Astronomia Lezione 3/10/2011

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1 Astronomia Lezione 3/10/2011 Docente: Alessandro Melchiorri Libri di testo: - An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley - Elementi di Astronomia, P. Giannone.

2 Perche studiare Astronomia? Pale Blue Dot (in italiano pallido punto blu o pallido puntino azzurro) è una fotografia della Terra scattata nel 1990 dalla sonda Voyager 1, quando si trovava a sei miliardi di chilometri di distanza. L'idea di girare la fotocamera della sonda e scattare una foto della Terra dai confini del sistema solare è stata dell astronomo e divulgatore scientifico Carl Sagan. «L astronomia è un'esperienza di umiltà e che forma il carattere. Non c'è forse migliore dimostrazione della follia delle vanità umane che questa distante immagine del nostro minuscolo mondo. Per me, sottolinea la nostra responsabilità di occuparci più gentilmente l'uno dell'altro, e di preservare e proteggere il pallido punto blu, l'unica casa che abbiamo mai conosciuto.»

3 Perche studiare Astronomia? Articoli scientifici negli ultimi 20 anni: l astronomia/astrofisica e oggi la piu vitale tra le scienze fisiche.

4 Perche studiare Astronomia? Scoperta di pianeti extrasolari (1996) Altri «pianeti» nel sistema solare (fascia di Kuiper) 2003UB313.Downgrading di Plutone. Le missioni spaziali quali Spirit e Opportunity hanno confermato l esistenza nel passato di acqua su Marte. Altre missioni su Titano, comete, asteroidi. Progressi in formazione delle galassie (molte, se non la maggior parte, delle galassie hanno al loro centro un o piu buchi neri). Una forma di energia sconosciuta «energia oscura» sembra dominare la dinamica del nostro universo.

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6 Capitolo I del C&O La Sfera Celeste Platone (350 A.C.) fu forse il primo a proporre un modello geocentrico con le stelle fisse che ruotano su di una «sfera celeste» con un asse Che passa attraverso il polo nord e sud della terra identificando un Polo nord e sud celeste.

7 Il moto retrogrado dei pianeti Alcune stelle pero mostrano di non seguire l andamento delle stelle fisse ma sono come erranti, queste sono chiamate «pianeti» (dal termine di «vagabondo» in greco». In particolare un pianeta come Marte si muove lentamente da ovest ad est rispetto alle stelle fisse ma poi «tornare indietro» ad un certo momento per poi ritornare al moto normale. Ipparco (150 a.c.) risolse il problema del moto retrogrado mettendo i pianeti a Ruotare attorno a dei piccoli epicicli che a loro volta ruotavano in modo piu ampio Attorno alla terra lungo un deferente.

8 Il sistema Tolemaico Con il progredire delle osservazioni il sistema degli epicicli non andava piu bene. Tolomeo (circa 100 d.c.) introduce allora l equante. Gli epicicli ruotano circolarmente a velocita angolare costante intorno all equante che e dislocato rispetto al centro del deferente (centro della terra). L idea platonica di moto circolare uniforme e praticamente scomparsa. Il modello tolemaico divenne sempre piu complesso aggiungendo «epicicli» ulteriori negli anni ma non venne messo in discussione per secoli.

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10 La rivoluzione Copernicana Il modello Copernicano era molto piu semplice e permetteva di risolvere anche altri punti: - Mercurio e Venere vengono visti al massimo ad una distanza di 28 e 47 rispettivamente dal Sole (non sono mai in opposizione). Per questo prendono il nome e di pianeti inferiori o interni. Si definiscono Massima Elongazione est o ovest le loro massime distanze angolari dal Sole. Solo questi pianeti possono trovarsi tra la terra ed il Sole (congiunzione inferiore). - Gli altri pianeti (Marte, Giove, Saturno, etc) sono su orbite esterne, si chiamano pianeti superiori o esterni si possono trovare in opposizione e congiunzione (vedi figura).

11 Modello Copernicano e Pianeti «Retrogradi» Il sistema Copernicano spiega in modo elegante il moto retrogrado di pianeti come Marte. La Terra occupando una orbita piu interna ruota piu velocemente di Marte attorno al Sole. Il passaggio in 3,4,5 di Marte in opposizione spiega l apparente moto retrogrado del pianeta.

12 Periodo siderale e periodo sinodico Una caratteristica delle configurazioni planetarie che si verificano fra i pianeti, è che esse si ripetono regolarmente dopo un certo numero di giorni, il periodo sinodico, il quale dipende dalla combinazione dei rispettivi moti di rivoluzione dei pianeti (periodo siderale) con quello della Terra. Il nostro pianeta infatti, per effettuare due successivi allineamenti con un altro pianeta, impiega un tempo maggiore di quello occorrente per completare un'orbita completa, in quanto per raggiungere l'altro corpo celeste, che si è nel frattempo spostato, deve percorrere un altro tratto di orbita in più. Es. Marte: Periodo Siderale: 686 giorni Periodo Sinodico: 780 giorni Es. provare a dimostrare che:

13 Periodo siderale e periodo sinodico

14 Coordinate Altazimutali In questo sistema di coordinate si introduce lo zenith che e il punto immediatamente Sopra l osservatore nella volta celeste. Si traccia un cerchio sulla volta celeste passante per lo zenith e la stella di cui vogliamo dare le coordinate. L altezza h e l angolo tra il piano dell orizzonte e la stella. La distanza di zenith e 90 -h. l azimuth e l angolo tra il piano zenith-stella e il piano passante per l osservaore e contenente i poli nord e sud misurato da nord ad est. Queste coordinate sono poco pratiche perche - Dipendono dal luogo di osservazione - La volta celeste ruota, quindi dipendono anche dal tempo di osservazione. - Le stelle appaiono nel cielo ogni giorno successivo approssimativamente con 4 minuti di anticipo per via della rivoluzione terrestre attorno al Sole, quindi si avranno coordinate diverse anche a distanza di un giorno.

15 Cambiamenti giornalieri e stagionali nel cielo L'eclittica è il percorso apparente che il Sole compie in un anno rispetto allo sfondo della sfera celeste. Più esattamente, è l'intersezione della sfera celeste con il piano geometrico su cui giace l'orbita terrestre (piano eclittico, o piano dell'eclittica). Durante l anno questo moto appare muoversi rispetto la sfera celeste. In primavera passa per la costellazione della Vergine, nell estate e in Orione, autunno Acquario e in inverno vicino allo Scorpione. Questo cambiamento stagionale e direttamente legato al fatto che le stelle sorgono circa 4 minuti prima ogni giorno. Questo e dovuto al fatto che mentre le stelle necessitano di circa 23h e 56m per completare il giorno siderale, il Sole, che nel frattempo si è spostato di 1 verso est, ha bisogno di 4 minuti in più per completare il suo giro, facendo il giorno solare di 24 ore.

16 Tempo Solare e Tempo Siderale Il "tempo solare" è un tempo rotazionale definito in riferimento al Sole, mentre il "tempo siderale" è riferito alle Stelle lontane, considerate all'infinito. Giorno Solare è l'intervallo di tempo compreso tra due passaggi successivi del Sole al meridiano di riferimento. La durata del giorno solare vero non è però costante, a causa della velocità variabile con cui la Terra compie la sua rivoluzione intorno al Sole. Si è definito perciò un giorno solare medio, fittizio, la cui durata è di 24 ore esatte. Giorno Siderale è l'intervallo di tempo compreso tra due passaggi successivi del primo punto d'ariete al meridiano di riferimento. La durata del giorno siderale è di 23h 56m 4.091s. La differenza nelle due durate è dovuta alla vicinanza della Terra al Sole rispetto alle altre stelle, e al moto di rivoluzione della Terra intorno ad esso, che in un giorno ammonta a circa 1 grado sui 360 dell'intera orbita (360/365). Per il giorno solare la Terra deve quindi ruotare un pò di più per ritrovare il Sole in meridiano; mentre ciò non è necessario per il giorno siderale in quanto le stelle risultano a distanza "infinita" rispetto al sole, e quindi le due linee di vista restano parallele.

17 Piano dell Eclittica e Piano Equatoriale Il piano equatoriale celeste e definito come il piano passante per l equatore della terra ed intersecante la volta celeste. Questo forma un angolo di circa 23.5 con il piano dell eclittica. Per questo angolo l eclittica si muove su e giu in un anno rispetto all equatore. Si ha quando il sole interseca il piano equatoriale: - Equinozio di Primavera (notte e giorno uguali in durata) 21 o 22 Marzo - Equinozio d Autunno 22 o 23 Settembre Agli estremi abbiamo (il giorno e la notte piu lunghi): - Solstizio d estate 20 o 21 Giugno - Solstizio d inverno 21 o 22 Dicembre