MODULO DI APPROFONDIMENTO n. 3TITOLO: STELLE E COSTELLAZIONISOTTOTITOLO: Il cielo è certamente uno spettacolo continuo.

DOCENTE: prof.ssa Contini Roberta (docente di Scienze Naturali)DESTINATARI: studenti del primo anno (Com. 201 e Com. 215)DURATA: 8 oreCALENDARIO:

Martedi 17 gennaio, ore 14.00 – 16.00 Martedi 31 gennaio, ore 14.00 – 16.00 Martedi 7 febbraio, ore 14.00 – 16.00 Martedi 14 febbraio, ore 14.00 – 16.00

INTRODUZIONE: il breve corso intende “additare” a chi prova curiosità per i fenomeni del cielo alcune avvincenti osservazioni che si possono compiere con facilità a occhio nudo o con il binocolo; non sarà tutta l’astronomia, ma alcuni argomenti di interesse pratico e teorico di cui fanno parte l’orientamento, il riconoscimento delle costellazioni e dei pianeti, il passaggio di satelliti artificiali e gli sciami di stelle cadenti attraverso il “pensiero” dell’Uomo.

ARTICOLAZIONE E CONTENUTI1. Guida all’osservazione del cielo ad occhio nudo e con il binocolo: la volta

celeste, le condizioni migliori, le distanze angolari, i metodi di esplorazione.2. Riconoscimento delle principali stelle e costellazioni: la chiave del cielo,

asterismi e allineamenti, il cielo boreale invernale ed estivo 3. Caratteristiche fisiche e chimiche delle stelle: distanza, massa, densità,

temperatura, luminosità, composizione, classificazione4. Evoluzione stellare ed elementi di cosmologia: reazioni nucleari delle stelle,

diagramma HR, legge di Hubble, modelli cosmologici.

LEZIONE N.1 DEL 17 GENNAIO 2017

1

2

3

LEZIONE N.2 DEL 31 GENNAIO 2017

4

5

6

7

LEZIONE N.3 DEL 7 FEBBRAIO 2017

8

9

10

Le stelle sono masse gassose incandescenti in cui pressione, densità e temperatura aumentano con simmetria radiale verso la parte centrale o nucleo in cui il gas si trova in uno stato di plasma e va incontro a reazioni termonucleari di fusione con trasformazione di elementi leggeri in elementi via via più pesanti.

Le caratteristiche delle stelle si conoscono indirettamente dallo studio delle radiazioni emesse che vengono analizzate da parte di diversi strumenti:

- telescopio: posizione, distanza,- spettrometro: composizione, temperatura, velocità radiale- fotometro: luminosità

dallo studio di modelli di laboratorio (corpo nero) e da calcoli matematici e geometrici.

La posizione delle stelle risulta apparentemente proiettata su una sfera celeste e non tiene conto della distanza, per cui le stelle sembrano raggruppate in costellazioni che si muovono giornalmente attorno all'asse terrestre-celeste in senso orario da est verso ovest e che risultano circumpolari od occidue a seconda dell'orizzonte. La posizione sulla sfera delle stelle viene indicata attraverso due sistemi di coordinate celesti:

- coordinate equatoriali (declinazione e ascensione retta) - sistema assoluto- coordinate altazimutali (altezza, azimut) - sistema relativo

(vedi coordinate celesti)

La distanza delle stelle viene calcolata per via geometrica conoscendo l'angolo di parallasse trigonometrico che sottende il semiasse dell'orbita di rivoluzione terrestre.(vedi parallasse trigonometrica) e viene espressa generalmente in parsec, una delle unità di misura astronomiche:

UA (unità astronomica) = 150 milioni KM distanza media Terra-Soleal (anno luce) = 63.000 U.A. distanza percorsa dalla luce

in un anno con c= 300.000 Km/s

pc (parallasse secondo) = 32,6 al distanza di un punto il cui angolo di parallasse vale 1"

La composizione delle stelle si deduce dagli spettri di assorbimento prodotti dalla atmosfera stellare che trattiene determinate radiazioni emesse dalla superficie visibile della stella (fotosfera) e che risulta per il 95% costituita dai gas più leggeri: idrogeno ed elio.

La temperatura delle stelle si deduce dalle radiazioni emesse con maggiore intensità dalla stella dal momento che la loro lunghezza d'onda risulta inversamente proporzionale alla temperatura, per cui le stelle più calde (40.000K) sono blu e le stelle più fredde (3000K) sono rosse.(vedi leggi della radiazione)

La velocità radiale delle stelle è la componente vettoriale della velocità reale scomposta lungo la direzione visuale e si ricava per effetto Doppler dallo spostamento spettrale(Z) delle righe rispetto ai valori teorici:Z = lunghezza d'onda reale - lunghezza d'onda teorica/lunghezza d'onda teorica

velocità radiale = Z x c

allontanamento: spostamento verso il rosso avvicinamento: spostamento verso il blu

La luminosità delle stelle è il ritmo con cui emettono energia radiante, si distingue:

11

- luminosità assoluta che dipende dalla distanza- luminosità apparente che non tiene conto della distanza

(vedi leggi della radiazione)La luminosità si esprime in classi di magnitudine con un rapporto tra una classe e l'altra pari a 2,5. Per la magnitudine assoluta si rapporta la luminosità alla distanza convenzionale di 10 pc.

La massa delle stelle si calcola indirettamente dallo studio dei moti orbitali delle stelle binarie e dai valori di luminosità. Le stelle hanno massa compresa tra 1/10 e 60 masse solari.

PRINCIPI DI COSMOLOGIA

1929 legge di Hubble v = H D v = velocità radiale delle galassie

H = costante di Hubble

12

D = distanza (megaparsec)Le galassie si allontanano radialmente dalla terra con una velocità direttamente proporzionale alla loro distanza quindi tutte le galassie si allontanano tra loro come schegge cosmiche portando all'ipotesi di un'espansione determinata da una esplosione iniziale.

1948 Teoria dell'Universo stazionario di HoyleSi basa sul principio cosmologico perfetto che considera l'universo sempre uguale in ogni punto e in ogni tempo. L'allontanamento delle galassie crea dei vuoti che vengono compensati dalla creazione continua di nuova materia in modo che la densità media dell'Universo rimane costante. Questa teoria, rivelatasi incompatibile con la scoperta della radiazione cosmica di fondo avvenuta nel 1965, trova oggi un ridotto numero di sostenitori.

1946 Teoria dell'Universo evolutivo di GamowSi basa sul principio cosmologico ristretto che considera l'universo uguale in ogni luogo, ma non in ogni tempo per cui il comportamento nel tempo cosmico di una qualsiasi porzione dell'Universo rispecchia fedelmente l'evoluzione dell'intero cosmo. Egli propone un nuovo modello di universo, originatosi da una grande esplosione iniziale, detta Big Bang cosmico avvenuta 15 miliardi di anni fa.Secondo le versioni più moderne della teoria del Big Bang, la materia si sarebbe trovata inizialmente in condizioni di temperatura e densità tali da essere completamente scomposta in quark, le più "piccole" particelle elementari note fino a oggi. A seguito dell'espansione dell'universo, la massa iniziale di energia e materia si sarebbe raffreddata e rarefatta; a frazioni infinitesime di secondo dopo l'esplosione iniziale, i quark si sarebbero uniti a gruppi di tre a formare i protoni, i neutroni e gli altri adroni. Dopo circa tre minuti, i protoni e i neutroni si sarebbero a loro volta uniti per dare origine ai nuclei degli elementi più leggeri (idrogeno, elio e una minima quantità di litio). Tutti gli altri elementi chimici non si sarebbero formati che alcuni miliardi di anni dopo, grazie alle reazioni nucleari che avvengono nei nuclei stellari e durante le esplosioni di supernove. A 300.000 anni dal Big Bang, nuclei ed elettroni si sarebbero infine uniti a formare gli atomi, mentre le stelle e le galassie sarebbero nate entro il primo miliardo di anni di vita dell'universo.Mentre l'universo si espandeva, la radiazione residua del Big Bang si raffreddava; oggi la sua temperatura è di circa 3 K (-270 °C). Questa radiazione cosmica di fondo, rivelata dai radioastronomi nel 1965, costituisce una conferma molto convincente della teoria del Big Bang.

1965 Radiazione cosmica di fondo Radiazione a microonde di bassa temperatura, che giunge sulla superficie terrestre dallo spazio interstellare; è così chiamata perché forma un fondo a tutte le sorgenti radio discrete osservabili per mezzo di radiotelescopi.Scoperta casualmente da Arno Penzias e Robert W. Wilson nel 1965, la radiazione cosmica di fondo era già stata ipotizzata nel 1948 come conseguenza della teoria del Big Bang sull'origine dell'universo essa sarebbe infatti la testimonianza fossile delle condizioni estreme che vi erano nei primi istanti che succedettero al Big Bang.Dal 1989 viene osservata dal satellite Cosmic Background Explorer (COBE), che ne ha messo in evidenza piccole disomogeneità, di importanza fondamentale per le attuali teorie sull'evoluzione dell'universo.

13

Evoluzione dell'universo

A tutt'oggi non si è ancora stabilito con certezza se l'universo sia aperto o chiuso, in altre parole se sia destinato a espandersi indefinitamente o se a un certo punto comincerà a contrarsi. Si suppone l'esistenza di una grande quantità di materia invisibile, la cosiddetta materia oscura, che, secondo recenti studi, sarebbe presente anche all'interno delle galassie. L'esistenza della materia oscura è ormai accettata dalla quasi totalità degli scienziati, nonostante non sia stato ancora possibile costruire uno strumento in grado di rilevarla direttamente. Sulla natura della materia oscura sono state formulate molte ipotesi, nessuna delle quali si è rivelata pienamente soddisfacente; essa costituisce un problema ancora aperto al quale si dedicano insieme fisici delle particelle, che forniscono le ipotesi su quali possano essere i suoi costituenti, e cosmologi, che verificano se le proprietà delle particelle suggerite sono compatibili con le osservazioni.

ERE COSMOLOGICHE (Universo evolutivo)

14

Era quantica da 0 a 10 – 43 sec Nell'istante 0 tutto l'Universo che oggi conosciamo era concentrato in un nucleo la cui esplosione o BIG BANG, di cui si ignora il meccanismo d'innesco, proiettò dapprima energia e poi materia in tutte le direzioni dello spazio con un progressivo ed esponenziale aumento del volume, diminuzione della densità e della temperatura (T = 10 30 K)

Era adronica da 10 – 43 sec a 10 – 6 sec La densità di radiazione diminuì a vantaggio della densità di materia, la temperatura diminuì, ma restò a valori alti (T = 10 20 K) i quark si combinarono a dare gli adroni: protoni e neutroni liberi che condividevano lo stesso comportamento delle radiazioni con velocità paragonabile alla luce e collisioni che continuamente producevano particelle di materia e antiparticelle di antimateria. Le successive annichilazioni e la rapioda espansione asimmetrica portarono alla predominanza della materia rispetto all'antimateria.

Era leptonica da 10 – 6 sec a 1 sec Si formarono nuove particelle elementari: i leptoni (elettroni e neutrini) e nuove antiparticelle (positroni e antineutrini) con conseguenti annichilazioni a vantaggio della materia. La temperatura scese fino a T = 10 10

KEra nucleare da 1sec a 15 min Continuò l'espansione dell'Universo e il suo

raffreddamento (T = 10 9 K) dalla combinazione delle particelle di materia si formano i primi nuclei atomici di elementi leggeri: H, D, He.

Era radiativa da 15 min a 10 6 anni Nel corso del primo milione di anni l'Universo raggiunse con l'espansione un raggio mille volte più piccolo dell'attuale e una T = 3.000° - 4.000°C. Ciò permise ai nuclei leggeri di combinarsi con gli elettroni liberi formando atomi neutri e nuovi elementi. Si raggiunse una situazione critica con il disaccoppiamento tra materia e radiazione che non condivisero più le stesse leggi e la materia divenne trasparente alla radiazione (radiazione fossile).

Era galattica da 10 6 anni a oggi Si formarono le prime galassie (ammassi globulari) e poi nuove stelle e nuove galassie (ammassi aperti). La via lattea ha un'età di 10 miliardi di anni e il sole di 5 miliardi, complessivamente l'Universo ha un'età di 15- 18 miliardi di anni.

Era futura Ipotesi Universo aperto (buio)Ipotesi Universo chiuso (contrazione)

Si allegano n. 5 TAVOLE ESERCITAZIONE

15