari: quando una delle due stelle passa dietro l altra, rispetto a un osservatore sulla Terra, la sua luce viene intercettata e noi osserviamo una diminuzione della luminosità complessiva del sistema. Oggi conosciamo decine di migliaia di stelle doppie: in alcuni casi è possibile distinguere al telescopio i due componenti di un sistema, altre volte una stella in apparenza singola si riconosce come doppia per le variazioni di luminosità ora descritte; sono noti anche sistemi multipli, con tre o più stelle associate, rilevabili per variazioni di luminosità. Le stelle binarie vengono studiate attentamente perché dall analisi delle loro orbite è possibile risalire alla loro massa: si è visto, così, che la maggior parte delle stelle esaminate per tale via ha massa compresa tra 1/10 e 50 volte quella del Sole. Dall analisi dei periodi di occultazione è invece possibile ricavare il diametro delle stelle, il cui valore varia entro limiti molto ampi. Conosciamo stelle di modeste 2. LE CARATTERISTICHE DELLE STELLE 7

17 dimensioni, come il Sole, o addirittura piccole come la Terra; eccezionalmente piccole sono le stelle composte di neutroni (vedi paragrafo 3.4). All altro estremo (figura 7) vi sono stelle di una grandezza inaudita, come la VV Cephei, che ha un diametro 1200 volte maggiore del Sole: una grossa mongolfiera contro una palla da tennis. 2.3 Colori, temperature e spettri stellari gigante rossa Sole Ormai da tempo è possibile determinare la composizione chimica delle stelle e di altri oggetti celesti, no nostante le enormi distanze che li separano dalla Terra. Lo studio di corpi luminosi e lontani avviene per mezzo degli spettroscopi. Con l impiego di questi strumenti, un qualunque raggio luminoso dà origine a uno spettro, cioè a una striscia (visibile su uno schermo o su una lastra fotografica) formata da bande con tutti i colori dell iride (dal rosso, che corrisponde a luce con lunghezza d onda maggiore, al blu, con lunghezza d onda minore), oppure da una serie di righe luminose, la cui posizione e il cui numero dipendono dalla natura chimica della sorgente luminosa (figura 8). Gli spettri sono paragonabili a impronte digitali dei vari elementi chimici e costituiscono un potente strumento di indagine, poiché con uno spettroscopio è possibile ottenere lo spettro anche di corpi lontanissimi. Sole nana bianca nana bianca stella di neutroni stella di neutroni buco nero Figura 7 Confronto tra le dimensioni dei vari tipi di stelle, dalle giganti rosse alle stelle di neutroni. Nell ultimo riquadro in basso sono indicate anche le dimensioni ipotetiche di un buco nero. Figura 8 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) 8 Capitolo 1 L UNIVERSO

18 Esaminando le posizioni e gli spessori delle righe negli spettri possiamo determinare gli elementi o i composti chimici del corpo da cui proviene la luce, o delle masse gassose attraversate dalla luce stessa. In realtà la questione non è così semplice, perché il «tipo spettrale» dipende dalla temperatura del corpo emittente e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura, come rivelano in prima approssimazione i differenti colori con cui ci appaiono, strettamente legati alle temperature superficiali delle singole stelle (figura 9). All aumentare della temperatura di un corpo, diminuisce la lunghezza d onda delle radiazioni luminose che esso emette in prevalenza: si passa, cioè, dal rosso al blu. All analisi spettroscopica, le diverse temperature delle stelle si traducono in pratica in differenti tipi spettrali: le stelle vengono perciò classificate in una serie di classi spettrali, ordinate in funzione di valori decrescenti della temperatura. La classe spettrale O, per esempio, comprende le stelle a più alta temperatura superficiale da a gradi kelvin (K), di colore bianco-azzurro, mentre la classe M raccoglie le stelle più «fredde» (3000 K), di colore rosso; il Sole appartiene a una classe intermedia, con stelle di colore giallo e temperatura di K. Le analisi spettrali, effettuate ormai su centinaia di migliaia di corpi celesti, hanno messo in evidenza una notevole uniformità nella composizione chimica delle atmosfere stellari, cioè della parte più esterna dell ammasso di materia di cui è formata una stella. Per la maggior parte tale materia è costituita di idrogeno (H: 80%) e di elio (He: 19%), mentre la parte rimanente (meno dell 1%) comprende tutti gli altri elementi chimici che conosciamo. 2.4 Stelle in fuga e stelle in avvicinamento Le stelle si muovono nello spazio, ma nella maggior parte dei casi il loro movimento è per noi impercettibile, a causa della grande distanza. Eppure, vi sono stelle della nostra Galassia la cui velocità supera i 100 km/s; quelle vicine al Sole sembrano muoversi con velocità media di 20 km/s. Il movimento di una stella viene studiato controllando la posizione dell astro rispetto a stelle circostanti e ripetendo l osservazione a lunghi intervalli di tempo. È ovvio che la velocità di una stella che si sposta può essere stimata con sufficiente approssimazione se la direzione del movimento è perpendicolare alla linea che unisce l occhio dell osservatore alla stella stessa. Ma alcuni corpi si allontanano o si avvicinano a noi: in questo caso (velocità radiali) le stime sono fornite ancora una volta dalla spettroscopia. Figura 9 Esempi di stelle appartenenti a vari tipi spettrali (messe insieme artificialmente). Dall alto a sinistra: Mintaka (temperatura K), Rigel ( K), Deneb (9700 K), Procione (6400 K), Capella (5500 K), Aldebaran (3400 K), Betelgeuse (3100 K). (G. Vanin/ AAF Rheticus, 1998). Rigel e Betelgeuse appartengono alla costellazione di Orione (vedi figura 1). Rigel emette radiazioni di lunghezze d onda minori, che appaiono bianco-azzurre al nostro occhio, ed è, quindi, molto calda; Betelgeuse emette radiazioni a lunghezza d onda maggiori, che percepiamo come luce rossa, per cui è relativamente fredda. kelvin (K) Nella scala di temperatura Kelvin, introdotta dal fisico W. Thomson (Lord Kelvin), viene attribuito il valore 273,15 alla temperatura del ghiaccio fondente in equilibrio con l acqua (a pressione atmosferica), e il valore 373,15 alla temperatura di ebollizione dell acqua distillata (a pressione atmosferica). L intervallo tra i due punti fissi è diviso in cento parti uguali, ciascuna denominata kelvin (K). Le stesse divisioni vengono riportate al di sopra e al di sotto dei due punti fissi. Lo zero di tale scala coincide con lo zero assoluto, cioè la più bassa temperatura che un corpo potrebbe teoricamente raggiungere. Indicando con t C la temperatura nella scala Celsius e con t K la temperatura nella scala Kelvin si ha: t C = t K 273,15 oppure t K = t C + 273, LE CARATTERISTICHE DELLE STELLE 9

19 Gli spettri di molti corpi stellari appaiono infatti spostati verso il rosso o verso il blu: la loro luce, cioè, ci appare più rossa o più blu di quanto sia in realtà. L osservazione è più facile se si esaminano le righe di tali spettri mettendole a confronto con uno spettro analogo ottenuto in laboratorio: le successioni di linee, note e caratteristiche per intervalli e posizione, risultano tutte spostate verso l estremo rosso dello spettro, come se le lunghezze d onda venissero «stirate» (allungate), o verso l estremo blu, come se venissero «schiacciate» (accorciate). Si tratta dell effetto Doppler: in una sorgente di luce, per esempio una stella, che si allontana velocemente da noi, aumenta la lunghezza d onda della luce che viene emessa. Come conseguenza, la stella ci appare più rossa di quanto sia in realtà. L effetto Doppler riguarda tutti i tipi di onde: per esempio, il suono della sirena di un ambulanza che si avvicina e poi si allontana, sale e poi cala di tono per effetto di una compressione (nell avvicinamento della sorgente) seguìta da uno «stiramento» dell onda sonora (nell allontamento). Se il corpo celeste si avvicina, le righe del suo spettro si spostano verso il blu, così come il suono dell auto che corre verso di noi aumenta di tono (accorciamento delle onde). In tale situazione una stella ci apparirebbe più blu di quanto sia. Si può quindi sapere, dalle analisi spettroscopiche, quali corpi celesti si allontanano o si avvicinano rispetto all osservatore. Inoltre, l entità dello spostamento permette di calcolare la velocità del movimento relativo: maggiore è l effetto Doppler, maggiore è la velocità (di allontanamento, se lo spostamento è verso il rosso, o di avvicinamento, se è verso il blu). 2.5 Tra stella e stella: materia interstellare e nebulose Quesiti 1. Definisci la magnitudine apparente e la magnitudine assoluta di una stella. 2. Che cos è una variabile pulsante? 3. Come si studia la composizione chimica delle stelle? 4. Perché le stelle sono di colori diversi? 5. In che cosa consiste l effetto Doppler? 6. Che cos è una nebulosa? 7. In base a quali caratteristiche vengono distinte le nebulose? Completiamo questa rapida rassegna delle stelle con uno sguardo agli immensi spazi che le separano, nei quali sono diffusi polveri finissime e gas. Tale materia o mezzo interstellare risulta spesso concentrata in ammassi di fine materia che hanno un aspetto simile alla nebbia e che vengono perciò detti nebulose (dal latino nebula): ammassi scuri perché privi di luce (nebulose oscure), che si stagliano come ombre su un fondo luminoso di stelle, o debolmente luminosi se attraversati dalla luce di stelle molto brillanti e molto vicine (nebulose a riflessione) (figura 10). Vi sono anche ammassi dotati di una tenue luce propria (nebulose a emissione): sono essenzialmente gassosi ed emettono luce per un fenomeno di fluorescenza, provocato nei gas da radiazioni ultraviolette provenienti da qualche stella vicina. Il mezzo interstellare è composto per oltre tre quarti da idrogeno e per circa un quarto da elio; tutti gli altri elementi sono in piccole frazioni. Una parte di questa massa è materia primordiale rimasta com era al momento della formazione dell Universo (dopo i primi tre minuti dal big bang, come vedremo nel paragrafo 5.3); un altra parte è materia emessa dalle stelle durante la loro vita; il resto è formato dai residui delle grandi esplosioni che, in genere, segnano la fine di una stella. Dalla materia del mezzo interstellare, infatti, si sono originate e continuano a formarsi le stelle. Ne parleremo nel prossimo paragrafo. Figura 10 Nubi di materia interstellare. In questa immagine le nubi avvolgono il famoso gruppo di stelle noto come ammasso aperto delle Pleiadi, nella Costellazione del Toro. Il colore bluastro che ne rivela la presenza è dovuto alla riflessione della luce delle stelle più brillanti. 10 Capitolo 1 L UNIVERSO