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Relatore EMANUELE CAMBIOTTI

Materiale puramente consultativo

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Universo - Cenni di cosmologia

Nel corso della storia diversi filosofi si sono posti il problema dell'origine e dell'evoluzione dell'universo, fornendo quasi sempre come soluzione, quella dell'esistenza di una entità infinita ed incommensurabile, spesso identificata con la nostra stessa galassia. L'ipotesi di una pluralità di universi-isola, fù invece postulata per la prima volta nel 18° secolo da E. Kant, secondo il quale il sistema solare era contenuto in un immenso contenitore di stelle (la Via Lattea), che insieme ad altre analoghe strutture popolavano l'intero cosmo.

Ambedue le ipotesi furono ampiamente discusse dagli studiosi fino ai primi 20 anni del secolo scorso, finchè non arrivò la scoperta dello spazio extragalattico, ad opera di E. Hubble nel 1924, che dettando la parola fine sulla questione, disegnava l'immagine completamente nuova di uno spazio immenso e sconfinato suddiviso a sua volta in diversi "universi-isola", le galassie, ognuna delle quali composta da centinaia di miliardi di stelle ed altri oggetti celesti.

Principio cosmologico

Nasceva così la moderna cosmologia, una scienza dedita allo studio delle origini e dell'evoluzione dell'universo, la quale ci fornisce tuttora, la configurazione di un gigantesco sistema strutturato in livelli gerarchici. Partendo infatti dalla Terra, che non è un punto privilegiato, ma solo il nostro posto d'osservazione, arriviamo al Sole, e quindi al sistema solare, giungendo poi, attraverso la nostra galassia, agli ammassi di galassie ed ai superammassi, sino ad arrivare concettualmente ai "confini dell'universo", da dove questo appare in maniera isotropa ed omogenea, uguale in ogni direzione ed in ogni luogo (principio cosmologico).

composizione di foto NASA - NSSDC

Paradosso di Olbers

Alla luce di queste considerazioni, nasceva allora l'esigenza di determinare se l'universo fosse o meno dotato di limiti. In passato infatti, è stato fatto rilevare da uno studioso del diciottesimo secolo, che se esso fosse infinito nel cielo dovremmo vedere un numero grandissimo di stelle sparse in ogni direzione e illuminanti a giorno la volta celeste. Oggi però sappiamo che non è così, la soluzione del "paradosso di Olbers" consiste infatti nel fatto che tutte le galassie si stanno allontanando fra di loro e che dunque facciamo parte di uno spazio in espansione.

Legge e Costante di Hubble

La prova di ciò la fornì ancora una volta Hubble, il quale aveva notato che nello spettro di alcune galassie osservate, le righe spettrali apparivano spostate verso il rosso in maniera tanto più marcata quanto esse fossero deboli (lontane). Tutto questo, noto anche come redshift, era dunque dovuto all'effetto doppler (causato dall'allontanamento della sorgente luminosa rispetto all'osservatore), ragion per cui nel 1929 pubblicò la legge che porta il suo nome (Legge di Hubble) e secondo la quale:

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tutte le galassie si allontanano fra loro con una velocità che è direttamente proporzionale alla loro distanza:

V = H x D

• V = velocità di allontanamento di una galassia in km/sec;

• D = distanza misurata in megaparsec

• H = costante di Hubble

La costante tuttora non è stata quantificata con esattezza, ma dividendo la velocità della luce per il valore calcolato dagli studiosi, si ottiene una distanza di circa 15 miliardi di anni-luce, appunto l'età dell'universo teorizzata dagli scienziati, che viene definita anche come orizzonte di Hubble.

Ipotesi sull'espansione dell'universo

Dunque un'universo in espansione che va sempre più mutando le proprie proprietà fisiche, divenendo meno denso e più freddo, anche se c'è da considerare ora la densità media della materia, che essendo maggiore, minore od uguale ad un valore cosiddetto critico, determinerebbe rispettivamente tre possibili configurazioni:

• Chiuso - la quantità di materia rallenta e blocca la crescita dell'universo, facendolo richiudere poi su se stesso

in un grande crollo, il Big Crunch;

• Aperto - la materia non riesce a frenare la spinta primordiale, causando quindi una espansione all'infinito;

• Piatto - con un valore esattamente uguale l'espansione sarebbe ancora infinita, ma in continuo

rallentamento.

Materia oscura

Secondo le nostre attuali conoscenze nell'universo non c'è tanta materia quanta ne sarebbe sufficiente ad innescare la prima ipotesi, la densità di quella visibile viene infatti quantificata in circa il 2% di quella necessaria. Viene comunque vagliata la possibilità della sua esistenza sotto forma di materia oscura, invisibile, le prove sono fornite dalle galassie e dagli ammassi di galassie, i cui movimenti e le relative velocità sembrano derivare da effetti gravitazionali dovuti a quantità di materia ben maggiori di quelle sinora osservabili.

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Big Bang

Accertata l'espansione dell'universo, i modelli che hanno cercato di spiegare la sua nascita e la sua evoluzione, sono stati soprattutto due: il modello stazionario e quello inflazionario. Il primo, proposto fino alla fine degli anni sessanta, ed ormai caduto praticamente in disuso, prevedeva l'esistenza di un universo in espansione, ma caratterizzato da una continua creazione di materia che ne garantiva così il mantenimento delle medesime proprietà fisiche.

Invece nel secondo, nel quale si rispecchia la teoria del Big Bang, formulata da A. Friedmann nel 1929, e poi completata da A. Gamow nel 1940, l'universo non è sempre esistito, ma sembra che sia nato all'incirca 15 miliardi di anni fà da quella gigantesca deflagrazione che diede inizio ad un viaggio della materia dall'infinitamente piccolo, come era subito dopo l'esplosione, all'infinitamente grande, come la vediamo oggi.

Una teoria attualmente molto accreditata, che è anche suffragata da due importanti scoperte: la legge di HUBBLE e la radiazione cosmica di fondo. Della prima abbiamo già detto, mentre riguardo a quest'ultima possiamo dire che essa fù individuata dai due ricercatori americani, A. Penzias ed R. W. Wilson, che nel 1965 intercettarono l'eco di quella remota esplosione, una sorta di rumore primordiale che proveniva in maniera uguale da ogni direzione dello spazio.

Nascita del tempo e dello spazio

Un evento dunque che diede inizio alla scala del tempo e dello spazio, su cui ora inesorabilmente l'universo si muove. Di conseguenza in origine tutto doveva essere concentrato in un minuscolo punto, dalla densità e gravità infinite, dove il tempo e lo spazio erano appunto pari a zero e la temperatura dell'ordine di miliardi di miliardi di gradi. Cosa ci fosse prima rimane per ora un mistero, visto che nemmeno gli scienziati avanzano ipotesi, ritenendo i momenti anteriori a tale istante come inconoscibili ed inspiegabili da qualsiasi teoria.

Dopo una piccola frazione di secondo questa indescrivibile entità, da molti definita come una "palla di fuoco", iniziò a crescere, e raggiunte le dimensioni di giorni luce l'universo era già un miscuglio di particelle (neutroni, protoni, elettroni, antielettroni, fotoni, neutrini ed altre) che cominciavano ad interagire fra di loro.

Subito dopo entrarono in gioco le forze fondamentali dell'universo, ed alla già esistente forza gravitazionale, che regola l'attrazione fra le masse, si aggiunsero le altre tre che insieme a questa governano l'universo: la forza debole, che agisce a livello atomico, la forza forte che governa i nuclei atomici, la forza elettromagnetica responsabile di tutti i fenomeni elettromagnetici quali la luce, le onde radio, ecc...

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Era della radiazione

Passati alcuni secondi, mentre la densità andava sempre più scemando sotto la spinta inflazionistica della deflagrazione iniziale, l'universo entrava nella cosiddetta "era della radiazione" interamente dominata dai fotoni strettamente accoppiati alla materia. Nel frattempo anche la temperatura scendeva fino a raggiungere il milione di gradi, così che i protoni ed i neutroni iniziarono ad aggregarsi fra loro creando le prime quantità di deuterio ed elio, e questo ne spiega la loro grande diffusione nell'universo.

Era della materia

Dopo alcune centinaia di migliaia di anni, l'universo era divenuto ancora meno denso e più freddo, avveniva la "ricombinazione", i protoni e gli elettroni si combinavano per creare i primi atomi di idrogeno. Finiva a quel punto la prima parte della storia dell'universo, quella dominata dalla radiazione, ed iniziava "l'era della materia" che vedeva l'aggregazione delle particelle nelle prime forme atomiche, mentre i fotoni, liberi ormai da ogni vincolo, potevano così irradiarsi in tutte le direzioni sotto forma di radiazione cosmica di fondo.

Dopo qualche milione di anni si erano già formati i primi agglomerati di materia, che aggregandosi a loro volta per l'attrazione gravitazionale, daranno vita qualche miliardo di anni dopo alle protogalassie, che una volta che si saranno evolute in galassie formeranno le stelle e tutti gli altri corpi celesti.

Galassie

Le galassie sono degli enormi contenitori di stelle, il cui diametro può essere di centinaia di migliaia di anni luce, che come delle vere e proprie isole nell'universo si trovano situate nello spazio a distanze enormi (miliardi di a.l.) le une dalle altre. A separarle solo immense quantità di pulviscolo intergalattico e materiale interstellare estremamente rarefatto.

NGC 4414 - Credit: Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)-NSSDC

Data la grandissima distanza che ci separa dalle più vicine, esse sono state scoperte solo negli ultimi tre secoli, anche se la certezza della loro esistenza la si è avuta solo nel 1924, grazie ad E. Hubble, che misurando la distanza di alcune cefeidi individuate nella galassia di Andromeda, ebbe la prova di come quest'ultima fosse situata nello spazio esterno ben al di là della Via Lattea. Prima di allora, infatti, quelle poche galassie che erano state scoperte venivano scambiate per stelle o nebulose, vista la mancanza di strumenti adeguati all'osservazione di oggetti così lontani.

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Protogalassie

La nascita delle galassie è ancora avvolta nel mistero, ma sembra che esse traggano la loro origine per l'aggregazione della materia primordiale che, centinaia di milioni di anni dopo il Big-Bang, iniziò ad addensarsi in grandi nubi, le quali, a causa delle immense forze gravitazionali risultanti, cominciarono a contrarsi ed a ruotare attorno a se stesse dando vita alle "protogalassie". E' sicuramente in questo frangente, che le diverse velocità di rotazione condizionarono quelle che poi sarebbero risultate le forme finali di ciascuna delle galassie attuali.

Classificazione delle Galassie

Hubble infatti le distinse in base al loro aspetto ed alle loro dimensioni in gruppi omogenei, suddivisi a loro volta in sottogruppi:

• Ellittiche - Hanno una forma ellissoidale con un nucleo molto intenso che si disperde verso l'esterno.

Per la maggior parte sono composte da stelle di vecchia formazione;

• Spirali - Dello stesso tipo della nostra galassia, si caratterizzano per il nucleo centrale, di forma quasi

sferica, che si trova circondato da un alone da cui si dipartono i bracci a forma di spirale. In questo

tipo di galassia coesistono stelle di tutte le età, anche se quelle più giovani sembrano trovarsi nel

disco;

• Barrate - Pressocchè uguali alle precedenti, differiscono solo per i bracci, che invece di essere a

forma di spirale, sono collegati agli estremi di una barra centrale.

Altri gruppi minori sono quelle irregolari, dalle forme prive di simmetria, e le lenticolari, una via di mezzo fra quelle ellittiche e quelle a spirali, che probabilmente hanno perso la forma originaria per l'interazione gravitazionale con altri corpi galattici vicini.

Distribuzione delle galassie

Le galassie hanno la caratteristica di aggregarsi in ammassi e quindi in superammassi (un migliaio di oggetti nel primo caso e centinaia di migliaia nel secondo) che possono essere aperti, se composti da una struttura irregolare, o regolari, se mostrano una forma sferica che solitamente è più densa verso il centro.

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Ammasso Abell 2218

Considerando l'alta densità che caratterizza i superammassi, può capitare che avvengano scontri fra galassie, ma senza le conseguenze che si potrebbero immaginare. Esse sono costituite infatti da zone estremamente rarefatte, con il risultato che spesso si fondono fra loro creandone delle altre di dimensioni maggiori. Se invece lo scontro avviene a velocità tali da permettere di sfuggire alla forza di mutua attrazione, allora esse verrano intaccate solo marginalmente, subendo variazioni nella loro forma.

Galassie con le antenne (NGC 4038/4039)

Galassie attive

Oltre a quelle enunciate, esistono anche altre specie di galassie, che emettendo energia in grandissima quantità sotto forma di radiazioni, si meritano l'appellativo di galassie attive. Le cause di tutto questo sono ancora sconosciute, forse un buco nero che risiede nel nucleo galattico, ma è comunque possibile distinguerle secondo il tipo di energia irradiata in:

• Radiogalassie - Emettono radiazioni sotto forma di onde radio ed hanno una forma ellittica ed un

nucleo formato da due lobi contrapposti;

• Quasars - Particolari tipi di radiogalassie scoperte negli anni '60 e situate a distanze enormi, che

emettono una quantità di energia centinaia di volte maggiore quella di una galassia normale;

• Galassie di Markarian - La loro caratteristica è la grande emissione di radiazione ultravioletta ed è

probabile che siano fra le più giovani di tutto l'universo;

• Galassie di Seyfert - Scoperte dall'astronomo di cui portano il nome, sono caratterizzate da

emissioni di raggi gamma, da una forma a spirale e da un nucleo molto luminoso.

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Galassia Via Lattea

Per lo studio delle galassie non si può prescindere dall'esaminare la nostra, che denominata dagli antichi Via Lattea, a causa di quella striscia lattiginosa che taglia il cielo, fa parte del Gruppo Locale insieme ad altre componenti fra le quali le galassie di Andromeda, del Triangolo e le Nubi di Magellano.

Struttura della galassia

Essa appartiene al gruppo delle galassie a spirali ed è composta da centinaia di miliardi di stelle, polveri e gas interstellari. Ha la forma di un disco appiattito, con un diametro di 100 mila anni luce, al cui centro si trova il nucleo circondato da filamenti che prendono il nome di bracci di spirale. Orizzontalmente lungo il piano equatoriale stanno delle nubi oscure che apparentemente la dividono in due emisferi.

Il nucleo è composto da stelle ed ammassi stellari la cui nascita sembra risalire al periodo di formazione della stessa galassia. Si trova in direzione della costellazione del Sagittario, ed è stato rintracciato solo grazie all'abbondanza delle radiazioni emesse, visto che la sua visibilità è a noi celata da nubi oscure.

Il disco è invece formato in larga parte da nubi di polvere, gas interstellari e giovani e luminose stelle azzurre che spiraleggiando si dipartono dal nucleo. Tutto attorno un alone composto da materia a bassissima densità, quasi a rasentare il vuoto assoluto, ed ammassi globulari.

Prove sulla struttura della galassia

La prova della struttura della nostra galassia la si è avuta solo in tempi recenti, anche se già nel 1785 W. Herschel aveva disegnato una mappa che grosso modo ne richiama la forma, nel 1918 H. Shapley, analizzando la distribuzione degli ammassi globulari, scoprì che essi erano situati attorno ad un punto distante circa 30000 anni luce dal Sole. In virtù di queste considerazioni, era dunque chiaro che il sistema solare era immerso in un esteso contenitore di stelle che letteralmente lo circondava, e dislocato in una posizione eccentrica, a poco più di metà strada, fra quello che sarebbe risultato il nucleo galattico e le estremità dei bracci di spirale.

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Tutto ciò diventa evidente osservando altre galassie ed esaminando quel cerchio che il profilo della Via Lattea disegna nel cielo e che taglia da un estremo all'altro tutta la volta celeste in determinati periodi dell'anno. Guardando in tale direzione (il piano equatoriale galattico), è possibile notare una maggiore distribuzione di stelle rispetto a quelle presenti nelle altre regioni celesti, che aumentano ancora di più in corrispondenza del Sagittario, dove come abbiamo detto si trova il nucleo galattico.

Rotazione della galassia

Anche la nostra galassia ruota, ma in maniera diversa da come fanno la maggior parte dei corpi celesti, generalmente corpi rigidi. I bracci di spirale infatti, orbitano attorno al nucleo con velocità differenti l'uno dall'altro, più velocemente quelli interni e più lentamente quelli situati verso l'esterno. Tutte le stelle vengono trascinate da questo movimento, così come il Sole e tutto il sistema solare, che seguono praticamente una traiettoria ellittica attorno al centro galattico con un periodo che viene stimato in 250 milioni di anni e con una velocità di circa 250 km/sec.

Oggetti galattici: nubi, nebulose, ammassi stellari . . .

Nella nostra galassia, oltre alle stelle, esistono pure altri oggetti: residui di stelle, ammassi stellari, nebulose ed immense quantità di materia interstellare addensata in nubi. Vediamoli in dettaglio:

Ammassi stellari

Anche le stelle, come tutti gli altri corpi celesti, sono soggette alla legge di gravitazione universale, così spesso, per effetto delle reciproche forze gravitazionali, esse orbitano tutte assieme attorno ad un comune centro di massa. Inoltre, quando esse sono caratterizzate dalle medesime origini e proprietà fisiche, formano dei gruppi omogenei, gli ammassi stellari, che a seconda delle loro caratteristiche geometriche si distinguono in:

• Aperti - fra gli oggetti piu' giovani della nostra galassia, non presentano alcuna regola di simmetria,

avendo una forma irregolare. Si estendono per decine di anni luce lungo il piano equatoriale galattico

e sono formati da migliaia di stelle spesso associate con nebulose diffuse.

• Globulari - contengono fino a centinaia di migliaia di corpi stellari ed hanno una forma sferica con un

diametro di centinaia di anni luce. Si trovano lungo l'alone che ricopre il nucleo galattico e risalgono

probabilmente al periodo di formazione della galassia.

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Ammasso globulare M80

Una variante degli ammassi sono le associazioni stellari, agglomerati di giovani stelle omogenee, caratterizzati da una più lenta forza di coesione, che quindi non impedisce il loro dissolvimento dopo pochi milioni di anni. Generalmente si trovano lungo i bracci di spirale.

Residui di supernovae

Residui di materia espulsa da supernovae che si espandono a velocità di centinaia di km/sec, diventando luminosi per le radiazioni UV derivanti dall'esplosione o per l'onda d'urto, e le interazioni con la materia esistente nello spazio, con cui i gas vanno praticamente a scontrarsi. Fra le supernovae piu' famose quella registrata nel 1054 da astronomi cinesi, di cui ora possiamo ammirare i resti nella nebulosa del Granchio.

Nebulosa del Granchio Credit: Jeff Hester and Paul Scowen

(Arizona State University) and NASA - NSSDC

Nebulose planetarie

Involucro gassoso in espansione espulso da stelle di avanzata evoluzione (giganti rosse), che per effetto delle radiazioni stellari si ionizza assumendo un aspetto fluorescente a forma di globo o di anello, sino alla sua completa dispersione nello spazio, dopo di che resterà al suo posto solo il nucleo stellare in via di esaurimento (nana bianca).

Nebulosa MyCn18 CREDITS: Raghvendra Sahai and John Trauger (JPL),

the WFPC2 science team and NASA - NSSDC

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Nubi di materiale interstellare

Grandi quantità di materia estremamente rarefatta, essenzialmente composta da gas e polveri interstellari, che spesso si addensa in immense ed estese nubi che possono essere distinte in:

• Nubi oscure - se non si lasciano attraversare dalla luce, della quale ne assorbono gran parte,

diventando perciò osservabili solo quando sono proiettate sullo sfondo di nebulose luminose o di ricchi

campi stellari.

• Nebulose diffuse o a riflessione - se divengono brillanti diffondendo o riflettendo la luce stellare.

• Nebulose ad emissione - quando il gas di cui sono composte diviene ionizzato e fluorescente dalle

radiazioni provenienti da stelle vicine.

Nebulosa di Orione M42 Credit: C.R. O'Dell (Rice University) and NASA - NSSDC

Nubi molecolari

Immense strutture contenenti molecole e caratterizzate da più alte temperature e densità delle nubi oscure.

Catalogo Messier

Anche gli oggetti del cielo profondo sono stati in passato catalogati e recensiti in speciali elenchi. Di questi il piu' famoso è il catalogo compilato dall'astronomo francese C. Messier, e pubblicato nel 1774, che comprendeva inizialmente 45 elementi ai quali ne vennero aggiunti altri 58, da parte di un collaboratore dell'autore, P. Mechain, fino a raggiungere, all'inizio del XX° secolo, un totale di 110 fra nebulose, galassie ed ammassi stellari, i quali vengono indicati con una M seguita dal numero d'ordine:

M 1 Nebulosa diffusa del Granchio Toro

M 2 Ammasso globulare Acquario

M 3 Ammasso globulare Cani da caccia

M 4 Ammasso globulare Scorpione

M 5 Ammasso globulare Serpente

M 6 Ammasso aperto Insetto Scorpione

M 7 Ammasso aperto Scorpione

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M 8 Nebulosa diffusa Laguna Sagittario

M 9 Ammasso globulare Ofiuco


M 11 Ammasso globulare Anatra selvatica Scudo


M 13 Ammasso globulare di Ercole Ercole


M 15 Ammasso globulare Pegaso

M 16 Nebulosa diffusa Aquila Serpente

M 17 Nebulosa diffusa Omega Sagittario

M 18 Ammasso aperto Sagittario


M 20 Nebulosa diffusa Trifida Sagittario


M 22 Ammasso globulare Sagittario




M 26 Ammasso aperto Scudo

M 27 Nebulosa planetaria Manubrio Volpetta


M 29 Ammasso aperto Cigno

M 30 Ammasso globulare Capricorno

M 31 Galassia spirale di Andromeda Andromeda

M 32 Galassia ellittica Andromeda

M 33 Galassia spirale Triangolo Triangolo

M 34 Ammasso aperto Perseo

M 35 Ammasso aperto Gemelli

M 36 Ammasso aperto Auriga



M 39 Ammasso aperto Cigno

M 40 Errore Stella doppia

M 41 Ammasso aperto Cane maggiore

M 42 Nebulosa diffusa di Orione Orione

M 43 Nebulosa diffusa Orione

M 44 Ammasso aperto del Presepe Cancro

M 45 Ammasso aperto delle Pleiadi Toro

M 46 Ammasso aperto Poppa


M 48 Ammasso globulare Hydra

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M 49 Galassia ellittica Vergine

M 50 Ammasso aperto Unicorno

M 51 Galassia spirale Vortice Cani

M 52 Ammasso aperto Cassiopeia

M 53 Ammasso globulare Chioma



M 56 Ammasso globulare Lira

M 57 Nebulosa planetaria della Lira Lira

M 58 Galassia a spirale Vergine





M 63 Galassia spirale Girasole Cani da caccia

M 64 Galassia spirale Occhio Nero Chioma

M 65 Galassia a spirale Leone


M 67 Ammasso aperto Cancro

M 68 Ammasso globulare Hydra



M 71 Ammasso aperto Freccia

M 72 Ammasso globulare Acquario

M 73 Ammasso aperto Acquario

M 74 Galassia a spirale Pesci


M 76 Piccola Nebulosa Manubrio Perseo

M 77 Galassia a spirale Balena

M 78 Nebulosa diffusa Orione

M 79 Ammasso aperto Lepre

M 80 Ammasso globulare Scorpione

M 81 Galassia a spirale Orsa maggiore

M 82 Galassia irregolare Orsa maggiore

M 83 Galassia a spirale Hydra


M 85 Galassia ellittica Chioma



M 88 Galassia a spirale Chioma


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M 91 Galassia a spirale barrata Chioma

M 92 Ammasso globulare Ercole


M 94 Galassia a spirale Cani da caccia



M 97 Nebulosa planetaria Gufo Orsa maggiore





M 102 Errore Doppione di M 101

M 103 Ammasso aperto Cassiopeia

M 104 Galassia a spirale Sombrero Vergine

M 105 Galassia ellittica Leone

M 106 Galassia a spirale Cani da caccia



M 109 Galassia a spirale barrata Orsa maggiore

M 110 Galassia ellittica Andromeda

Successivamente sono stati compilati altri cataloghi fra i quali:

• il General Catalogue, compilato da J. Herschel nel 1864 e contenente 5079 oggetti (GC più numero

d'ordine);

• ed il New General Catalogue, che elenca 7480 oggetti e che venne pubblicato nel 1888 da L. F.

Dreyer, il quale aggiunse due supplementi, l'Index Catalogue I e II, per ulteriori 5386 oggetti (NGC

od IC più numero d'ordine).

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Buchi neri

Per iniziare una descrizione dei buchi neri bisogna necessariamente partire dall'evoluzione delle stelle. Infatti, come abbiamo detto nella pagina relativa a tale argomento, queste nascono e muoiono secondo un percorso ben definito. Prima le vediamo prendere forma da nubi di gas e polvere interstellare in via di contrazione, sino ad arrivare ad un punto che innescherà la loro attività vera e propria: la nucleosintesi stellare. Successivamente, terminato il combustile, il nucleo stellare, non riuscendo più a contrastare le spinte gravitazionali delle parti esterne, collasserà praticamente su se stesso.

Buco nero in M87 (foto HST/NASA-NSSDC)

Velocità di fuga - Raggio di Schwartzschild

E' a questo punto che entrano in gioco i buchi neri, infatti, se le dimensioni della stella ammontano ad almeno 3,2 masse solari, secondo quanto teorizzato dagli scienziati, la densità del corpo stellare in agonia andrà progressivamente aumentando, mentre di pari passo crescerà anche la forza da imprimere ad un qualsiasi oggetto affinchè esso riesca a sfuggire alla sua attrazione gravitazionale.

E' questa la velocità di fuga che deve avere un corpo per riuscire ad abbandonare la superficie di un qualsiasi altro oggetto celeste, che per esempio sulla Terra ammonta a 11,3 km/s. Quando questo valore avrà raggiunto i 300000 km/s nemmeno la luce potrà dunque più sfuggire, e così il buco nero, come un immane pozzo senza fondo, inghiottirà qualsiasi cosa gli capiti nei paraggi.

Tutti i corpi possono diventare dei buchi neri, e ciò è stato studiato dallo scienziato tedesco K. Schwartzschild, secondo il quale un corpo ridotto a certe dimensioni, mantenendo costante la massa, varca un limite oltre cui diviene un buco nero. Tale soglia viene chiamata raggio di Schwartzschild.

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Effetti relativistici

La teoria della relatività però ci insegna che alla velocità della luce entrano in gioco ben altri fattori di quelli fissati dalla meccanica classica, così nella descrizione di questo fenomeno bisogna tener conto anche della nuova dimensione spazio-temporale introdotta da A. Einstein.

E' dimostrato infatti come un raggio di luce che passi in prossimità di un corpo celeste sia da questo attratto in maniera direttamente proporzionale alla sua massa. Tanto più sarà la massa del soggetto attrattore, di altrettanto il raggio sarà curvato, sino all'estrema condizione in cui a massa infinita corrisponderà un incurvamento totale.

Per dare un'idea del concetto gli studiosi ricorrono spesso all'analogia con una pallina di metallo posta su un tappeto di gomma. Più aumenterà il peso della pallina e maggiore sarà la depressione nella superficie del tappeto, sino ad arrivare ad un punto, corrispondente a peso infinito, in cui le dimensioni dello spazio subiranno un mutamento irreversibile.

Nel caso del buco nero questo è il limite oltre cui lo spazio si chiude su se stesso ed il tempo rallenta sino a quasi bloccarsi, in quello che gli scienziati chiamano l'orizzonte degli eventi, una sorta di punto di non ritorno. Una singolarità spazio-temporale che molti scienziati pensano possa essere una porta di comunicazione con altri universi o con altre parti del nostro.

Rintracciabilità dei buchi neri

Data la mancanza di radiazioni visibili emesse, individuare un buco nero è però molto difficile, per lo più ci si può basare sugli effetti gravitazionali da esso causati. Infatti gli astrofisici, ritenendo che lo si possa rintracciare in stelle binarie, hanno già concentrato la loro osservazione sulla stella Cignus X1 della costellazione del Cigno. Questa presenta delle perturbazioni tali da far pensare ad un compagno impercettibile che orbita attorno ad un comune centro di massa. Ciò è suffragato anche dalla discreta quantità di raggi X rilevati, che pare possano essere radiazioni emesse dalla materia risucchiata dall'ipotetico buco nero.

Forza gravitazionale

Osservando l'universo balza agli occhi una importante proprietà che regola i moti e le interazioni fra i corpi che formano il cosmo, siano essi oggetti celesti o semplicemente terrestri, è questa la forza gravitazionale.

Scoperta nel diciassettesimo secolo da I. Newton è la piu' debole delle 4 forze fondamentali che regolano il creato, ma la non meno importante. La nostra stessa esistenza è imperniata su di essa. Sia che ci muoviamo, sia che solleviamo un qualsiasi oggetto, in ogni istante della nostra vita operiamo in maniera tale da vincere questa forza. Eppure per scoprirla si è dovuti aspettare l'ingegno di Newton, prima di allora infatti si credeva che ogni corpo fosse indissolubilmente legato alla Terra, il centro di tutte le cose, ed era perciò naturale per un sasso lanciato in aria tornare a far parte del sistema di origine.

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La forza universale

Tutti i corpi dell'universo sono legati fra di loro da questa forza di mutua attrazione, detta appunto universale per la sua caratteristica di interessare la globalità degli oggetti, siano essi i pianeti del cielo o le stelle o noi stessi. Il Sole ad esempio, con la sua grande massa, attrae a sè tutti i corpi del sistema solare, che a loro volta esercitano una forza su di esso e nei confronti di altri corpi. Pensiamo ad esempio alle comete, spesso interessate nel loro moto anche dalle grandi masse di pianeti come Giove e Saturno che ne alterano le orbite.

Comunque nel caso in cui le masse in gioco non siano dello stesso ordine di grandezza, il corpo minore è completamente legato a quello di dimensioni maggiori, e si parla allora molto più semplicemente di forza di gravità. E' per questo che noi siamo vincolati alla superficie terrestre, a meno di non essere sottoposti ad una forza che ci permetta di sfuggire all'influenza del nostro pianeta sfruttando la spinta di aerei o di razzi. Ad esempio nel caso delle missioni spaziali una sonda per liberarsi dall'attrazione terrestre deve raggiungere una velocità di 11,3 km/s, la cosidetta velocità di fuga, a cui poi, mediante opportune manovre, si imprime una spinta parallela alla Terra che combinandosi con la forza di gravità crea un equilibrio mantenendola in orbita su un'orbita ellittica. Invece imprimendo una forza maggiore si riuscirà a svincolare completamente una sonda dall'attrazione terrestre come nei viaggi interplanetari. Viceversa con una forza minore essa non si manterrà in orbita, ma ricadrà sulla Terra.

Nel campo dell'esplorazione interplanetaria è allora la forza gravitazionale a fare da combustibile. Infatti sfruttando l'attrazione dei pianeti è possibile guidare le sonde sino ai confini del sistema solare facendole prima attrarre e poi lanciare dalle grandi masse planetarie.

Ogni corpo allora si muove di moto rettilineo uniforme sino a quando non interviene una forza esterna che ne modifica lo stato iniziale e che imprime ad esso una traiettoria a seconda della forza risultante. Nel caso dei pianeti l'orbita è la risultante della forza dovuta al loro moto, che tende a far muovere il pianeta in modo rettilineo, e di quella di attrazione verso il centro del sistema solare.

Legge di gravitazione universale

Newton sintetizzò il tutto nella legge di gravitazione universale affermando che due qualsiasi corpi si attraggono in ragione del prodotto delle proprie masse diviso il quadrato della distanza che li separa, il tutto moltiplicato per una costante G, detta di gravitazione universale:

F = (M1 x M2 : d2) x G

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A questo punto bisogna chiarire la differenza fra due concetti molto importanti, ossia quelli riguardanti la massa ed il peso di ogni oggetto. La prima è intrinseca ad ogni corpo e non è modificata dalla gravità in quanto si riferisce alla quantità di materia, l'altro invece dipende dalla gravità a cui è sottoposto ogni corpo. Così il corpo di un'astronauta avrà la stessa massa sia sulla Terra che sulla Luna, ma non lo stesso peso. Sul nostro satellite naturale infatti, dove la gravità è minore, essendo la massa lunare minore di quella terrestre, il nostro uomo peserà un sesto in meno.

Il peso sarà dunque uguale alla massa moltiplicata per una costante detta accelerazione di gravità:

P = m x g

che non è altro che la forza con la quale viene attratto un corpo di massa m.

Newton scoprì anche che tutti i corpi cadono sulla Terra con la stessa velocità essendo sottoposti ad una accelerazione costante che ammonta a 9,82 metri al secondo quadrato, siano essi una piuma od un martello. La differenza è data esclusivamente dalla resistenza che l'aria esercita su ogni corpo.

Considerazioni finali

La forza di gravità è dunque fondamentale per la nostra esistenza, senza di essa la nostra vita terrestre non sarebbe così come la conosciamo, basti pensare alle difficoltà degli astronauti durante le missioni spaziali nel compiere le cose più elementari o alle sensazioni che si provano in ambienti che simulano l'assenza di gravità, pensiamo alle montagne russe od al superamento di un dosso stradale con un auto a piena velocità.

La legge di Newton comunque vale solo nel caso si considerino due corpi che siano lontani da altre masse. Nel caso del sistema solare per studiare il moto di un pianeta o di una sonda interplanetaria, bisognerebbe in effetti tener conto anche degli altri corpi, così come di stelle vicine. Solitamente però, per semplificare i calcoli, si considerano solo le masse più ingenti, ossia quelle del Sole, di Giove e di Saturno, considerando tutte le altre di entità trascurabili.

Con l'avvento della teoria della relatività la forza gravitazionale assume un ruolo ancora più importante, essendo stato scoperto come le grandi masse influenzino persino la luce ed alterino i concetti dello spazio e del tempo assoluti.

Teoria della relatività

Questa teoria ha introdotto nella fisica moderna delle significative novità che praticamente hanno rivoluzionato tutto il sistema galileano scardinandone le fondamenta su cui esso poggiava: lo spazio, il tempo assoluto e la relatività del moto.

Velocità della luce

Concetti che vanno bene per dei parametri adeguati alla nostra vita quotidiana, a misura d'uomo se vogliamo, ma non altrettanto quando il nostro campo d'osservazione si sposta allo spazio cosmico. In esso infatti entra in gioco la velocità della luce, un valore ben più grande di quelli con cui siamo abituati a convivere, la cui quantificazione ha posto peraltro il problema di riposizionare ogni punto di riferimento fisico rispetto al passato.

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Infatti, se prendiamo il caso di un marinaio che cammini lungo il ponte di una nave a 5 km all'ora, dalla terraferma lo vedremmo muoversi secondo due diverse velocità, a seconda del riferimento usato. Una di 5 km/h riferita alla nave, e l'altra di 5 km/h più quella propria del battello, se useremo la Terra come punto di riferimento. E fin quì tutto a posto con il sistema galileano. Il problema nasce se la velocità con cui si muova il nostro ipotetico viaggiatore sia pari a quella della luce. In questo caso non lo vedremmo più spostarsi ad una velocità pari alla somma delle due, come ci potremmo aspettare, bensì sempre a quella stessa della luce.

La stessa cosa riguarda la luce solare che ci giunge sempre nello stesso tempo, sia che la Terra si stia avvicinando al Sole, ed in questo caso dovremmo osservarne una maggiore perchè il nostro pianeta andrebbe incontro ad essa, sia che la Terra se ne stia allontanando, ed in questo caso ne dovremmo avere una minore perchè i raggi solari sarebbero costretti a rincorrere la Terra.

E' questa una caratteristica della luce, da cui si ricava che la sua velocità, la massima attualmente conosciuta, non risponde alle regole del sistema galileano ed è perciò uguale per ogni punto di riferimento a prescindere dallo spazio e dal tempo.

Relatività Speciale

Di questo se ne accorse A. Einstein che elaborò la teoria della relatività prendendo spunto dalla scoperta di due scienziati americani, i quali alla fine del diciannovesimo secolo avevano notato che, nonostante la luce viaggi ad una velocità grandissima, questa non può superare comunque i 300000 km al secondo. Essa è dunque una quantità finita che si mantiene costante nel tempo e nello spazio.

La teoria della relatività allora ribalta i punti di riferimento fissati dal sistema galileano quando la velocità di un corpo si approssima a quella della luce. Ogni evento fisico non è più relativo al moto, con lo spazio ed il tempo invariabili, bensì alla posizione dell'osservatore, dove l'unica entità assoluta diviene appunto la velocità della luce.

A. Einstein codificò il tutto in quella famosa formula che caratterizza tutta la sua teoria:

E (Energia) = M (massa) x C2 (velocità della luce al quadrato)

Come diretta conseguenza di questo, avremo la distorsione dello spazio e del tempo che prima erano invece ritenute entità assolute. Prendiamo l'esempio di un veicolo che proceda a tale velocità, noteremo che pur accelerandolo esso continuerà a muoversi in maniera costante. Dovranno variare allora altri elementi per soddisfare la maggiore quantità di energia spesa a spingerlo più rapidamente. Essendo la velocità della luce costante la maggiore accelerazione, l'energia, comporterà l'aumento della massa del veicolo con la diretta conseguenza che un osservatore esterno vedrà l'auto accorciarsi, per la contrazione dello spazio, ed i movimenti dell'autista rallentare, per la dilatazione dei tempi.

Relatività Generale

Applicando tutto questo all'universo Einstein elaborò la seconda parte della teoria, la Relatività Generale,dove entra in gioco un'altra forza fondamentale, quella gravitazionale, a cui praticamente si sottomette persino la luce. Infatti, nello spazio cosmico, un raggio di luce che

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transita in prossimità di una grande massa viene da questa deviato verso se stessa in maniera direttamente proporzionale all'entità del corpo celeste.

Ciò è stato appurato durante le eclissi solari, osservando come alcune stelle apparivano spostate rispetto alle posizioni reali, a causa della massa solare. Ma come sappiamo dall'evoluzione dei corpi stellari, questi alla fine della loro vita si contraggono, aumentando quindi grandemente la loro densità. A densità maggiori corrispondono gravità maggiori, e perciò più deviazioni della luce, sino al caso limite di densità infinita cui corrisponderà una forza gravitazionale infinita ed una conseguente deviazione totale della luce.

Allora un raggio di luce che passi in vicinanza di una grande massa gravitazionale verrà risucchiato da questa in un pozzo senza fondo, senza più essere visibile dall'esterno e con una velocità sempre maggiore. Ma come sappiamo dalla relatività speciale, questa non può superare il suo stesso limite di 300000 km al secondo, ragion per cui, ad esserne in primo luogo influenzati saranno lo spazio ed il tempo.

Una teoria rivoluzionaria dunque, che porta come diretta conseguenza nel campo astrofisico alla scoperta di uno dei più straordinari oggetti dello spazio: il buco nero.

Sistemi e pianeti extrasolari

Le recenti scoperte di numerosi sistemi extrasolari hanno confermato che l'esistenza di pianeti attorno alle stelle non è una peculiarità del nostro Sole, bensì un fenomeno diffuso in tutta la galassia.

Storia dell'esplorazione extrasolare

I primi risultati ottenuti dagli studiosi in questo campo d'indagine sono giunti nel 1980, quando è stato osservato attorno alla stella Beta Pictoris un disco di gas e polvere (disco di accrescimento), dove probabilmente risiede un giovane sistema planetario in via di formazione, che quindi risulta conforme all'attuale modello di origine del sistema solare. Secondo questa teoria infatti, i pianeti si formano a partire da nubi di gas e polvere, che sono i residui della stessa materia interstellare che ha dato vita alla stella attorno a cui orbitano, e che per condensazione ed aggregazione gravitazionale, daranno poi vita ai cosiddetti planetesimi, e quindi ai pianeti.

La prima vera scoperta di un pianeta extrasolare è avvenuta invece nel 1995, quando è stata annunciata l'individuazione di un corpo orbitante attorno alla stella 51 Pegasi, la cui massa ammonterebbe a circa 0,5 - 2 volte quella di Giove.

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In seguito la ricerca di nuovi pianeti extrasolari ha avuto un'impennata portando il numero totale di quelli sinora osservati ad oltre 100, anche se solo alcuni di essi fanno parte di sistemi simili al nostro, essendo quasi tutti dei giganti gassosi che orbitano molto vicino alle loro stelle.

Metodi indiretti d'investigazione

Tutti questi corpi non sono stati individuati attraverso l'osservazione diretta al telescopio, cosa quasi impossibile considerata la distanza e la luminosità della stella, ma tramite l'influenza da essi esercitata sulle stelle attorno alle quali orbitano, e quindi su metodi indiretti d'investigazione, che permettono comunque di calcolare orbita e massa di eventuali pianeti:

• Effetto Doppler - analizzando lo spettro della luce stellare si possono rilevare delle piccole

oscillazioni della stella, che orbitando assieme al pianeta attorno al comune centro di massa, si

allontana e si avvicina alla Terra, provocando uno spostamento delle righe spettrali rispettivamente

verso il rosso o verso il blu.

• Misure astrometriche - misurando quei piccoli spostamenti angolari della stella rispetto allo sfondo

celeste, che sono causati dalla sua rivoluzione attorno al comune centro di massa;

• Transito - rilevando le periodiche variazioni di luminosità causati dal passaggio del pianeta davanti

alla stella;

Tecniche e progetti futuri

Per individuare pianeti e sistemi extrasolari i maggiori enti spaziali stanno programmando per i prossimi 15 anni una serie di progetti, che unitamente a future missioni spaziali, si avvarrano di strumenti e tecniche sempre più perfezionate:

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• Osservazione diretta - sfruttando la capacità di future tecnologie che permetteranno di rilevare

direttamente eventuali corpi planetari orbitanti attorno alle stelle, attraverso tecniche

interferometriche (soppressione della luce stellare e conseguente rafforzamento di quella del pianeta)

e coronografiche (creazione di eclissi artificiali);

• Keck Interferometer - sfruttando i due più grandi telescopi del mondo (Keck - Mauna Kea/Hawaii)

ed usando le tecniche interferometriche, sarà possibile studiare le nubi di gas e polvere che

circondano le stelle, dove nuovi pianeti si formano, ed ottenere le loro prime immagini;

• Kepler - un nuovo telescopio spaziale che sarà lanciato dalla NASA nel 2007, e che si avvarrà di uno

speciale specchio di un metro di diametro per rilevare quelle minime variazioni della luminosità di una

stella dovute al transito di un pianeta;

• Large Binocular Telescope Interferometer - con l'impiego del telescopio di Mt. Graham in

Arizona, collegato ad un interferometro ad infrarossi, sarà possibile intercettare oggetti 10 volte più

deboli di quelli finora inquadrati dal telescopio spaziale Hubble;

• Space Interferometry Mission - programmata per il 2009, permetterà la misura delle distanze e

delle posizioni stellari con una precisione centinaia di volte maggiore quella degli strumenti attuali, e

quindi la possibilità di intercettare pianeti di tipo terrestre;

• Terrestrial Planet Finder - la ricerca di pianeti simili alla Terra è uno degli obiettivi di questa

missione che, tramite una capacità visiva 100 volte maggiore quella del telescopio spaziale Hubble,

ottenibile con una serie di telescopi collegati in formazione spaziale, punterà ad analizzare la

composizione chimica ed i parametri fisici di eventuali corpi planetari extrasolari capaci di supportare

la vita. Indici di risoluzione saranno allora la presenza di un'atmosfera, di una temperatura e di

dimensioni simili alla Terra, oltre alla distanza dalla stella, non troppo vicino, nè troppo lontano, la

cosiddetta "zona abitabile", ossia una collocazione che permetta all'acqua di esistere allo stato

liquido sulla superficie.

Le Stelle Osservando il cielo le stelle appaiono come migliaia di puntini luminosi, diversi per intensità, colore e dimensione, che si trovano stampati su di un'unica superficie a disegnare le più svariate forme. Sin dai tempi antichi infatti, nonostante esse occupino zone contigue del cielo solo per effetto prospettico, essendo distanti fra loro a volte per migliaia di anni luce, è stato possibile raggruppare le stelle più luminose in modo da formare quelle figure a cui si è dato il nome di costellazioni.

Le stelle si sono meritate inoltre nel corso dei secoli l'appellativo di fisse, anche se in effetti, al pari di tutti i corpi del sistema solare, esse si muovono (moto proprio), ma in maniera talmente lenta che per notare degli spostamenti bisognerebbe attendere millenni. Questo perchè, a differenza dei pianeti, esse si trovano ad una distanza talmente grande da rendere l'angolo che deriva dallo spostamento quasi impercettibile.

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Magnitudine stellare

Le stelle si distinguono in base alla magnitudine relativa (luminosità apparente), una scala di valori centrata sullo zero, corrispondente al valore della stella Vega, con i valori più alti espressi con numeri negativi. La differenza fra le prime e le ultime è di circa 1 a 500, vale a dire che le stelle di magnitudine 1 saranno 500 volte più luminose di quelle dell'ultima classe (25).

Un'attenta valutazione va posta dunque alle distanze ed alle dimensioni stellari, che se non correttamente valutate possono portare a considerazioni errate. Il Sole infatti, una stella di medie dimensioni, che è anche la più vicina a noi (dista in media 149,6 milioni di chilometri, pari a 8 minuti luce), ci sembra ben più grande e luminoso di tante altre stelle, che pur emettendo luce per migliaia di volte tanto, appaiono molto deboli e minuscole a causa della loro lontananza.

Nome Costellazione Distanza (A.L.) Magnitudine

Sole - - - - - 8 m.l. -26,4

Sirio Cane maggiore 8,6 -1,4

Canopo Carena 312 -0,7

Rigil Kentaurus Centauro 4,4 -0,2

Arturo Bifolco 36,7 -0,1

Vega Lira 25,3 0

Capella Auriga 42,2 0,08

Rigel Orione 773 0,1

Procione Cane minore 11,4 0,3

Achernar Eridano 144 0,4

Betelgeuse Orione 427 0,5

Per ovviare a questo problema, e considerando che l'intensità della luce diminuisce col quadrato della distanza della sorgente, si usa allora la magnitudine assoluta (luminosità effettiva), ossia si considerano i corpi stellari come posti tutti alla stessa distanza, fissata per convenzione in 10 parsec, equivalenti a circa 32 anni luce.

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Metodi per la misura delle distanze stellari

Per risalire alla distanza stellare un metodo molto usato è quello che sfrutta il fenomeno della parallasse annua. Infatti, considerando il nostro pianeta in un punto qualsiasi della sua orbita, e puntando da esso una stella x, dopo sei mesi, quando la Terra sarà in un punto esattamente opposto, si vedrà lo stesso astro spostato sullo sfondo celeste di un angolo che sarà tanto più piccolo quanto esso sarà distante da noi. Misurando dunque l'entità di tale angolo, e conoscendo il raggio dell'orbita terrestre, 1 U.A., dalla trigonometria avremo la distanza D = 1 : tgA espressa in parsec.

Tuttavia per le stelle più lontane, essendo l'angolo risultante talmente piccolo da non poter essere misurato, si usano altri metodi come quello spettroscopico o quello delle cefeidi.

Il primo consiste nello scomporre la luce della stella nelle sue componenti fondamentali facendola passare attraverso un prisma. Analizzandola si notano le bande colorate dello spettro che risultano separate da righe oscure, che non sono altro che assorbimenti da parte dei gas che compongono il corpo stellare. Da queste è dunque facile risalire alla composizione chimica ed alla magnitudine assoluta delle stelle, che poi posta a confronta con quella apparente ci darà la distanza.

Spesso si ricorre anche alle cefeidi, da Delta Cephei, la prima stella con queste proprietà ad essere stata scoperta, che hanno la caratteristica di variare in modo regolare la loro luminosità secondo un periodo ben determinato che è direttamente proporzionale alla stessa intensità luminosa. Dunque più lungo sarà questo periodo, maggiore risulterà la magnitudine assoluta, dalla quale otterremo poi quella apparente e quindi la distanza.

Classificazione stellare: tipi spettrali, stelle doppie, stelle variabili

Analizzando la luce stellare si può vedere come questa attraversando un prisma venga rifratta nello spettro, ossia nell'insieme delle componenti della luce di diversa lunghezza d'onda, le quali forniscono praticamente delle informazioni riguardo alla struttura ed alla composizione delle stelle.

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Classificazione spettrale

Come criterio di classificazione si usano allora le caratteristiche spettrali, e quindi la temperatura ed il colore, che portarono alla prima suddivisione delle stelle, ad opera di A. Secchi, in 4 gruppi fondamentali. Successivamente agli inizi del '900 fù introdotto invece un nuovo sistema con la creazione di 6 gruppi principali (tipi o classi spettrali), indicati da lettere dell'alfabeto. Esistendo tuttavia delle stelle che presentano delle caratteristiche che ne impediscono la piena classificazione nelle classi precedenti, sono state create delle ulteriori 10 sottoclassi che vengono indicate con i numeri da 0 a 9.

Classe spettrale Tipo di stella Temperatura

O-B Bianco azzurre 60000 - 10000

A Bianche 10000-7500

F Bianche 7500-6000

G Gialle 6000-5000

K Arancio 5000-3000

M Rosso meno di 3000

Le caratteristiche stellari sono state sintetizzate inoltre in un grafico da due scienziati, che da loro prende il nome di diagramma di Hertzsprung-Russel. In esso, inserendo sull'asse delle ordinate i dati relativi alla magnitudine assoluta, e su quello delle ascisse quelli relativi alla temperatura, si notano cinque gruppi che contraddistinguono le varie tappe dell'evoluzione stellare: supergiganti, giganti, nane bianche, nane rosse ed infine la sequenza principale, che comprende il numero più alto di corpi stellari, compreso il Sole.

Stelle doppie (Binarie)

Anche le stelle, come i pianeti e tutti gli altri corpi celesti, sono soggette alla legge di gravitazione universale, e perciò due (o più nei casi di sistemi stellari multipli) di esse possono attrarsi e muoversi, secondo orbite ellittiche, attorno ad un comune centro di massa. Generalmente sono di tre tipi:

• Ad Eclissi - quando, a seconda dell'inclinazione del loro piano orbitale rispetto alla linea di visuale dalla

Terra, danno vita a periodici fenomeni di occultazione che si riflettono sulla luminosità complessiva del

sistema;

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• Spettroscopiche - se a causa della distanza che li separa dalla Terra non sono nettamente distinguibili,

ed in tal caso saranno rivelate dallo spostamento delle loro righe spettrali dovute all'effetto doppler;

• Visuali - quando le due componenti sono risolvibili mediante uno strumento ottico;

• Prospettiche - stelle che sono viste vicino solo per un effetto di proiezione, mentre che in realtà si

trovano a distanze diverse.

Stelle variabili

Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro luminosità periodicamente, in maniera più o meno regolare, a causa di variazioni delle caratteristiche geometriche del sistema orbitante (fenomeni di eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo stellare (contrazioni e decontrazioni). Delle prime abbiamo già detto, mentre generalmente possiamo notare che le stelle variabili si distinguono in:

• Regolari - quando seguono un periodo ben definito secondo il quale variano la propria luminosità (fanno

parte di questo gruppo le cefeidi);

• Irregolari - se invece, espandendosi e comprimendosi, pulsano in maniera casuale.

Fra le variabili irregolari vi sono anche quelle stelle che espellono materia causando così un improvviso e breve aumento della loro luminosità. Sono le novae e le supernovae.

Le prime sono quasi sempre doppie strette, ossia stelle orbitanti a breve distanza, che a causa delle reciproche interazioni gravitazionali provocano un flusso continuo di materia da una stella verso l'altra. Il risultato è che ad un certo punto una di esse espellerà tutta la materia acquisita, provocando quindi un temporaneo aumento della luminosità.

Nelle supernovae invece l'evento, ancora più devastante, essendo caratteristico dei corpi stellari di grandi dimensioni, segna la loro stessa fine per autodistruzione. Il nucleo infatti, dopo aver esaurito ormai tutto il combustile, crolla su se stesso per effetto delle immense forze gravitazionali, reagendo con una immane esplosione che causa effetti disastrosi nelle stesse vicinanze della stella. Vengono emesse infatti grandi quantità di radiazioni che provocano un aumento di luminosità di oltre un milione di volte i valori normali.

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Evoluzione stellare

La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella dell'intero universo, configurabile nella teoria, attualmente la più accreditata, del Big-Bang.

Nucleosintesi stellare

Come abbiamo detto per il sistema solare, ed in particolar modo per il Sole, le stelle si sono formate, e continuano a formarsi, a partire da materiale interstellare, ricco di polveri e gas, che vaga per lo spazio galattico.

Spesso esso si addensa in fitte nubi, come quelle che occupano il piano equatoriale della galassia, così che al loro interno la materia inizierà a raggrupparsi, per effetto delle reciproche interazioni gravitazionali fra le particelle, in agglomerati, detti comunemente globuli di Bok, dei veri e propri embrioni stellari. Ognuno di questi a sua volta accumulerà sempre più materia, in modo tale da far crescere anche le forze gravitazionali, che di conseguenza contrarranno sempre più gli strati interni facendone aumentare la temperatura e la densità.

Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni di gradi, si innescheranno allora le reazioni termonucleari, che provocando una pressione interna capace di controbilanciare la contrazione, creeranno uno stato di equilibrio con l'avvio del processo di nucleosintesi stellare, nel quale l'idrogeno si fonde in elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia.

Sequenza principale

Tutto questo avviene nell'arco di milioni di anni, in maniera più o meno veloce a seconda della massa iniziale della nube, sino ad arrivare ad un punto, definito sequenza principale, la fase di maggior attività di ogni stella, che durerà per un tempo dipendente dalla quantità di materia. Infatti, tanto più sarà la massa stellare, di altrettanto la stella brillerà di splendore, bruciando però più velocemente le proprie risorse energetiche. Di conseguenza le stelle massiccie avranno una vita inferiore rispetto a quelle di dimensioni minori.

A questo punto inizia inoltre un meccanismo di autoregolazione dell'attività stellare, che permette ad ogni stella di dosare le proprie risorse energetiche. In pratica ad ogni abbassamento di temperatura, corrisponderà una contrazione del corpo stellare, e quindi un riscaldamento, viceversa ad ogni aumento di essa corrisponderà invece una dilatazione, e perciò un raffreddamento.

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Fase finale

Successivamente, quando il combustibile nucleare inizierà ad esaurirsi, ossia quando tutto l'idrogeno si sarà tramutato in elio, il nucleo centrale della stella non riuscirà più a produrre quella quantità di energia necessaria a contrastare le forze gravitazionali, che così torneranno a contrarre l'astro. I conseguenti aumenti di temperatura, riscaldando gli strati adiacenti al nucleo, causeranno l'espansione degli strati gassosi esterni, che liberi ormai da vincoli gravitazionali, si estenderanno per centinaia di milioni di km (gigante rossa).

Per le fasi successive gli studiosi pensano che il nucleo stellare continui a contrarsi dando fondo a tutte le risorse energetiche. Gli ultimi elementi fonderanno allora in altri sempre più pesanti (idrogeno, elio, carbonio, ecc...), sino a raggiungere uno stato di squilibrio dove, a seconda delle dimensioni della stella, essa evolve in differenti maniere. Facendo infatti riferimento ad una massa pari a quella del Sole, abbiamo che le stelle concludono la loro vita in:

• Nana bianca - lo stadio finale di quelle con massa fino ad 1,4 masse solari. In essa praticamente,

dopo l'espulsione degli strati esterni, rimarrà un involucro gassoso in espansione che creerà una

nebulosa planetaria, al centro della quale vi sarà il nucleo stellare che, essendo composto da materia

degenerata per le intense forze gravitazionali, non irradierà più energia, raffreddandosi quindi in

maniera molto lenta sino a diventare una nana nera.

• Stella di neutroni - se la massa è compresa fra 1,4 masse solari fino ad un valore di 2-3 volte tanto.

In questo caso il corpo stellare, passando per una fase di supernova, espanderà gli strati esterni

espellendo più o meno violentemente la materia che creerà poi un involucro gassoso in rapida

espansione. Il nucleo invece, diminuendo le proprie dimensioni, aumenterà allo stesso tempo la

densità, così da risultare alla fine una sfera estremamente compatta (con un diametro di una decina

di km), che per effetto delle grandi forze risultanti e dell'intenso campo magnetico, inizierà a girare

vorticosamente attorno al proprio asse emettendo particolari impulsi sotto forma di onde radio

(pulsar). La composizione della materia subirà inoltre cambiamenti radicali mutando tutti i propri

elettroni e protoni in neutroni.

• Buco nero - quando la massa ammonta ad oltre 3 volte quella del Sole. In questo caso la stella inizia

a contrarsi per effetto delle grandi forze gravitazionali, ed in maniera molto più massiccia, che non

nelle stelle di dimensioni minori. La densità crescerà allora all'infinito dando inizio ad una fase di

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contrazione, che nemmeno la degenerazione della materia riuscirà ad arrestare, mentre di pari passo

aumenteranno le sue capacità attrattive, sino ad impedire persino alla luce di sfuggire.

Cartografia stellare

L'innumerevole quantità delle stelle ha da sempre reso necessario l'esistenza di uno strumento adeguato alla loro individuazione e che costituisse un vero e proprio riferimento per l'osservazione celeste.

Nomenclatura stellare

Sin dall'antichità infatti, la nomenclatura stellare prevedeva per ognuna delle stelle più luminose l'adozione di un nome proprio che viene ancora oggi usato (ad esempio Regolo del Leone, la cui denominazione risale a Tolomeo, od anche tutte quelle di origine araba come Betelgeuse, Rigel, Algol, Mizar, ecc..). Dal 17° secolo in poi sono stati introdotti invece i sistemi di Bayer e Flamsteed che, in seno ad una stessa costellazione, indicano rispettivamente ogni stella con una lettera dell'alfabeto greco o con un numero, a cui si aggiungerà il nome od il genitivo latino della costellazione (Rigel è la Beta Orionis o la Beta ORI od anche la 19 Orionis).

Tuttavia con l'introduzione nell'osservazione astronomica degli strumenti ottici, sempre più accurati e sofisticati, il numero delle stelle rintracciabili per mezzo di questi è ulteriormente aumentato. Sono così stati redatti elenchi e carte stellari, comprendenti anche le stelle che hanno un grado di magnitudine oltre il decimo, nei quali si usa indicare ogni stella con un numero, che corrisponde a quello d'ordine, e con la sigla o con il nome del catalogo (SAO, BD, HD, Hypparcos, Tycho, Ross, Wolf, ecc..).

Cataloghi stellari

I cataloghi stellari più antichi risalgono ad Ipparco, che nel 2° secolo A.C. redasse un elenco di oltre un migliaio di componenti, e a Tolomeo, che all'interno dell'Almagesto incluse la posizione delle stelle più brillanti di ognuna delle 48 costellazioni allora esistenti, e che rimase sino a dopo il Medioevo il punto di riferimento di tutta l'antichità. Il primo elenco stellare dell'era moderna si può collocare invece agli inizi del 17° secolo, quando venne pubblicato postumo da Keplero, nel 1602, un catalogo di 1005 stelle osservate da Tycho. Da allora diverse sono state le opere che si sono succedute, che con l'ausilio di misure sempre più precise, hanno permesso di creare degli ulteriori cataloghi stellari riportanti, oltre ai dati di posizione, anche moto proprio, parallasse, magnitudine assoluta ed apparente e classe spettrale.

• Prodromus Astronomiae - 1553 stelle elencate e pubblicate nel 1690 da J. Hevelius.

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• Historia Coelestis Britannica - 3310 stelle catalogate da J. Flamsteed, e successivamente

numerate progressivamente per costellazione dall'astronomo J. Lalande, nel 18° secolo, che avrebbe

così introdotto il sistema di nomenclatura stellare basato sui numeri.

• Bonner Durchmusterung - pubblicato nel 19° secolo da F. Argelander, riporta oltre 450000 stelle,

comprese fra il polo Nord celeste ed i -23° di declinazione, che vengono indicate con la sigla BD,

seguita dal grado di declinazione corrispondente e dal nr. d'ordine (BD +40°1000).

• Henry Draper Catalogue - compilato dall'osservatorio di Harvard ai primi del '900, riporta oltre

225000 stelle classificate secondo il tipo spettrale di appartenenza (HD più nr. d'ordine);

• General Catalogue - redatto nel 1936 da L. Boss, riporta 33000 stelle fino alla settima magnitudine

(GC più nr d'ordine);

• Catalogue of Bright Stars - pubblicato nel 1964 dallo Yale Observatory, elenca tutte le stelle più

brillanti fino alla sesta magnitudine.

• SAO Catalogue - pubblicato nel 1966 dallo Smithsonian Astrophysical Observatory, contiene 259000

stelle fino alla nona magnitudine (SAO più nr. d'ordine).

• Hipparcos - stilato sulla base dei risultati ottenuti dalla missione dell'omonimo satellite dell'ESA,

contiene dati di posizione di 120000 stelle e di 40000 fra variabili e doppie.

• Tycho - dati derivanti dalla missione Hipparcos dell'ESA sulla posizione, magnitudine ed indice di

colore di oltre 1000000 di stelle.

Atlanti celesti

Per l'individuazione delle stelle, sono complementari ai cataloghi stellari le diverse mappe celesti stilate nel corso degli ultimi secoli, le più recenti delle quali permettono a tutt'oggi di rintracciare con precisione, non solo le stelle più brillanti, ma anche quelle visibili solamente con strumenti ottici. Inizialmente le prime raffigurazioni della sfera celeste consistevano in incisioni su globi di marmo che riportavano tutte le costellazioni dell'antichità. Dall'epoca rinascimentale in poi si adottarono invece carte piane, riportanti in scala le posizioni delle stelle, sino ad arrivare ai giorni nostri con le dettagliate mappe fotografiche ottenute dai grandi telescopi degli osservatori astronomici.

• Uranometria - pubblicato da Bayer nel 1603, comprende 48 carte celesti (una per ognuna delle

costellazioni allora esistenti) con tutte le stelle fino alla sesta magnitudine che vennero indicate con le

lettere dell'alfabeto greco, in ordine decrescente di luminosità, a partire dalla più brillante indicata con

la prima lettera, Alfa.

• Uranographia - pubblicato nel 1687 da Hevelius, era composto da 56 carte celesti.

• Atlas Coelestis - 28 carte del cielo boreale redatte da Flamsteed e pubblicate nel 1729.

• Bonner Durchmusterung - 65 carte celesti redatte da F. Argelander nella seconda metà del 19°

secolo, che si rifanno all'omonimo catalogo stellare.

• Uranometria Argentina - 14 carte del cielo australe pubblicate nel 1879, e comprendenti quindi le

stelle fino alla settima magnitudine comprese fra -23° di declinazione ed il polo Sud celeste.

31

• SAO Atlas - redatto dallo Smithsonian Astrophysical Observatory, consiste in 152 carte celesti

comprendenti tutte le stelle dell'omonimo catalogo.

• Palomar Sky Survey - atlante fotografico redatto dall'osservatorio di Monte Palomar nel 1951,

comprendente 1870 carte celesti riportanti tutte le stelle fino alla ventunesima magnitudine,

comprese fra il polo Nord celeste ed i -33° di declinazione.

• ESO-SRC Sky Atlas - pubblicato dall'ESO (European Southern Observatory) negli anni '70, è un

atlante fotografico del cielo australe composto da 606 carte celesti che riportano tutte le stelle fino

alla ventitreesima magnitudine che si trovano comprese fra i -17° di declinazione ed il polo Sud

celeste.

Tabella delle stelle più luminose

Nome Costellazione Bayer/Flamsteed SAO A.R. Dec. Magnitudine

Achernar Eridano Alfa Eridani 232481 01h38m -57°14' 0,4

Acrux Croce del Sud Alfa Crucis 251904 12h26m -63°26' 1,3

Albireo Cigno Beta Cygni 87301 19h30m 27°57' 3

Alcor Orsa maggiore 80 Ursae Majoris 28751 13h25m 54°59' 4

Alcyone Toro Eta Tauri 76199 03h47m 24°06' 2,8

Alderamin Cefeo Alfa Cefei 19302 21h18m 62°35' 2,4

Aldebaran Toro Alfa Tauri 94027 04h36m 16°30' 0,8

Algenib Pegaso Gamma Pegasi 91781 00h13m 15°11' 2,8

Algol Perseo Beta Persei 38592 03h08m 41° 2,1

Alioth Orsa maggiore Epsilon Uma 28553 12h54m 56° 1,7

Almach Andromeda Gamma Andromeda 37734 02h04m 42°20' 2,2

Alnath Toro Beta Tauri 77168 05h26m 28°36' 1,6

Alnilam Orione Epsilon Orionis 132346 05h36m -01°12' 1,7

Alnitak Orione Zeta Orionis 132444 05h40m -01°57' 2

Alphard Hydra Alfa Hydrae 136871 09h27m -08°39' 2

Alphecca Corona Boreale Alfa Coronae bor. 83893 15h35m 26°42' 2,2

Alpheratz Andromeda Alfa Andromedae 73765 00h08m 29°05' 2

Altair Aquila Alfa Aquilae 125122 19h50m 08°52' 0,7

Antares Scorpione Alfa Scorpii 184415 16h30m -26°25' 0,9

Arturo Bifolco Alfa Bootis 100944 14h16m 19°11' -0,1

Bellatrix Orione Gamma Orionis 112740 05h25m 06°21' 1,6

Betelgeuse Orione Alfa Orionis 113271 05h55m 07°24' 0,5

Canopo Carena Alfa Carinae 234480 06h24m -52°41' -0,7

Capella Auriga Alfa Aurigae 40186 05h17m 46° 0,08

Caph Cassiopeia Beta Cassiopeiae 21113 00h09m 59°09' 2,2

Castore Gemelli Alfa Geminorum --- 07h35m 31°53' 2

CuorediCarlo Cani da caccia Alfa Cvc 63257 12h56m 38°19' 3

Deneb Cigno Alfa Cygni 49941 20h41m 41°17' 1,2

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Deneb Kaitos Balena Beta Ceti 147420 00h43m -18° 2

Denebola Leone Beta Leonis 99809 11h49m 14°34' 2,1

Diphda Balena Beta Ceti 147420 00h44m -18° 2

Dubhe Orsa maggiore Alfa Ursae majoris 15384 11h04m 61°45' 1,7

Eltanin Dragone Gamma Draconis 30653 17h57m 51°29' 2,2

Fomalhaut Pesce australe Alfa Psa 191524 22h58m -29°37' 1,1

Gemma Corona boreale Alfa Coronae bor. 83893 15h34m 26°43' 2,2

Hamal Ariete Alfa Arietis 75151 02h07m 23°28' 2

Kochab Orsa minore Beta Ursae minoris 8102 14h51m 75° 2

Markab Pegaso Alfa Pegasi 108378 23h05m 15°12' 2,5

Menkalinan Auriga Beta Aurigae 40750 05h06m 44°57' 1,9

Megrez Orsa maggiore Delta Uma 28315 12h15m 57°02' 3,3

Menkar Balena Alfa Ceti 110920 03h02m 04°05' 2,5

Merak Orsa maggiore Beta Ursae majoris 27876 11h01m 56°23' 2,3

Mimosa Croce del Sud Beta Crucis 240259 12h48m -59°41' 1,2

Mira Balena Omicron Ceti 129825 02h19m -02°58' 3

Mirach Andromeda Beta Andromedae 54471 01h10m 35°37' 2

Mirfak Perseo Alfa Perseo 38787 03h24m 49°52' 1,7

Mizar Orsa maggiore Zeta Ursae majoris 28737 13h24m 54°55' 2,2

Phecda Orsa maggiore Gamma Ursa majoris 28179 11h53m 54° 2,4

Polare Orsa minore Alfa Ursae minoris 308 02h31m 89°16' 2

Polluce Gemelli Beta Geminorum 79666 07h45m 28°01' 1,1

Procione Cane maggiore Alfa Canis majoris 115756 07h39m 05°13' 0,3

Rasalgheti Ercole Alfa Herculis 102680 17h15m 14°23' 3,5

Rasalhague Ofiuco Alfa Ophiuchi 102932 17h35m 12°33' 2

Regolo Leone Alfa Leonis 98967 10h08m 11°55' 1,3

Rigel Orione Beta Orionis 131907 05h14m -08°11' 0,1

Scheat Pegaso Beta Pegasi 90981 23h04m 28°05' 2,4

Schedar Cassiopeia Alfa Cassiopeiae 21609 00h40m 56°33' 2,2

Sirio Cane minore Alfa Canis minoris 151881 06h45m -16°43' -1,4

Spica Vergine Alfa Virginis 157923 13h25m -11°09' 0,9

Thuban Drago Alfa Draconis 16273 14h04m 64°22' 3,6

Vega Lira Alfa Lyrae 67174 18h37m 38°47' 0

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Costellazioni

L'osservazione celeste non sarebbe cosa agevole senza l'adozione di un sistema che permetta di discernere agevolmente una zona dall'altra. Unendo infatti le stelle più luminose con delle linee immaginarie, è possibile individuare determinati settori del cielo allo stesso modo di come è già stato fatto dagli antichi astronomi, i quali erano soliti intepretare questi allineamenti come raffigurazioni di miti, personaggi, eroi e leggende della loro vita quotidiana.

Con il termine costellazioni non s'intendono tuttavia solo delle figure, ma anche determinate aree, che esse rappresentano, e che comprendono stelle ed oggetti di altra natura quali: galassie, nebulose, ammassi stellari, ecc..

Origine delle costellazioni

Attualmente le costellazioni ufficiali sono 88 e più della metà di esse ci sono state tramandate dall'astronomo greco Tolomeo, che raccogliendo le testimonianze e gli studi precedenti, ne elencava 48 nel suo Almagesto. Il nome di molte di loro è quindi per la maggior parte di origine babilonese o greca, ed è stato mantenuto fino ai giorni nostri, così come quello di alcune stelle.

Tutto questo per quanto riguarda il cielo boreale, essendo quello dell'altro emisfero, o quanto meno la parte più a Sud di esso, nascosto, per via della latitudine, agli osservatori di tutta l'area mediterranea. Le costellazioni australi sono dunque di origine molto più recente, risalgono infatti agli ultimi quattro, cinque secoli, quando i circumnavigatori dalla Terra, esplorando quelle zone, si servirono del cielo meridionale per orientarsi durante la navigazione. Fornirono così preziose indicazioni agli astronomi di quel tempo che stilando nuove mappe celesti completarono la nostra conoscenza in merito.

Fra questi ricordiamo Plancius, Bartsch, Hevelius, De Lacalle e soprattutto Bayer che, autore fra l'altro di un celebre atlante, introdusse un sistema per indicare le stelle adoperando le lettere dell'alfabeto greco secondo un'ordine decrescente di luminosità. A compimento dell'opera di questi illustri studiosi, nomi e confini di ogni costellazione vennero definitivamente fissati, rispettivamente nel 1922 e nel 1930, dall'I.A.U., il massimo organo astronomico mondiale.

Le costellazioni sono comunque delle entità di natura prospettica, formate da corpi che appaiono come facenti parte di un unico sistema, ma che in realtà nello spazio tridimensionale hanno in comune solo lo stesso settore celeste, essendo a volte situati a distanze di milioni di anni luce gli uni dagli altri.

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Visibilità delle costellazioni

Nonostante le stelle possano considerarsi fisse, ogni costellazione muta la sua posizione (rispetto alla nostra e non allo sfondo celeste) per effetto del moto apparente del cielo. Questo perchè la Terra, oltre a girare su se stessa, compie anche un moto di rivoluzione attorno al Sole, offrendoci ogni notte una visuale della volta celeste leggermente diversa. Ognuna di esse allora, con il passare dei mesi, apparirà alla stessa ora sempre più spostata verso Ovest, sino a quando scomparirà sotto l'orizzonte occidentale per riapparire poi, dopo un certo periodo di tempo, da quello orientale.

Fanno eccezione le costellazioni attigue ai poli che, per effetto della sfericità della Terra, ruotano attorno ad essi descrivendo dei cerchi completi fra lo zenit e l'orizzonte. Per questo sono dette circumpolari, e sono visibili solo dall'emisfero di cui fa parte il polo celeste attorno a cui ruotano, rimanendone invece occultate nell'altro. Si distinguono in boreali ed australi.

Costellazioni dello Zodiaco

Un discorso a parte meritano quelle 12 costellazioni che fanno parte dello zodiaco, ovvero di quella striscia del cielo concentrica all'eclittica, su cui si spostano apparentemente tutti i corpi principali del sistema solare. Fra questi uno in particolare, il Sole, attraversa ogni mese un settore pari a 30° (segno zodiacale) effettuando quindi un giro completo in un anno solare.

Per convenzione, si è allora stabilito sin dall'antichità, di identificare ognuna di queste suddivisioni con l'omonima e corrispondente costellazione. A partire dalla prima sono: Ariete, Toro, Gemelli, Cancro, Leone, Vergine, Bilancia, Scorpione, Sagittario, Capricorno, Acquario e Pesci. Tuttavia dello zodiaco fa parte anche la costellazione di Ofiuco, che il Sole attraversa in Dicembre, la quale però non è compresa fra i 12 segni zodiacali tradizionali.

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Precessione degli Equinozi

A causa del fenomeno della "precessione degli equinozi", un lento e continuo movimento dell'asse di rotazione del nostro pianeta, che oscillando descrive un cerchio in 26000 anni, ogni riferimento celeste varia la sua posizione di circa 1,5° ogni secolo. Ogni 2000 anni si verificherà allora uno slittamento pari a 30°, con il risultato che ogni costellazione occuperà il posto del segno zodiacale immediatamente successivo. Infatti gli equinozi, le intersezioni dell'eclittica con l'equatore celeste, detti anche "punto d'Ariete" e "punto della Bilancia", si trovano ai giorni nostri rispettivamente nei Pesci e nella Vergine e non più in quelle da cui anticamente presero il nome.

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Tabella delle 88 costellazioni

Costellazione Nome latino Abbreviazione

Acquario Aquarius Aqr

Altare Ara Ara

Andromeda Andromeda And

Aquila Aquila Aql

Ariete Aries Ari

Auriga Auriga Aur

Balena Cetus Cet

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Bifolco Bootes Boo

Bilancia Libra Lib

Bussola Pyxis Pyx

Camaleonte Chamaleon Cha

Cancro Cancer Cnc

Cane Maggiore Canis Major Cma

Cane minore Canis Minor Cmi

Cani da Caccia Canes Venatici Cvn

Capricorno Capricornus Cap

Carena Carina Car

Cassiopeia Cassiopeia Cas

Cefeo Cepheus Cep

Centauro Centaurus Cen

Chioma di Berenice Coma Berenices Com

Bulino Caelum Cae

Cigno Cygnus Cyg

Colomba Columba Col

Compasso Circinus Cir

Corona Australe Corona Australis Cra

Corona Boreale Corona Borealis Crb

Gru Grus Gru

Corvo Corvus Crv

Cratere Crater Crt

Delfino Delphinus Del

Drago Draco Dra

Pittore Pictor Pic

Pesci Pisces Psc

Mosca Musca Mus

Pesce Volante Volans Vol

Volpetta Vulpecula Vul

Freccia Sagitta Sge

Fornace Fornax For

Gemelli Gemini Gem

Giraffa Camelopardalis Cam

Dorado Dorado Dor

Orsa Maggiore Ursa Major Uma

Lepre Lepus Lep

Ercole Hercules Her

Idra Hydra Hya

Idra Australe Hydrus Hyi

Indiano Indus Ind

43

Leone Leo Leo

Orsa Minore Ursa Minor Umi

Cavallino Equuleus Equ

Lucertola Lacerta Lac

Lupo Lupus Lup

Lince Lynx Lyn

Lira Lyra Lyr

Macchina Pneum. Antlia Ant

Mensa Mensa Men

Microscopio Microscopium Mic

Norma Norma Nor

Ottante Octans Oct

Orione Orion Ori

Orologio Horologium Hor

Pavone Pavo Pav

Pegaso Pegasus Peg

Perseo Perseus Per

Fenice Phoenix Phe

Poppa Puppis Pup

Reticolo Reticulum Ret

Eridano Eridanus Eri

Sagittario Sagittarius Sgr

Vela Vela Vel

Scorpione Scorpius Sco

Scultore Sculptor Scl

Serpente Serpens Ser

Ofiuco Ophiucus Oph

Sestante Sextans Sex

Scudo Scutum Sct

Leone Minore Leo Minor Lmi

Croce del Sud Crux Cru

Pesce Australe Pisces Austrinus Psa

Telescopio Telescopium Tel

Toro Taurus Tau

Triangolo Triangulum Tri

Triangolo Australe Triangulum Australe Tra

Tucano Tucana Tuc

Uccello del Paradiso Apus Aps

Unicorno Monoceros Mon

Vergine Virgo Vir

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Cielo - Osservazione e dinamica della volta celeste

Lo studio dell'astronomia parte necessariamente dall'analisi di quella immensa cupola che ci sovrasta e che viene chiamata anche cielo, firmamento o più semplicemente volta celeste. Osservarla e saperne esaminare le caratteristiche sono i primi passi da compiere per decifrare ogni singolo aspetto dell'universo.

Tutto ciò sembrerebbe comunque un'impresa ardua e riservata solo a coloro che riescono a scandagliare ogni più recondito segreto celeste grazie all'ausilio di costosi strumenti ottici. Ma se questo è vero per gli oggetti del cielo profondo, non lo è altrettanto per iniziare a conoscere i fenomeni ed i corpi celesti più comuni e le relazioni che questi hanno con la nostra vita di tutti i giorni. Basta pensare che gli astronomi dell'antichità riuscirono in questo intento esclusivamente con l'ausilio di un solo strumento: l'occhio.

Introduzione all'osservazione celeste

Ad occhio nudo infatti è possibile osservare le stelle più luminose e quindi, mediante l'aiuto di mappe celesti e planisferi, individuare le diverse costellazioni visibili a seconda della latitudine, della stagione e dell'ora d'osservazione.

Un primo passo da compiere sarà allora quello di localizzare l'Orsa Maggiore, e quindi tracciando una retta immaginaria passante per le stelle Merak e Dubhe di questa costellazione, rintracciare l'Orsa Minore e la Stella Polare la quale giace in prossimità del polo Nord celeste.

Queste due costellazioni costituiranno un primo punto di partenza per individuarne altre come Cassiopeia, l'Auriga ed il Dragone, e quindi lanciarsi nella ricerca delle costellazioni visibili a seconda della stagione: Pegaso e l'Acquario che campeggiano alte nei cieli autunnali oppure Orione, i Gemelli, il Toro ed il Cane maggiore che dominano nei cieli invernali, od ancora il Leone e la Vergine che appaiono in primavera ed infine le costellazioni di Ercole, del Cigno, della Lira e dell'Aquila che risulteranno visibili insieme al profilo della Via Lattea nei cieli estivi.

Orientamento

Per orientarsi ci si avvale innanzitutto dei 4 punti cardinali (Nord, Sud, Est ed Ovest) che è possibile individuare partendo dalla stella polare per poi tracciare la verticale sull'orizzonte sino ad intersecarlo in un punto che indicherà il polo Nord, alla cui destra a 90° troveremo l'Est ed alla sinistra, sempre a 90°, l'Ovest. Dalla parte opposta invece a 180° il Sud.

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In alternativa è possibile osservare anche il tragitto apparente del Sole che passando al meridiano, approssimativamente a mezzogiorno del tempo civile, raggiunge la sua massima altezza sull'orizzonte proiettando quindi le ombre in direzione del Nord. Esso inoltre sorge e tramonta in due punti opposti i quali coincideranno rispettivamente con l'Est e l'Ovest all'epoca degli equinozi, all'incirca il 21 Marzo ed il 23 Settembre.

Dinamica della volta celeste

Tutte le stelle, apparentemente ferme ed immutabili tanto da meritarsi l'appellativo di stelle fisse, vengono trascinate da Est verso Ovest da una rotazione (moto apparente del cielo) contraria a quella della Terra ed imperniata attorno all'asse celeste, che farà loro descrivere delle traiettorie circolari che risulteranno essere parallele fra loro e concentriche ai poli celesti.

La sfera celeste è però osservabile da un qualsiasi punto della superficie terrestre solo per metà essendo l'altra occultatata dal piano tangente al luogo d'osservazione l'orizzonte. Le traiettorie stellari appaiono infatti come due semicerchi situati uno sopra e l'altro sotto l'orizzonte per cui i punti di massima e minima altezza del percorso giornaliero di ogni stella vengono rispettivamente chiamati culminazione superiore e culminazione inferiore.

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Fanno eccezione le cosiddette stelle circumpolari che descrivendo dei cerchi completi attorno ai poli celesti non sorgono e non tramontano mai rimanendo sempre al di sopra dell'orizzonte fra il polo celeste visibile ed il cerchio di perpetua apparizione il quale dista dallo stesso polo di un angolo pari alla latitudine geografica del posto d'osservazione. Viceversa, le stelle distanti di un angolo di pari entità dall'altro polo celeste, quello invisibile, perchè sotto l'orizzonte, saranno occultate da quest'ultimo e delimitate quindi dal cerchio di perpetua occultazione.

Sfera celeste

Non percependo le diverse distanze che ci separano dai corpi celesti tutti questi appaiono proiettati su di una superficie sferica di raggio infinitamente grande al cui centro si trova la Terra, il nostro punto d'osservazione. Per muoverci agevolmente lungo la sfera celeste è necessario allora individuare delle guide e dei punti di riferimento che coincideranno con i corrispondenti del nostro pianeta essendone praticamente dei prolungamenti di questo proiettati all'infinito.

Riferimenti celesti assoluti

• Asse celeste - detto anche asse del mondo o polare, è il prolungamento dell'asse terrestre e quindi il

perno della rotazione apparente del cielo;

• Poli Celesti - le intersezioni dell'asse celeste con la sfera celeste;

• Equatore Celeste - proiezione dell'equatore terrestre è quindi il cerchio massimo che si ricava

dall'intersezione della sfera celeste con il piano perpendicolare all'asse celeste passante per il centro

della Terra, e che divide perciò la sfera celeste in due emisferi uguali, quello settentrionale (o

boreale) e quello meridionale (o australe);

• Eclittica - il percorso annuale ed apparente del Sole lungo la sfera celeste attraverso le costellazioni

dello zodiaco, che non è altro che la proiezione celeste del piano orbitale disegnato dalla Terra che

risulta quindi essere inclinata di 23,5° dall'equatore celeste;

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• Punto d'Ariete - chiamato anche punto equinoziale, punto gamma o punto vernale, è quel punto

della sfera celeste dove appare proiettato il Sole quando la Terra si trova all'equinozio di primavera.

Riferimenti celesti relativi all'osservatore

• Zenit - il punto in cui la verticale del luogo d'osservazione (la direzione del filo a piombo) incontra la

volta celeste;

• Nadir - l'opposto dello zenit;

• Meridiano celeste - il cerchio massimo passante per lo zenit, il nadir ed i poli celesti, che non è altro

che la corrispondente proiezione del meridiano geografico, uno dei circoli massimi delle coordinate

terrestri;

• Punto di Mezzocielo - l'intersezione del meridiano celeste con l'equatore celeste;

• Orizzonte Astronomico - l'intersezione del piano tangente al luogo di osservazione con la sfera

celeste che incrociando a sua volta il meridiano e l'equatore crea rispettivamente i punti cardinali

Nord/Sud ed Est/Ovest;

• Linea Meridiana - la retta che congiunge i punti cardinali Nord e Sud.

Cerchi fondamentali di riferimento

• Circoli Massimi - cerchi creati dalle intersezioni della sfera celeste con piani passanti per il suo

centro;

• Circoli Orari - circoli massimi passanti per i poli celesti.

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Latitudine del luogo d'osservazione

L'altezza dei poli celesti è strettamente legata alla latitudine del luogo d'osservazione. Infatti, tanto più ci si allonta o ci si avvicina all'equatore, e dunque tanto più cresce o diminuisce la latitudine, di altrettanto i due poli celesti si alzano o si abbassano rispetto all'orizzonte. Conseguentemente si verificherà quanto segue:

• Poli - le stelle visibili non sorgono e non tramontano mai descrivendo delle traiettorie parallele

all'orizzonte;

• Latitudini Intermedie - solo alcune stelle sorgono e tramontano descrivendo delle traiettorie

inclinate rispetto all'orizzonte;

• Equatore - tutte le stelle sorgono e tramontano descrivendo delle traiettorie perpendicolari

all'orizzonte.

Coordinate astronomiche

Per muoversi agevolmente lungo la sfera celeste, e quindi poter individuare facilmente un punto qualsiasi sulla sua superficie conoscendo solo due valori, basta servirsi dei sistemi di coordinate astronomiche.

Coordinate Altazimutali

I riferimenti fondamentali di questo sistema sono l'orizzonte astronomico e lo zenit, mentre rivestono notevole importanza anche i cerchi verticali (circoli massimi passanti per lo zenit ed il nadir) ed il meridiano celeste (cerchio verticale passante per lo zenit, il nadir ed i poli Nord e Sud).

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• Azimut - distanza angolare fra il polo Nord e l'intersezione del cerchio verticale passante per il punto

osservato con l'orizzonte. Viene misurata su quest'ultimo in senso orario, e perciò verso Est, ed è

compresa fra 0 e 360°;

• Altezza - Tracciata sul cerchio verticale passante per il punto considerato, è pari all'angolo compreso

fra l'oggetto e l'orizzonte. Si conta da 0 a 90°, positivamente verso lo zenit e negativamente verso il

nadir, ragion per cui possiamo definire anche la distanza zenitale (DZ = 90 - altezza), che

naturalmente rappresenta la distanza angolare di un astro dallo zenit.

Questo sistema permette di conoscere velocemente un punto celeste posizionato al di sopra dell'orizzonte del luogo di osservazione, ma dipendendo da parametri come l'orizzonte, lo zenit ed il meridiano, variabili a seconda della località d'osservazione, ha il difetto di essere relativo all'osservatore. Infatti, visto che le stelle descrivono archi di cerchio che non sono paralleli all'orizzonte, i valori delle due coordinate varieranno continuamente seguendo il moto della sfera celeste.

Coordinate Equatoriali

Questo sistema si basa sui poli celesti e sull'equatore celeste, mentre sono importanti anche i cerchi orari (circoli massimi passanti per i poli celesti), il meridiano celeste ed il punto che rappresenta l'equinozio di primavera, il punto d'Ariete.

• Ascensione retta - si misura sull'equatore celeste in ore (o gradi) e frazioni di esse, in senso

antiorario (verso Est), a partire dal punto di Ariete fino all'intersezione dello stesso equatore con il

cerchio massimo passante per il punto osservato. E' compresa tra 0 e 24 ore (o fra 0 e 360°);

• Declinazione - espressa in gradi e frazioni di essi sul cerchio passante per i poli celesti ed il punto

del cielo in osservazione, si conta da 0 a 90° a partire dall'equatore celeste, positivamente verso il

polo Nord Celeste e negativamente al contrario.

Essendo completamente svincolato dall'osservatore e dipendendo solo dalla posizione degli astri, questo sistema di coordinate è attualmente quello più utilizzato. I valori delle due coordinate infatti rimangono fissi in quanto il corpo da osservare si muove insieme a tutta la volta celeste.

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Esiste tuttavia anche una variante per questo sistema di coordinate. Infatti, sostituendo l'ascensione retta con l'angolo orario, che si misura sull'equatore in senso orario, da 0 a 24 ore, a partire dal punto di mezzocielo, si ottiene un sistema di coordinate equatoriali relative al punto di osservazione.

Coordinate Eclittiche

Il sistema usato per lo studio e l'osservazione del sistema solare e dei corpi che ve ne fanno parte è quello delle coordinate eclittiche, cosiddetto perchè si basa sull'eclittica ed i suoi poli. In esso rivestono una certa importanza il punto d'Ariete ed i cerchi di longitudine (cerchi massimi passanti per i poli Nord e Sud dell'eclittica).

• Longitudine eclittica - è l'arco compreso fra il punto d'Ariete e l'intersezione del cerchio passante

per il punto in osservazione con l'eclittica. Si misura in gradi e frazioni di essi, da 0 a 360, a partire

dal punto d'Ariete in senso antiorario (verso Est);

• Latitudine eclittica - tracciata sul cerchio di longitudine che passa per l'oggetto osservato, è

anch'essa misurata in gradi, ma da 0 a 90 a partire dall'eclittica, positivamente verso il polo Nord

dell'eclittica e negativamente verso il polo Sud dell'eclittica.

Coordinate Galattiche

Quando il campo di osservazione si allarga alla galassia si usa spesso un sistema di coordinate con riferimenti propri di essa: l'equatore galattico (inclinato di 62°41' dall'equatore celeste) ed i poli galattici. Importanti sono il punto di centro galattico (A.R. 17h42m30s, Dec. -28°55'18") il quale è situato nella costellazione del Sagittario ed i cerchi massimi passanti per i poli galattici.

• Longitudine galattica - misurata sull'equatore della galassia in senso antiorario (verso Est) a partire

dal punto di centro fino all'intersezione dello stesso equatore con il cerchio massimo passante per il

punto in questione. E' compresa fra 0 e 360°;

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• Latitudine galattica - tracciata su cerchi massimi, a partire dall'equatore galattico verso i poli

galattici, è compresa fra 0 e 90° e si conta positivamente verso il polo Nord galattico e negativamente

verso il polo Sud galattico.

Il Sistema Solare

Il sistema solare è formato dal Sole e da tutta una serie di corpi celesti che ruotano attorno ad esso, e che a seguito della risoluzione approvata dall'I.A.U. (International Astronomical Union) nella seduta del 24 Agosto 2006 possono essere così suddivisi:

• Pianeti - Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno;

• Pianeti nani - Ceres, Plutone ed Eris;

• Corpi minori - satelliti dei pianeti, asteroidi, meteoriti e comete.

Tutto attorno il mezzo interplanetario composto da polvere e gas, il quale viene spazzato continuamente alla velocità di diverse centinaia di km/sec da quello sciame di particelle emesso dal Sole noto come vento solare, i cui effetti giungono sino alla distanza di circa 100 UA (UA = distanza media fra la Terra ed il Sole pari a circa 149,6 milioni di km) dove si trova l'eliopausa, il confine del sistema solare che delimita la zona di influenza della nostra stella che viene a sua volta chiamata eliosfera.

Origine del sistema solare

Secondo le più recenti teorie il sistema solare si sarebbe formato circa 4,5 miliardi di anni fà per l'aggregazione e la condensazione di una nube di materia interstellare. Questa, entrando in rotazione su se stessa, avrebbe poi creato un disco concentrando al centro di esso la stragrande maggioranza della materia per effetto delle forze gravitazionali. Successivamente con l'aumento della temperatura si sarebbe innescato il processo di nucleosintesi stellare che diede vita al Sole, mentre la restante parte della materia avrebbe dato vita a sua volta ai planetesimi, e quindi ai pianeti, ai pianeti nani ed agli altri corpi minori.

E' probabile quindi che proprio durante questa fase l'innesco della stella abbia spazzato via dai corpi più vicini la gran parte dei gas che li avvolgeva, creando così i pianeti di tipo terrestre, dall'aspetto solido, ed i pianeti gioviani, avvolti invece da immense quantità di gas allo stato liquido.

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Orbite

Tutti i corpi del sistema solare ruotano su orbite ellittiche attorno al Sole che rimanendo fermo occupa uno dei due fuochi di ogni ellisse. I pianeti soprattutto, si muovono con orbite poco eccentriche e quasi tutti sullo stesso piano dell'orbita terrestre (per definizione chiamato eclittica), ragion per cui dalla Terra li vediamo attraversare insieme al Sole la stessa fascia celeste al centro dello Zodiaco. Viceversa i pianeti nani ed i corpi minori (asteroidi, comete e meteoroidi) sono caratterizzati generalmente da orbite più allungate ed inclinate.

Ogni corpo del sistema solare si muove secondo velocità diverse a seconda della distanza dal Sole, più velocemente quando si trova nei pressi della stella, al perielio, e meno velocemente quando si trova nel punto più lontano da essa, all'afelio. Durante questo movimento infatti, a causa delle orbite che non sono circolari, ma ellittiche, la distanza dal Sole varia fra un minimo ed un massimo. Mercurio ad esempio oscilla da 46 milioni di km al perielio a 69,8 milioni di km all'afelio.

Inoltre, come nel caso dei pianeti, i quali occupano orbite situate a distanze crescenti, con la distanza aumenta anche il tempo impiegato a percorrere una rivoluzione completa, ossia quel periodo che per la Terra vale 1 anno siderale ovvero 365,25 giorni.

Legge di Gravitazione Universale

Tutto ciò è una diretta conseguenza della legge di gravitazione universale, elaborata da I. Newton, che afferma:

fra due qualsiasi corpi esiste una forza di mutua attrazione direttamente proporzionale al prodotto delle rispettive masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.

Ne deriva dunque che orbitando attorno al Sole i maggiori corpi del sistema solare percorrono orbite quasi circolari, od ellittiche a bassa eccentricità, che per definizione geometrica, così come i cerchi sono il luogo geometrico dei punti di un piano aventi la stessa distanza dal centro, sono il luogo geometrico dei punti di un piano che hanno la stessa somma delle distanze da due punti denominati fuochi. Tuttavia gli scienziati presumono che esistano anche corpi, le comete, che in alcuni casi possano percorrere orbite paraboliche, od addirittura iperboliche, che le porteranno a perdersi nello spazio galattico dopo essere transitate attorno al Sole.

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Elementi orbitali

Le orbite sono comunque caratterizzate da alcuni parametri che permettono di individuarle nello spazio del sistema solare, gli elementi orbitali, grazie ai quali è possibile tracciare e seguire in ogni istante il moto di ogni corpo rispetto al Sole.

• Semiasse Maggiore - la misura del diametro maggiore dell'orbita espressa in UA;

• Eccentricità - il rapporto fra la distanza di un fuoco dal centro ed il semiasse maggiore (definisce la

forma dell'orbita - per e=0 circolare, e=1 parabolica, 0<e<1 ellittica);

• Inclinazione Orbitale - l'angolo in gradi compreso fra il piano orbitale e l'eclittica. Da ciò scaturisce che

l'intersezione fra i due piani è la "linea dei nodi", mentre quelle dell'orbita con l'eclittica vengono

denominate "nodi orbitali";

• Longitudine del Nodo Ascendente - l'angolo compreso fra il punto d'Ariete e quel punto dell'orbita ove

avviene il transito di ogni corpo dal Sud al Nord dell'eclittica;

• Argomento del Perielio - la distanza angolare fra il nodo ascendente ed il perielio misurata in direzione

dell'orbita;

• Istante del passaggio al perielio.

Sole

Il Sole è una stella di medie dimensioni appartenente al gruppo spettrale G2V, la cui distanza media dalla Terra ammonta a 149,6 milioni di km. La sua luce impiega 8 minuti a raggiungerci ed ha un diametro, una massa ed un volume pari rispettivamente a 109, 333000 e 1304000 volte quelli della Terra. La gravità è invece 28 volte maggiore quella presente sul nostro pianeta.

Courtesy of SOHO/EIT consortium

Una immensa fornace nucleare dunque formata da un nucleo dove, ad una temperatura di circa 10 milioni di gradi, avvengono quei processi di nucleosintesi stellare che permettono agli atomi di idrogeno di mutarsi in atomi di elio.

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Durante questo processo viene liberata una enorme quantità di energia che si irradia dal centro verso l'esterno per giungere quindi alla fotosfera, praticamente la superficie visibile del Sole, che è strutturata in granuli, dove alla temperatura di 6000°C si propaga sotto forma di luce e calore in tutto il sistema solare.

Macchie e facole

Le più misteriose attività solari sono le macchie e le facole. Le prime sono zone scure causate dai campi magnetici che impediscono ai moti convettivi della materia di giungere in superficie creando così abbassamenti della temperatura (4000 - 5000°C). Possono durare diversi mesi, ed hanno un diametro a volte di oltre 50000 km. Di solito esse si raggruppano assieme ad altre situate in zone limitrofe, formando i cosiddetti "gruppi di macchie" che possono raggiungere anche i 100000 km di diametro.

Grazie alla loro osservazione è stato possibile misurare la velocità ed il periodo di rotazione del Sole, che avviene in misura diversa a seconda della latitudine, maggiore nelle zone polari minore in quelle equatoriali.

Courtesy of SOHO/EIT consortium

Le facole sono invece fenomeni brevi, durano meno di un'ora, ed avvengono dove i campi magnetici sono ancora più deboli di quelli delle macchie. Esse non provocano quindi nessun effetto sulla materia che così, libera da ogni vincolo, genera temperature più alte sollevandosi oltre la superficie solare.

Protuberanze, Spicule e Brillamenti

Nella cromosfera, dove la temperatura è sul milione di gradi, si possono osservare altri importanti fenomeni del Sole quali le protuberanze, delle enormi nubi gassose incandescenti che si dipartono dalla superficie per decine di migliaia di chilometri. Esse possono essere di tre tipi:

• Quiescenti - se rimangono inattive nella stessa zona per diverso tempo;

• Eruttive - quando sono caratterizzate da uno sviluppo molto rapido;

• Ad Arco - quando seguendo il campo magnetico formano dei veri e propri anelli di materia.

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Lungo il bordo cromosferico è possibile notare anche le spicule, dei getti di materia che vengono espulsi come gigantesche fiammate in corrispondenza di quelle zone comprese fra un granulo e l'altro, dove i campi magnetici solari sono particolarmente intensi. Qui avvengono anche i brillamenti, delle rapide emissioni di energia le cui radiazioni provocano tempeste magnetiche che disturbano le nostre trasmissioni radio e creano il fenomeno delle aurore polari.

Corona solare e Vento solare

L'ultimo strato è la corona solare, la quale è osservabile anche ad occhio nudo durante le eclissi totali, ed è costituita da gas ad altissima temperatura che emettono grandi quantità di raggi X.

Fra le restanti attività solari, che sembrano raggiungere un massimo regolarmente ogni 11 anni (ciclo undecennale delle attività solari), da ricordare anche il vento solare, degli sciami di particelle ionizzate che si irradiano dalla stella spazzando in ogni direzione lo spazio circostante, e che interagiscono ad esempio con la materia dei nuclei delle comete generando la classica coda.

Massa (1024 kg) 1989100

Volume (1010 km3) 1412000

Raggio (km) 696000

Densità (kg/m3) 1408

Gravità (m/sec2) 274

Velocità di fuga (km/sec) 617,7

Minima Distanza Terra (106 km) 147,1

Massima Distanza Terra (106 km) 152,1

Densità nucleo (105 kg/m3) 1,622

Tipo spettrale G2V

Periodo di rotazione a 16° latitudine (ore) 609,12

Inclinazione asse (°) 7,25

Velocità relativa stelle (km/sec) 19,4

Massimo Diametro apparente dalla Terra (") 1952

Minimo Diametro apparente dalla Terra (") 1887

Pressione nucleo (1011 bar) 2,477

Pressione superficiale (mbar) 0,868

Temperatura nucleo (107 K) 1,571

Temperatura media superficiale (K) 5778

Magnitudine massima -26,74

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Eclisse solare

Relativamente al Sole il fenomeno delle eclissi si verifica quando il nostro satellite, trovandosi in fase di Luna Nuova, viene a trovarsi lungo la direzione T-L-S ed in prossimità di un nodo lunare.

In questo caso allora una parte del globo terrestre rimarrà oscurata attraversando il cono d'ombra generato dalla Luna, mentre dalla superficie terrestre questa ci apparirà transitare davanti al disco solare occultandolo completamente e creando quelle fasi che descrivono ogni eclisse totale:

• 1° Contatto - i bordi esterni dei due corpi si toccano dando inizio al fenomeno;

• 2° Contatto - il disco lunare tocca il bordo interno di quello solare;

• Totalità - l'evento raggiunge il suo culmine con il disco lunare che occulta completamente quello

solare rendendo possibile l'osservazione della corona e delle protuberanze solari;

• 3° Contatto - inizia la parte finale del fenomeno con il disco lunare che tocca nuovamente quello

solare;

• 4° Contatto - il nostro satellite, toccando per l'ultima volta il bordo esterno del disco solare,

completa il suo transito davanti al Sole.

Vi sono comunque dei casi in cui il disco lunare può ostruire quello solare anche solo parzialmente, ed in tal caso avremo perciò una eclisse parziale. Considerando inoltre che le dimensioni apparenti del globo lunare variano a causa dell'eccentricità dell'orbita lunare, che porta il nostro satellite a distanze variabili dalla Terra di 405000 km all'apogeo, il punto più lontano, e di 363000 km al perigeo, il punto più vicino, se ne verificheranno degli altri in cui esso apparirà più piccolo rispetto a quello solare creando così l'eclisse anulare.

Dalla superficie terrestre allora, nelle zone sottoposte al cono d'ombra si osserverà una eclisse totale, mentre in quelle toccate dalla penombra una eclisse parziale. Naturalmente laddove il cono d'ombra generato dal corpo lunare non tocchi la superficie terrestre, come dicevamo a causa della distanza, vi sarà una eclisse anulare.

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L'evento, per l'effetto combinato della rotazione terrestre e del moto lunare, è di breve durata, circa 7 minuti, visto che l'ombra proiettata dalla Luna sulla Terra si sposta da Ovest verso Est con una velocità media di circa 5000 km/h.

Esso sarà inoltre visibile solo da una ristretta fascia, la zona di totalità, larga al massimo 270 chilometri. Durante il suo verificarsi è possibile notare inoltre, oltre alle già citate corona e protuberanze, anche quel particolare effetto ottico creato dalla luce solare mentre attraversa le alture lunari, i grani di Baily.

Calendario delle passate e prossime eclissi solari

Data Tipo Zona di visibilità

» 31 Maggio 2003 » 23 Novembre 2003 » 19 Aprile 2004 » 14 Ottobre 2004 » 08 Aprile 2005 » 03 Ottobre 2005 » 29 Marzo 2006 » 22 Settembre 2006 » 19 Marzo 2007 » 11 Settembre 2007 » 07 Febbraio 2008 » 01 Agosto 2008 » 26 Gennaio 2009 » 22 Luglio 2009 » 15 Gennaio 2010 » 11 Luglio 2010

anulare totale parziale parziale totale anulare totale anulare parziale parziale anulare totale anulare totale anulare totale

Nord America, Asia, Europa Sud America, Antartide, Australia Africa, Antartide Asia Nord e Sud America, Pacifico Asia, Africa, Europa Africa, Asia, Europa Sud America, Africa, Antartide Asia Antartide, Sud America Antartide, Oceania Europa, Asia, Nord America Antartide, Sud Africa, Australia Asia, Pacifico Africa, Asia Sud America

Pianeti

I pianeti sono i principali corpi del sistema solare. Essi si muovono attorno al Sole percorrendo orbite ellittiche che giacciono quasi sullo stesso piano dell'orbita terrestre. Partendo comunque dall'interno, e procedendo verso l'esterno, essi sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

foto NASA - NSSDC

Ad essi si aggiungono i pianeti nani: Plutone, Ceres ed Eris.

Sia i pianeti, che i pianeti nani, sono spesso accompagnati anche da altri piccoli corpi, definiti satelliti o lune, che ruotano attorno al compagno principale secondo orbite ellittiche e con il quale costituiscono un unico sistema orbitante attorno al Sole. Il loro numero varia per ogni pianeta o pianeta nano, nessuno per Mercurio e Venere, uno per la Terra e Plutone, sino ad arrivare a Giove e Saturno che con le loro decine di satelliti costituiscono delle piccole riproduzioni dello stesso sistema solare.

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Nuove definizioni di pianeta e pianeta nano

Alla luce della risoluzione dell' I.A.U. approvata il 24 Agosto 2006, la nuova definizione di pianeta è quella di un corpo celeste che:

1. orbita attorno al Sole;

2. ha una massa sufficiente per resistere alla proprie forze gravitazionali mantenendo una forma rigida e

rotonda;

3. ha ripulito la sua orbita dai corpi minori che si trovavano nelle proprie vicinanze.

Viceversa la definizione di pianeta nano sempre secondo la risoluzione dell' I.A.U., che ha declassato Plutone e promosso Ceres includendoli in questa nuova categoria di oggetti del sistema solare assieme ad Eris, è quella di un corpo celeste che:

1. orbita attorno al Sole;

2. ha una massa sufficiente per resistere alla proprie forze gravitazionali mantenendo una forma rigida e

rotonda;

3. non ha ripulito la sua orbita dai corpi minori che si trovavano nelle proprie vicinanze;

4. non è un satellite.

Classificazione dei pianeti

Una prima distinzione fra i pianeti del sistema solare la si può effettuare in base all'orbita terrestre, e perciò li possiamo suddividere in:

• Pianeti Inferiori - quelli le cui orbite si trovano all'interno dell'orbita terrestre (Mercurio e Venere);

• Pianeti Superiori - quelli le cui orbite si trovano esternamente all'orbita terrestre (Marte, Giove,

Saturno, Urano e Nettuno).

In riferimento alle loro caratteristiche e proprietà fisiche li distingueremo invece in:

• Pianeti Rocciosi (o interni) - caratterizzati da piccole dimensioni, superficie solida, compatta e ricca

di elementi pesanti, volume e massa limitati, grandi densità;

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• Pianeti Gassosi (o esterni) - dalle dimensioni maggiori, superficie gassosa, atmosfera ricca di

idrogeno ed elio, anello di svariate dimensioni, maestoso in Saturno ed impercettibile negli altri,

volume e massa elevati, piccole densità.

Alla prima appartengono oltre alla Terra, Mercurio, Venere e Marte. All'altra, subito dopo la "fascia degli asteroidi", quasi un confine fra i due gruppi, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

Configurazioni planetarie

Ogni pianeta varia la sua posizione, rispetto al nostro ed al Sole, assumendo quei particolari aspetti celesti denominati "configurazioni planetarie", e che nell'antichità sono stati oggetto di studio presso gli astronomi babilonesi, convinti com'erano questi, che essi rappresentassero una manifestazione della volontà divina. In relazione ai pianeti inferiori si definiranno quindi:

• Congiunzione Inferiore - quando un pianeta è allineato lungo la retta Terra - Pianeta - Sole. In

questo caso è praticamente invisibile, nonostante sia alla minima distanza da noi, visto che oltre a

mostrare l'emisfero non illuminato, si trova in direzione del Sole;

• Congiunzione Superiore - quando il pianeta è allineato lungo la retta Terra - Sole - Pianeta. Anche

in questo caso non è visibile, pur mostrando l'emisfero illuminato, in quanto si trova nelle vicinanze

del Sole con cui sorge e tramonta.

Per quanto riguarda gli altri pianeti, quelli superiori, si verificherà invece:

• Congiunzione - quando essi sono allineati lungo la retta Terra - Sole - Pianeta. Non sono visibili, pur

mostrando l'emisfero illuminato, perchè in prossimità del Sole;

• Opposizione - in questo caso essi occupano una posizione opposta a quella precedente, essendo

allineati lungo la retta Pianeta - Terra - Sole. Sorgono e tramontano 12 ore dopo di esso, e sono ben

visibili, visto che oltre a mostrare l'emisfero illuminato, data la minima distanza dalla Terra,

presentano le massime dimensioni apparenti. Inoltre, transitando intorno alla mezzanotte al

meridiano, trascorrono gran parte delle ore notturne alti sull'orizzonte e dunque lontano dai disturbi

causati dalle luci artificiali e dall'atmosfera terrestre;

• Quadratura - quando il Sole ed il pianeta sono visti dalla Terra con un angolo di 90° verso Ovest o

verso Est. Può essere dunque occidentale od orientale, ragion per cui il pianeta sorge e tramonta 6

ore prima o dopo, a seconda che preceda o segua il Sole.

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In relazione a tutto ciò bisogna precisare anche il concetto di elongazione, la distanza angolare di ogni pianeta dal Sole, espressa in gradi, e che può essere orientale od occidentale, e che naturalmente non può superare l'angolo sotteso dal raggio dell'orbita visto dalla Terra. Tutto ciò corrisponderà alla visibilità mattutina o serale del pianeta, e praticamente ad una osservazione limitata entro un certo numero di ore prima del sorgere (elong. occidentale) o dopo il tramonto del Sole (elong. orientale), e quindi ad una elongazione massima di 28° per Mercurio (2 ore circa), 48° per Venere (quasi 4 ore) e di 180° (12 ore) per i pianeti esterni, quando questi raggiungeranno l'opposizione.

C'è da aggiungere infine come col termine "congiunzioni" si indichino anche quei momenti in cui due o più corpi del sistema solare avranno più o meno le medesime coordinate astronomiche, raggiungendo quindi una minima distanza celeste fra loro e determinando quei particolari fenomeni indicati appunto con questo termine. Si dà il caso tuttavia di rari ed eccezionali eventi in cui più pianeti occuperanno zone contigue del cielo dando vita a quelli che appunto vengono definiti "raggruppamenti".

Dinamica e visibilità dei pianeti

Ogni pianeta, oltre a ruotare attorno al proprio asse, più o meno velocemente in senso antiorario, ad eccezione di Venere ed Urano che girano in senso contrario, compie un movimento di rivoluzione attorno al Sole secondo un'orbita di forma ellittica che vista dal Nord del sistema solare si svolge in un senso antiorario. Anche la Terra a sua volta compie degli analoghi movimenti che influenzeranno quindi l'osservazione di tutti gli altri oggetti. Pertanto gli spostamenti celesti, di Sole, pianeti ed ogni altro corpo del sistema solare, verranno definiti "moti apparenti".

Le cose tuttavia si complicano quando si considerano i pianeti. Questi, a differenza delle stelle, variano continuamente le loro posizioni e le loro coordinate astronomiche in maniera

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tanto più marcata quanto più sono vicini a noi. Mercurio ad esempio, che passa dalla massima elongazione occidentale a quella orientale in appena un mese e mezzo, si muove molto più velocemente che non Nettuno.

Per rintracciarli allora, in particolar modo per i due pianeti più lontani, Urano e Nettuno, non nettamente distinguibili ed osservabili ad occhio nudo, bisogna ricorrere alle effemeridi, degli speciali elenchi che riportano dettagliatamente le coordinate astronomiche in relazione alle date desiderate.

Comunque, per convenzione, si assume che un pianeta si muove, rispetto alle stelle, da Ovest verso Est di "moto diretto", anche se vi sono dei momenti in cui appare invertire la rotta, per effetto della combinazione fra il proprio moto di rivoluzione e quello della Terra, spostandosi perciò in senso contrario di "moto retrogrado". Tutto ciò è quindi una conseguenza dei rispettivi moti di rivoluzione, delle diverse velocità ed inclinazioni orbitali, che dalla Terra faranno apparire in cielo solo la proiezione degli effettivi movimenti, e quindi delle traiettorie celesti simili a delle curve che spesso si chiudono anche in anelli.

Fasi

A causa dei rispettivi moti orbitali, anche i pianeti mostrano le "fasi" al pari del nostro satellite naturale. Infatti, osservandoli dalla superficie terrestre, essi variano la loro posizione rispetto alla luce solare risultando illuminati in maniera diversa. Il fenomeno è comunque quasi esclusivo dei pianeti inferiori che, similmente alla Luna, mostrano porzioni del proprio disco apparente che progressivamente vengono illuminati dalla luce solare, passando da una fase nulla, quando sono in congiunzione inferiore, ad una completa quando appaiono al di là del Sole in congiunzione superiore.

A causa però della contemporanea presenza della stella, la fase totale non è mai visibile, restando invece osservabili quelle fasi parziali quando il pianeta dista dall'astro maggiore di una certa distanza angolare. Tutti gli altri pianeti invece, essendo le loro orbite esterne alla nostra, mostreranno sempre l'emisfero illuminato, variando di poco la percentuale interessata ed assumendo quel curioso aspetto definito "gibboso".

Leggi di Keplero

Le tre Leggi di Keplero sono state ricavate empiricamente sulla base dell'osservazione celeste da J. Kepler, un astronomo tedesco assistente di T. Brahe, rispettivamente nel 1608, 1609, 1619. Esse regolano il moto dei pianeti del sistema solare attorno al Sole, senza tener conto delle pertubazioni causate dall'attrazione gravitazionale di altri corpi celesti.

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1a Legge di Keplero

Ogni pianeta descrive un'orbita ellittica di cui il Sole occupa uno dei due fuochi

L'orbita di un pianeta giace su di un piano, quello orbitale, e la sua distanza dal Sole varia fra un massimo all'afelio, il punto più lontano dal Sole, ad un minimo al perielio, il punto più vicino.

2a Legge di Keplero

Le aree descritte dalla retta pianeta - Sole sono proporzionali ai tempi impiegati a descriverle

La retta pianeta - Sole descrive aree uguali in tempi uguali. La velocità di un pianeta non è costante, ma varia fra un massimo al perielio ad un minimo all'afelio.

3a Legge di Keplero

Il quadrato del periodo di rivoluzione di un pianeta è proporzionale al cubo del semiasse maggiore dell'orbita

Quindi il tempo impiegato da un pianeta per percorrere un'orbita completa è direttamente proporzionale al semiasse maggiore dell'orbita, ovvero alla distanza media del pianeta dal Sole.

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Legge di Titius - Bode

Nell'esaminare i pianeti del sistema solare, balza subito agli occhi un'altra loro sorprendente proprietà, quella introdotta dalla legge di Titius - Bode, formulata dall'astronomo J. Titius nel 1766 e pubblicata successivamente nel 1772 da J. Bode.

Secondo la legge, introducendo nella seguente formula matematica D = 0,4 + 0,3 x 2n i numeri (- infinito, 0, 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7) al posto di n, si ricavano approssimativamente tutte le distanze medie dei pianeti dal Sole espresse in unità astronomiche, tuttavia con l'eccezione di Nettuno i cui valori non sono perfettamente coincidenti.

Pianeta Titius - Bode Distanza in U.A.

Mercurio 0,4 0,387

Venere 0,7 0,723

Terra 1 1

Marte 1,6 1,52

Asteroidi 2,8 2,9

Giove 5,2 5,20

Saturno 10 9,58

Urano 19,6 19,20

Nettuno 38,8 30,05

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.

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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.

Pianeta Periodo Siderale Periodo Sinodico

Mercurio 88 115

Venere 224 583

Marte 686 780

Giove 4346 398

Saturno 10738 378

Urano 30571 369

Nettuno 59791 367

Tabelle dati di pianeti e pianeti nani

Tabella comparativa dei pianeti

Pianeta Mercurio Venere Marte Giove Saturno Urano Nettuno

Massa 0,0553 0,815 0,107 317,8 95,2 14,5 17,1

Diametro 0,383 0,949 0,533 11,21 9,45 4,01 3,88

Densità 0,984 0,951 0,713 0,240 0,125 0,230 0,297

Gravità 0,378 0,907 0,377 2,36 0,916 0,889 1,12

Velocità di fuga 0,384 0,926 0,450 5,32 3,17 1,90 2,10

Rotazione 58,8 -244 1,03 0,415 0,445 -0,720 0,673

Giorno 175,9 116,8 1,03 0,414 0,444 0,718 0,671

Distanza dal Sole 0,387 0,723 1,52 5,20 9,58 19,20 30,05

Perielio 0,313 0,731 1,41 5,03 9,20 18,64 30,22

Afelio 0,459 0,716 1,64 5,37 9,96 19,75 29,89

Periodo orbitale 0,241 0,615 1,88 11,9 29,4 83,7 163,7

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Velocità orbitale 1,61 1,18 0,810 0,439 0,325 0,229 0,182

Eccentricità 12,3 0,401 5,60 2,93 3,38 2,74 0,677

Satelliti 0 0 2 63 56 27 13

N.B. - Dati posti in relazione a quelli della Terra, considerati pari ad 1 (fonte NASA/NSSDC)

Tabella dati dei pianeti


Massa (1024 kg) 0,3302 4,8685 0,64185 1898,6 568,46 86,832 102,43

Volume (1010 km3) 6,083 92,843 16,318 143128 82713 6833 6254

Raggio Equatoriale (km) 2439,7 6051,8 3397 71492 60268 25559 24764

Raggio Polare (km) 2439,7 6051,8 3375 66854 54364 24973 24341

Densità (kg/m3) 5427 5243 3933 1326 687 1270 1638

Gravità (m/sec2) 3,70 8,87 3,69 23,12 8,96 8,69 11

Velocità di fuga (km/sec) 4,3 10,36 5,03 59,5 35,5 21,3 23,5

Min Distanza Terra (106 km) 77,3 38,2 54,5 588,5 1195,5 2581,9 4305,9

Max Distanza Terra (106 km) 221,9 261 401,3 968,1 1658,5 3157,3 4687,3

Max Diametro apparente (") 13 66 25,7 49 20,1 4,1 2,4

Min Diametro apparente (") 4,5 9,7 3,5 29,8 14,5 3,3 2,2

Magnitudine massima -1,9 -4,6 -2,9 -2,94 0,43 5,32 7,78

Diametro apparente Sole 1°22' 44,3' 21' 6,2' 6,2' 1,7' 1,1'

Semiasse maggiore (106 km) 57,91 108,21 227,92 778,57 1433,53 2872,46 4495,06

Periodo orbitale (giorni) 87,969 224,701 686,980 4332,589 10759,22 30685,4 60189

Perielio (106 km) 46 107,48 206,62 740,52 1352,55 2741,30 4444,45

Afelio (106 km) 69,82 108,94 249,23 816,62 1514,50 3003,62 4545,67

Vel. orbitale media (km/sec) 47,87 35,02 24,13 13,07 9,69 6,81 5,43

Vel. orbitale max (km/sec) 58,98 35,26 26,50 13,72 10,18 7,11 5,50

Vel. orbitale min (km/sec) 38,86 34,79 21,97 12,44 9,09 6,49 5,37

Inclinazione orbitale (°) 7 3,39 1,85 1,304 2,485 0,772 1,769

Eccentricità 0,2056 0,0067 0,0935 0,0489 0,0565 0,0457 0,0113

Periodo rotazione (ore) 1407,6 -5832,5 24,6229 9,9250 10,656 -17,24 16,11

Lunghezza giorno (ore) 4222,6 2802 24,6597 9,9259 10,656 17,24 16,11

Inclinazione asse (°) 0,01 177,36 25,19 3,13 26,73 97,77 28,32

Temperatura (C°) 400/150 480/-30 -23 -150 -180 -210 -220


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Tabella dati dei pianeti nani

Pianeta Nano

Diametro (km)

Rotazione (ore)

Per. Orbitale (anni)

Semiasse maggiore (UA)

Eccentricità Inclinazione orbitale (°)

Satelliti

Ceres 960x932 9 4,6 2,767 0,078 10,58 -

Plutone 2390 -153 247,9 39,48 0,244 17,2 3

Eris 2400 ? 556,7 67,7 0,44 44 1

Comete

Le comete sembrano essere fra i corpi più antichi del sistema solare, ed è perciò importante conoscerle per capire l'evoluzione della nube primordiale che originariamente diede vita al Sole e a tutti gli altri corpi che vi orbitano attorno.

Esse sono costituite da un nucleo di materiale roccioso ricoperto da ghiacci il cui diametro può raggiungere al massimo una ventina di km. La loro massa invece è pari a circa un milionesimo di quella della Terra.

foto NASA-NSSDC

Caratteristiche generali

L'origine delle comete sembra risalire al materiale residuo alla formazione del sistema solare che si trova riunito in una grande nube sferica situata a circa 50000 UA dalla Terra, ed a cui si è dato il nome di nube di OORT, dal nome dell'astronomo che per primo ne teorizzò l'esistenza. Altri studiosi collocano questo serbatoio, almeno per quanto riguarda le comete a corto e medio periodo, fra le orbite di Nettuno e Plutone, a circa 35 - 40 UA, e lo hanno chiamato fascia o cintura di KUIPER anche questo dal nome del suo teorizzatore.

Viste le loro minime dimensioni, e considerando che passano per brevi periodi vicino al Sole, a causa della forte eccentricità delle loro orbite, le comete divengono visibili solo in prossimità di

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esso. In tale circostanza, infatti, il nucleo interagisce con la radiazione solare creando un alone (chioma o coma) ed una nube (coda) di polvere e gas che può raggiungere una lunghezza di centinaia di milioni di chilometri. Inoltre, a causa della pressione della radiazione e del vento solare, la coda delle comete viene sospinta sempre in direzione opposta al Sole, sia che la cometa si stia avvicinando, sia che essa si stia allontanando dalla nostra stella.

Ad ogni passaggio al perielio il nucleo cometario perde parte del suo materiale, così dopo diversi transiti esso si consuma completamente o si frammenta in parti più piccole. I detriti risultanti continuano comunque ad orbitare lungo la traiettoria originaria dando vita, quando incrociano la Terra, agli "sciami meteoritici" meglio noti come "piogge di stelle cadenti".

Il sistema di nomenclatura delle comete prevede l'adozione di un prefisso (P o C a seconda che si tratti o meno di una cometa periodica) seguito dall'anno relativo alla scoperta e da alcune lettere che identificano la data della loro individuazione. In aggiunta è naturalmente sempre valida la consuetudine di assegnare loro il nome o i nomi degli scopritori (es. Hyakutake, Hale-Bopp, Swift-Tuttle, Shoemaker-Levy,...).

Orbite

Le comete generalmente hanno un'orbita parabolica, ed in alcuni casi, anche se non è stato provato ancora con esattezza, iperbolica. Essendo inoltre caratterizzate da orbite molto allungate e variabili, sia nella forma che nei parametri orbitali, esse sfuggono ad ogni regola transitando nel cielo con traiettorie sempre diverse, non presentano alcuna analogia quindi, nè con la complicata regolarità dei pianeti, nè con l'apparente immobilità delle stelle.

Tuttavia anche le comete si muovono secondo le regole dettate dalle leggi di Keplero e dalla legge di gravitazione universale. Avranno perciò una velocità orbitale maggiore quando saranno al perielio, il punto più vicino al Sole, ed una velocità minore quando transiteranno all'afelio nella zona più distante da esso. Il loro periodo di rivoluzione dipenderà come per tutti gli altri corpi sempre dal semiasse maggiore dell'orbita.

Generalmente le comete ritornano in prossimità della Terra con cadenza più o meno regolare, vengono pertanto denominate periodiche, e si distinguono in base alla durata del loro periodo di rivoluzione in a breve, medio e lungo periodo. Meno di 20 anni per le prime e più di 200 per le ultime.

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Perturbazioni planetarie

Le comete sono soggette alle pertubazioni derivanti da passaggi in prossimità delle grandi masse planetarie che spesso ne sconvolgono i parametri orbitali modificando profondamente la loro orbita ed allungando od accorciando il loro periodo di rivoluzione.

Non sono infatti rari i casi in cui corpi di questo genere siano stati attratti dalla gravità dei pianeti che, legandoli definitivamente, li costringono ad orbitare attorno alle loro masse. Ancora più rari, ma comunque esistenti, anche gli episodi di corpi cometari che hanno concluso la loro esistenza, o a causa di passaggi ravvicinati al Sole (comete radenti), o per impatti con esso o con alcuni pianeti. E' il caso ad esempio della cometa Shoemaker-Levy 9 che addirittura dopo essersi frantumata in più pezzi è andata a scontrarsi con il pianeta Giove.

Credit: H.A. Weaver, T. E. Smith (Space Telescope Science Institute) and NASA - NSSDC

COMETA P T Q A E I

1P HALLEY 76,1 9/2/1986 0,587 17,94 0,967 162,2

2P ENCKE 3,3 21/12/2003 0,34 2,21 0,847 11,8

6P D'ARREST 6,51 1/8/2008 1,346 3,49 0,614 19,5

9P TEMPEL1 5,51 7/7/2005 1,5 3,12 0,519 10,5

19P BORRELLY 6,86 14/9/2001 1,358 3,61 0,624 30,3

21P GIACOBINI-ZINNER 6,52 21/11/1998 0,996 3,52 0,706 31,8

26P GRIGG-SKJELLERUP 5,09 22/7/1992 0,989 2,96 0,664 21,1

55 P TEMPEL-TUTTLE 32,92 28/2/1998 0,982 10,33 0,906 162,5

73P SCHWASSMANN-WACHMANN3 5,36 2/6/2006 0,937 3,06 0,694 11,4

75P KOHOUTEK 6,24 28/12/1973 1,571 3,4 0,537 5,4

76P WEST-KOHOUTEK-IKEMURA 6,46 1/6/2000 1,596 3,45 0,540 30,5

81P WILD2 6,39 25/9/2003 1,583 3,44 0,54 3,2

107 P WILSON-HARRINGTON 4,29 26/3/2001 1 2,64 0,623 2,8

HALE-BOOP 4000 31/3/1997 0,914 250 0,995 89,4

HYAKUTAKE 40000 1/5/1996 0,23 1165 0,999 124,9

P = periodo orbitale (Anni), T = passaggio perielio, Q = distanza perielio (Unità Astronomiche).

A = semiasse maggiore (Unità Astronomiche), E = eccentricità, I = inclinazione orbitale (°).

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Asteroidi

Gli asteroidi sono dei corpi molto piccoli, per questo sono chiamati anche pianetini, il cui aspetto molto irregolare li fà assomigliare a giganteschi sassi dal diametro massimo di qualche migliaio di km.

Essi suscitano un particolare interesse a causa della loro potenziale pericolosità per il nostro pianeta dato che le loro traiettorie, spesso molto irregolari, intersecano a volte l'orbita terrestre.

foto NASA- NSSDC


Gli asteroidi sono prevalentemente composti da silicati e carbone ed è probabile dunque che possano aver avuto origine da un corpo planetario che si sia disgregato o da materiale interplanetario che non sia riuscito ad aggregarsi in pianeta.

La loro luminosità varia, oltre che per la loro composizione chimica, anche in funzione della superficie rivolta verso il Sole, e quindi a seconda che essi mostrino la zona equatoriale o quella polare.

Considerando inoltre le loro minime dimensioni, gli asteroidi sono osservabili esclusivamente con strumenti ottici e nel periodo più favorevole quando sono cioè, relativamente al nostro pianeta, all'opposizione, ossia nella direzione opposta a quella del Sole.

foto NASA-NSSDC

Il primo asteroide ad essere stato scoperto è Ceres, individuato dal monaco Giuseppe Piazzi nel 1801, e poi promosso a pianeta nano con la risoluzione dell' I.A.U. del 24 Agosto 2006, a cui seguirono Pallade, Giunone e Vesta. Successivamente ne sono stati individuati diverse migliaia facendo così sorgere il problema di una loro catalogazione. Si è deciso allora di indicare quelli maggiori con un nome proprio ed un numero corrispondente all'ordine della loro scoperta: 1 Ceres, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta, ....

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Orbite

Anche gli asteroidi come i pianeti sono soggetti alla forza di gravitazione universale e quindi percorrono orbite ellittiche attorno al Sole. Essi inoltre ruotano attorno ad un asse con un periodo che raramente supera il giorno terrestre, ma non avendo una struttura simmetrica in alcuni casi la rotazione si compie attorno all'asse polare mentre in altri avviene attorno all'asse equatoriale.

Gli asteroidi occupano generalmente una regione compresa fra l'orbita di Marte e quella di Giove, la fascia degli asteroidi, dove secondo la legge di Titius-Bode, alla distanza di circa 3 UA dal Sole, doveva trovarsi un pianeta.

Comunque non tutti gli asteroidi sono situati fra Marte e Giove, ve ne sono infatti alcuni, come quelli denominati Troiani (così chiamati perchè portano il nome dei personaggi della guerra di Troia), che si sono sistemati sull'orbita di Giove e dividendosi in due gruppi precedono e seguono il gigante di 60°.

A questi se ne aggiungono altri come Hidalgo (una ex cometa), quelli appartenenti ai gruppi Apollo, Aten e Amor ( i cosiddetti N.E.A. - Near Earth Asteroids), che comprendono invece quei corpi potenzialmente pericolosi per la Terra, i Centauri (fra cui Chirone), che orbitano fra Saturno e Nettuno ed infine, al di là dell'orbita di quest'ultimo, la maggior parte di quegli oggetti denominati Transnettuniani.

ASTEROIDE D M R Q A E I

2 PALLADE 570x525x482 318 7,811 4,61 2,774 0,229 34,84

3 GIUNONE 240 20 7,21 4,36 2,669 0,257 12,97

4 VESTA 530 300 5,342 3,63 2,362 0,089 7,14

45 EUGENIA 226 6,1 5,699 4,49 2,721 0,083 6,61

243 IDA 58x23 100 4,633 4,84 2,861 0,045 1,14

253 MATHILDE 66x48x46 103,3 417,7 4,31 2,646 0,266 6,71

433 EROS 33x13x13 6,69 5,27 1,76 1,458 0,222 10,83

951 GASPRA 19x12x11 10 7,042 3,29 2,209 0,173 4,1

1566 ICARO 1,4 0,001 2,273 1,12 1,078 0,827 22,86

1620 GEOGRAPHOS 2 0,004 5,222 1,39 1,245 0,335 13,34

1862 APOLLO 1,6 0,002 3,063 1,81 1,471 0,56 6,36

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2060 CHIRONE 180 4 5,9 50,7 13,63 0,38 6,94

4179 TOUTATIS 4,6x2,4x1,9 0,05 130 3,98 2,51 0,633 0,47

D = diametro (km), M = massa (1015 kg), R = rotazione (ore), Q = periodo orbitale (anni).

A = semiasse maggiore (Unità Astronomiche), E = eccentricità, I = inclinazione orbitale (°).

Altri corpi minori: meteoroidi, meteoriti, meteore, stelle cadenti

Nel sistema solare, oltre a Sole, pianeti, pianeti nani, asteroidi e comete, esistono anche dei corpi di dimensioni molto varie (da un millesimo di grammo ad oltre un centinaio di tonnellate), generalmente chiamati col nome di meteoroidi, la cui provenienza è da ricondurre ai residui della formazione del sistema solare, oppure a disintegrazioni di nuclei cometari, od ancora a scontri fra asteroidi, o fra questi ed altri corpi.


Essi vagano attorno al Sole, venendo a volte attratti dalle masse planetarie con cui vanno ad impattare (meteoriti). La Luna e Mercurio ad esempio, non essendo protetti da un'atmosfera come nel caso della Terra, sono stati spesso in passato oggetto di scontri con questi corpi che ne hanno martoriato la superficie.

Sul nostro pianeta infatti, ogni corpo che attraversa gli strati atmosferici viene sottoposto a forze che lo frammentano e lo vaporizzano a causa dell'attrito con essi. Tuttavia vi sono stati dei casi in cui questi corpi, avendo grandi dimensioni, sono riusciti a raggiungere comunque la superficie terrestre. Il Barringer Crater in Arizona, ed i diversi ritrovamenti di materiale meteoritico (di provenienza lunare e marziana), sono l'esempio più eclatante di come anche il nostro pianeta non sia indenne da tali eventi.

Comunque, nella maggior parte dei casi, ogni meteoroide entra nell'atmosfera con velocità altissime (max 72 km/sec) consumandosi completamente prima di raggiungere il suolo e dando vita a fenomeni luminosi, le meteore, che lo fanno apparire come una saetta che taglia la volta celeste.

LEONIDI 1966 (Credit: P. Jenniskens/NASA-ARC)

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Quando le dimensioni sono tali da impedire una veloce frantumazione, può succedere che tali corpi in caduta libera comprimano l'aria circostante facendola detonare, creando ulteriori fenomeni acustici che si accompagnano a quelli precedenti. In tal caso si parla allora di bolidi, ed è possibile osservarli anche in pieno giorno.

Sciami meteoritici

Generalmente, quando questi oggetti sono composti da materiale staccatosi per effetto della radiazione solare dai nuclei delle comete, in prossimità del loro passaggio al perielio, accade che essi si disperdano lungo l'orbita originaria della cometa genitrice, così che ogni qualvolta incrociano il nostro pianeta, danno vita agli sciami meteoritici, ovvero alle piogge di stelle cadenti.

Questi sono fenomeni che ricorrono annualmente a causa della rivoluzione terrestre, e vengono denominati dalla costellazione nella quale è situato quel punto della sfera celeste dal quale sembrano provenire: il radiante.

Infatti, sebbene tali particelle viaggino paralleli fra loro, dalla superficie terrestre appaiono per effetto prospettico come originate da un unico punto, allo stesso modo di come le nuvole, se osservate in relazione all'orizzonte, appaiono divergere da una stessa direzione e convergere in un'altra opposta alla prima.

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I maggiori sciami meteoritici (fonte SSD/JPL/NASA)

NOME MASSIMO CORPO GENITORE A. R./DEC. VELOCITA' ZHR

QUADRANTIDI 03 Gen. - - - - - - 230° / +49° 41 km/sec 120

LIRIDI 22 Apr. C/Thatcher 271° / +34° 49 km/sec 15

ETA ACQUARIDI 05 Mag. 1P/Halley 338° / -01° 66 km/sec 60

DELTA ACQUARIDI 29 Lug. - - - - - - 339° / -16° 41 km/sec 20

PERSEIDI 12 Ago. 109P/Swift/Tuttle 046° / +58° 59 km/sec 110

ORIONIDI 21 Ott. 1P/Halley 095° / +16° 66 km/sec 20

LEONIDI 18 Nov. 55P/Tempel-Tuttle 153° / +22° 71 km/sec ?

GEMINIDI 14 Dic. 3200 Phaeton 112° / +33° 35 km/sec 120

URSIDI 22 Dic. 8P/Tuttle 217° / +76° 33 km/sec 10

Pianeta Terra

Terzo pianeta in ordine di distanza dal Sole, la Terra si è formata 4,5 miliardi di anni fà insieme a tutti gli altri corpi che popolano il sistema solare. Essa ha una forma quasi sferica a causa delle differenti misure dei raggi polare ed equatoriale, che provocando uno schiacciamento in corrispondenza dei poli Nord e Sud, le conferiscono l'aspetto di un globo dalle estremità appiattite (geoide).


Morfologicamente la Terra è formata da strati di diversi materiali e densità, che sono stati studiati con trivellazioni del sottosuolo, ma soprattutto osservando l'attività sismica e vulcanica propria del pianeta. Rilevamenti dunque che hanno portato alla luce la struttura interna, che a partire dall'esterno verso la parte centrale è così composta:

• Crosta - ricca di minerali, rocce eruttive, silicati, spessa un centinaio di km, forma uno strato che si

estende anche al di sotto degli oceani;

• Mantello - la parte intermedia, sede della materia che fluisce verso l'esterno sotto forma di lava, in cui si

trovano strati di ossidi, silicati e solfuri metallici;

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• Nucleo - ricco di nichel e ferro, e caratterizzato da un diametro di 6000 km circa e da una temperatura

di oltre 1000°C, è lo strato più interno e denso a cui sembra possano ricondursi le proprietà del

magnetismo terrestre.

La sua superficie totale, che ammonta ad oltre 500 milioni di kmq (30% massa continentale - 70% massa liquida), la si può suddividere in due emisferi separati dall'equatore terrestre:

• Emisfero Settentrionale o Boreale - detto anche continentale perchè composto in gran parte dalla

terraferma;

• Emisfero Meridionale od Australe - detto anche oceanico perchè composto per la maggior parte da

oceani.

Coordinate geografiche e cerchi di riferimento

Ognuno degli emisferi terrestri può essere a sua volta suddiviso in porzioni tramite i seguenti cerchi di riferimento, i meridiani o linee di longitudine (circoli massimi passanti per i poli) ed i paralleli o linee di latitudine (cerchi paralleli all'equatore e perpendicolari all'asse terrestre), grazie ai quali è possibile rintracciare con precisione assoluta un qualsiasi punto sulla superficie terrestre conoscendo solo due valori:

• Longitudine - si misura da 0 a 180° a partire dal meridiano fondamentale di Greenwich, località nei

pressi di Londra, positivamente verso Est e negativamente verso Ovest;

• Latitudine - compresa fra 0 e 90°, si conta a partire dall'equatore, positivamente verso il polo Nord e

negativamente verso il polo Sud.

Ai fini astronomici e climatici inoltre, quattro paralleli, i due tropici ed i due circoli polari, sono molto importanti perchè delimitano alcune zone della Terra che vengono denominate:

• Zona Torrida - compresa fra il tropico del cancro ed il tropico del capricorno, i quali sono distanti

dall'equatore 23,5° ciascuno, l'uno in direzione nord e l'altro in direzione sud;

• Zona Temperata - compresa fra i tropici ed i circoli polari;

• Zona Glaciale - compresa fra i poli ed i rispettivi circoli polari, che distano invece dall'equatore 66,5°.

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fonte originale foto JPL/NASA

Biosfera e Magnetosfera

La Terra come sappiamo è l'unico pianeta del sistema solare ad essere caratterizzato dal fenomeno della vita, per cui possiamo distinguere in essa una "biosfera", a sua volta così suddivisa:

• Litosfera - la parte solida e quindi i 5 continenti Eurasia (Europa ed Asia), America (America

settentrionale, centrale e meridionale), Africa, Oceania (Australia e le isole dell'Oceano Pacifico) ed

Antartide;

• Idrosfera - la massa liquida composta da mari (mediterranei o interni e costieri) ed oceani (Atlantico,

Pacifico ed Indiano);

• Atmosfera - l'involucro gassoso che avvolge il nostro pianeta composto per il 78% da azoto, per il 21 %

da ossigeno e per il restante 1% da argon, anidride carbonica ed altri gas.

Oltre a queste esiste anche un'altra zona ancora più esterna e di natura ben diversa, la magnetosfera (definita anche come "fasce di Van Allen" dal nome dello scopritore), che ha la capacità di bloccare tutte le radiazioni cosmiche che giornalmente investono la Terra oltre a quella di interagire con le particelle del vento solare creando quei particolari fenomeni luminosi noti come aurore polari.

Massa (1024 kg) 5,9736

Volume (1010 km3) 108,321

Raggio Equatoriale (km) 6378,1

Raggio Polare (km) 6356,8

Equatore (km) 40000

Meridiano (km) 40070

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Gravità (m/sec2) 9,78

Lunghezza del giorno (ore) 24

Semiasse maggiore (106 km) 149,6

Periodo orbitale (giorni) 365,256

Perielio (106 km) 147,09

Afelio (106 km) 152,1

Velocità orbitale minima (km/sec) 29,29

Velocità orbitale massima (km/sec) 30,29


Inclinazione orbitale (°) 0

Eccentricità 0,0167

Periodo di rotazione (ore) 23,9345

Giorno

Uno degli aspetti più affascinanti della Terra, l'alternarsi del giorno e della notte, è causato dal moto di rotazione terrestre che avviene in direzione da Ovest verso Est, attorno ad un asse passante per i poli Nord e Sud che risulta inclinato di 23,5° rispetto alla perpendicolare del piano orbitale, l'eclittica.

Giorno siderale e giorno solare

La durata dell'intero periodo che viene definito giorno, multiplo dell'unità di misura del tempo (il secondo), può essere espressa secondo due metodi diversi:

• Giorno Siderale - intervallo di tempo compreso fra due successivi passaggi di una stella al meridiano

e dunque dopo due allineamenti della Terra con la stella. Dura 23 ore 56 minuti e 4 secondi;

• Giorno Solare - periodo compreso fra due transiti consecutivi del Sole al meridiano e dunque dopo

due allineamenti della Terra con esso. Dura 24 ore.

La differenza fra i due periodi è una conseguenza del contemporaneo moto orbitale del nostro pianeta attorno al Sole, che dopo aver compiuto un giro attorno al proprio asse di rotazione, si è nel frattempo spostato anche lungo la propria orbita facendo quindi variare anche la direzione di allineamento con il Sole. Ragion per cui, per riallinearsi nuovamente, la Terra deve percorrere

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ancora quell'altro tratto di orbita in più, che corrisponde appunto allo spostamento apparente e giornaliero dell'astro maggiore. Tutto questo non vale per le stelle, perchè queste sono talmente lontane che è possibile considerarle fisse.

Durata del giorno e della notte

A causa della rotazione del nostro pianeta la superficie terrestre sarà quindi di volta in volta illuminata per un 50% e per la restante parte immersa nel buio. Tuttavia nel valutare questa caratteristica, almeno per quanto riguarda le rispettive durate del periodo diurno e di quello notturno, bisogna considerare anche l'inclinazione dell'asse terrestre ed il fatto che esso si mantenga sempre parallelo a se stesso durante l'intero moto di rivoluzione. Ogni parallelo della Terra verrà infatti tagliato dalla linea del terminatore (la retta che separa il giorno dalla notte) in maniera diversa a seconda del periodo dell'anno, e quindi della posizione orbitale, e della latitudine.

Infatti all'equatore (lat. 0°), dove il Sole è praticamente perpendicolare all'orizzonte, la durata del giorno e quella della notte saranno costanti tutto l'anno, di contro ai poli (lat. 90°), dove il Sole appare parallelo all'orizzonte, si avranno invece sei mesi di luce e sei mesi di buio, mentre alle latitudini intermedie tutto varierà proporzionalmente in funzione della distanza dall'equatore.

Inoltre, sorgendo ad oriente e tramontando ad occidente, il Sole descriverà un moto apparente diurno caratterizzato da archi di ampiezza differente che intersecheranno a loro volta l'orizzonte in punti diversi a seconda dei mesi. Per cui quando la Terra si troverà agli equinozi, questi corrisponderanno esattamente ai punti cardinali Est ed Ovest, mentre al solstizio d'inverno ed al solstizio d'estate, essi risulteranno spostati di 23,5° rispettivamente verso Sud e verso Nord.

Essendo l'arco descritto al solstizio d'estate più ampio, ne conseguirà che il Sole rimarrà sopra l'orizzonte per un tempo maggiore e dunque che le ore di luce saranno maggiori di quelle notturne. Naturalmente la situazione si presenterà invertita al solstizio d'inverno, mentre agli equinozi, dove l'arco diurno è pari a quello notturno, le rispettive durate del giorno e della notte risulteranno uguali.

Stagioni

Il fenomeno delle stagioni è causato dall'inclinazione dell'asse terrestre e dal moto di rivoluzione del nostro pianeta attorno al Sole. La Terra infatti, orbitando secondo una traiettoria di forma ellittica, descrive un piano che a sua volta viene chiamato eclittica. Durante questo tragitto essa mantiene l'asse di rotazione sempre parallelo a se stesso, toccando in determinati periodi dell'anno quei quattro punti fondamentali che segnano il principio di ciascuna stagione, e che perciò corrisponderanno ad altrettanti punti del percorso solare apparente essendo questo la proiezione celeste dell'orbita terrestre.

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Stagioni astronomiche

• Equinozio di Primavera - 21 marzo

» Inizia la primavera nell'emisfero boreale e l'autunno in quello australe.

» Al polo Sud inizia la notte polare, mentre al polo Nord il giorno polare.

» La durata del giorno e quella della notte sono uguali.

» Il Sole sorge e tramonta rispettivamente ad Est e ad Ovest, e passa per l'equatore celeste (punto

d'Ariete).

• Solstizio d'Estate - 21 giugno

» Inizia l'estate nell'emisfero boreale e l'inverno in quello australe.

» Al polo Nord il Sole rimane sopra l'orizzonte per sei mesi, mentre al polo Sud ne rimane sotto per

altrettanto.

» La durata del giorno è massima nell'emisfero boreale e minima in quello australe.

» Le giornate iniziano a decrescere nell'emisfero boreale e a crescere in quello australe.

» Il Sole sorge a Nord-Est e, passando al meridiano alla distanza massima di +23,5° dall'equatore

celeste, tramonta a Nord-Ovest.

• Equinozio d'Autunno - 23 settembre

» Inizia l'autunno nell'emisfero boreale e la primavera in quello australe.

» Al polo Nord inizia la notte polare, mentre al polo Sud il giorno polare.

» La durata del giorno e quella della notte sono uguali.

» Il Sole sorge e tramonta rispettivamente ad Est e ad Ovest e passa per l'equatore celeste (punto

della Bilancia).

• Solstizio d'Inverno - 21 dicembre

» Inizia l'inverno nell'emisfero boreale e l'estate in quello australe.

» Al polo Sud il Sole rimane sopra l'orizzonte per sei mesi, viceversa al polo Nord ne rimane sotto per

altrettanto.

» La durata del giorno è massima nell'emisfero australe e minima in quello boreale.

» Le giornate iniziano a decrescere nel primo e a crescere nell'altro.

» Il Sole sorge a Sud-Est, passa al meridiano ad una distanza di -23,5° dall'equatore celeste e

tramonta a Sud-Ovest.

Equinozi e Solstizi

Gli equinozi, chiamati anche punto d'Ariete e punto della Bilancia perchè nell'antichità il Sole appariva proiettato sulle omonime costellazioni, corrispondono a quei due punti della sfera celeste dove il Sole transita per l'equatore celeste, ovvero alle intersezioni di questo con l'eclittica, i nodi orbitali, che a loro volta si distinguono in:

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• Nodo Ascendente (eq. primavera) - quando la Terra passa dal Sud della sfera celeste al Nord;

• Nodo Discendente (eq. autunno) - quando sei mesi dopo la Terra si muove nella direzione opposta.

I solstizi rappresentano invece i punti dell'orbita terrestre di massima distanza dall'equatore celeste, ovvero quelli del percorso apparente del Sole in cui questo inverte la direzione di marcia:

• Solstizio d'Estate - quello situato più a Sud nei cui pressi si trova anche il punto di massima

distanza della Terra dal Sole (afelio);

• Solstizio d'Inverno - il punto più a Nord dall'equatore celeste, nelle cui vicinanze si trova anche il

punto di minima distanza dal Sole (perielio).

Irraggiamento del pianeta

Da questo si denota che il maggior riscaldamento del nostro pianeta nella stagione estiva non dipende dalla distanza, ma dall'angolo d'incidenza con cui i raggi solari colpiscono la superficie e che ammonta in estate a circa 70° e d'inverno a circa 23°. Conseguentemente, a causa dell'asse terrestre che si mantiene inclinato e parallelo a se stesso, la Terra volgerà verso il Sole, al solstizio d'estate il polo Nord, e dunque l'emisfero boreale, ed al solstizio d'inverno il polo Sud, e dunque l'emisfero australe.

Alla luce di queste considerazioni risulta dunque evidente come le massime temperature non si registrino in Giugno, quando i raggi solari colpiscono la Terra più direttamente, bensì in Luglio ed Agosto, fatto comunque spiegabile con l'idrosfera, la massa liquida del nostro pianeta, che praticamente costituisce un gigantesco accumulatore di calore.

Esistono comunque luoghi sulla Terra, di latitudine prossima a quella dei circoli polari, dove in determinati periodi dell'anno non fa mai buio essendo il cielo illuminato dalla luce crepuscolare (le cosiddette "notti bianche"). Infatti l'atmosfera terrestre con il suo potere di diffondere i raggi luminosi che la attraversano, rende il passaggio dal giorno alla notte graduale, a differenza di quanto avviene invece negli altri pianeti dove, mancando uno strato atmosferico denso come il nostro tutto questo avviene in modo netto.

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Moti terrestri

La Terra non è statica nello spazio, ma compie alcuni movimenti (moti) molto importanti per l'osservazione astronomica e per i fenomeni che da essi ne scaturiscono.

Moto di rotazione e di rivoluzione

• Moto di rotazione - porta la Terra a girare su se stessa in senso antiorario (da Ovest verso Est),

attorno ad un asse inclinato di 23,5° e passante per i poli Nord e Sud. Da esso derivano l'alternanza

del giorno e della notte e l'apparente moto del cielo. Dura circa 24 ore (giorno).

• Moto di rivoluzione - il moto orbitale che il nostro pianeta compie attorno al Sole in un arco di

tempo pari a 365,25 giorni (anno), e che avviene secondo una traiettoria di forma ellittica che lo

porta ad una distanza variabile da un massimo di 152 milioni di km (afelio) e ad un minimo di 147

milioni di km (perielio).

Precessione degli Equinozi

I moti terrestri non sono regolari, ma subiscono delle leggere variazioni che alla lunga, se non corretti, porterebbero ogni stagione ed il calendario a non corrispondere più con gli stessi fenomeni astronomici da cui dipendono.

In primo luogo la rotazione della Terra, che subisce rallentamenti per effetto delle maree, seguita dall'asse terrestre, che a causa dell'attrazione gravitazionale esercitata sulla Terra dal Sole e dalla Luna, descrive nel tempo un movimento in senso contrario a quello orbitale, simile a quello di una trottola, disegnando appunto un cono di apertura di 23,5°.

Una conseguenza sarà allora la migrazione del polo Nord celeste, attualmente rappresentato grosso modo dalla Stella Polare, che varia descrivendo un cerchio nell'arco di circa 26000 anni e puntando a stelle differenti. Oscillando l'asse trascina con sè anche l'equatore che perciò seguendo l'identico movimento modificherà pure le intersezioni del piano equatoriale con l'eclittica e dunque i nodi orbitali.

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La conseguenza principale di questo fenomeno, detto precessione degli equinozi è che i punti equinoziali vengono raggiunti ogni anno in anticipo dal nostro pianeta (20 minuti prima). Tutto ciò si ripercuote sui sistemi di coordinate astronomiche che si contano a partire dal punto d'ariete (equinozio di primavera), che variando la propria posizione celeste trascina con sè tutti gli altri valori facendo quindi slittare anche il percorso apparente del Sole rispetto ai 12 segni zodiacali.

Questo fenomeno introduce inoltre l'Anno Tropico la cui durata è di 365,24 giorni, che rappresenta l'intervallo di tempo fra due successivi passaggi della Terra all'equinozio di primavera, e che quindi risulta essere inferiore all'Anno Siderale di circa 20 minuti. Su di esso è basato l'Anno Civile, che essendo di 365 giorni necessita dell'aggiunta di un giorno ogni quattro anni per compensare la differenza di 6 ore con quello tropico. Ciò si ottiene con l'introduzione dell'Anno Bisestile di 366 giorni, che appunto contiene quel giorno in piu' inserito per consuetudine il 29 di febbraio.

Altri moti terrestri

Fra gli altri moti minori che interessano il nostro pianeta vi sono inoltre la nutazione ed il moto di traslazione. La prima è una oscillazione causata dall'influenza gravitazionale della Luna che comporta un andamento ondulatorio della traiettoria dell'asse terrestre nell'ambito del moto di precessione con un periodo che è pari a quello di rotazione dei nodi lunari, e perciò di 18,6 anni. Nell'altro caso si tratta invece di quel movimento che la Terra compie insieme a tutto il sistema solare attorno al centro della galassia.

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La Luna

Inseparabile compagna della Terra, la Luna è il corpo celeste più vicino a noi, e per questo ben visibile, anche se non avendo una fonte energetica interna essa risplende solo per via della luce solare riflessa dalla sua superficie.

foto NASA-NSSDC


Le sue dimensioni, pari a circa un quarto di quelle terrestri, fanno di essa un mini pianeta che probabilmente si è formato per l'aggregazione di materiale meteoritico adiacente all'orbita terrestre durante il periodo di formazione del sistema solare.

In origine è molto probabile che sulla Luna vi sia stata attività vulcanica, lo dimostrano i reperti prelevati durante le missioni Apollo, analizzando i quali si riconoscono strutture simili a quelle presenti attorno ai vulcani terrestri. In particolare sono sicuramente di tale tipo quei canali che sembrano essere i resti dell'erosione esercitata dal materiale magmatico fuoriuscito miliardi di anni fà da fratture createsi sulla superficie.

foto NASA

Mancando un'atmosfera, la temperatura ha una forte escursione termica fra la parte illuminata e quella buia, raggiungendo anche un massimo di oltre un centinaio di gradi. Inoltre la gravità, essendo solo un sesto di quella terrestre, rende il satellite del nostro pianeta un mondo completamente inospitale.

In ultima analisi c'è da ricordare come la Luna ed il nostro pianeta siano legati da una forza di mutua attrazione che si rende evidente nel fenomeno delle maree e che produce un rallentamento della rotazione della Terra, con la conseguenza che il giorno terrestre va continuamente ed impercettibilmente aumentando.

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foto NASA-NSSDC

Strutture lunari

La Luna ha una superficie accidentata composta da zone montuose miste a pianure che vengono denominate mari (nulla a che vedere con i nostri, data l'assenza di acqua presente solo sotto forma di ghiaccio nelle zone polari). La più famosa di queste regioni è il Mare della Tranquillità, dove il 21 luglio 1969 sbarcò l'Apollo 11 aprendo le porte all'esplorazione umana del nostro satellite naturale. Sono comunque degni di nota anche l'oceano Procellarum ed il mare Imbrium, che per le loro vaste dimensioni sono visibili persino ad occhio nudo.

Nella superficie lunare, che conosciamo ormai dettagliatamente fin nei minimi particolari, spiccano inoltre quegli immensi crateri che sono i resti di un remoto bombardamento meteoritico. Tre di essi, chiamati coi nomi di altrettanti grandi astronomi del passato, Tolomeo, Tycho e Copernico, sono visibili dalla Terra anche con un modesto binocolo visti i loro diametri che rispettivamente ammontano a 153, 87 e 90 km.

foto NASA-NSSDC

La Luna, come dicevamo, è composta anche da catene montuose, che raggiungono in alcuni casi i 9000 m di altezza, e che sono state battezzate con nomi simili alle analoghe strutture terrestri. Fra esse ricordiamo le Alpi, i Carpazi e gli Appennini lunari.

Massa (1024 kg) 0,07349

Volume (1010 km3) 2,1958

Raggio Equatoriale (km) 1738,1

Raggio Polare (km) 1736


Gravità (m/sec2) 1,62


Diametro apparente (") 1864,2

Magnitudine massima -12,74

Semiasse maggiore (106 km) 0,3844

Periodo di rotazione (ore) 655,728

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Periodo orbitale (giorni) 27,3217

Perigeo (106 km) 0,3633

Apogeo (106 km) 0,4055

Velocità orbitale media (km/sec) 1,023

Velocità orbitale massima (km/sec) 1,076

Velocità orbitale minima (km/sec) 0,964

Inclinazione orbitale (°) 5,145

Eccentricità 0,0549


Fasi lunari

A seconda della posizione lungo la propria orbita la Luna è vista da ogni località della Terra con angolazioni diverse, e così la sua superficie appare completamente, parzialmente o per niente illuminata dalla luce solare diretta.

Partendo infatti dalla fase di Luna Nuova essa inizia a mostrare la classica falce che cresce ogni giorno sino a diventare un disco nella fase di Luna Piena, per cominciare quindi a decrescere successivamente sino ad annullarsi nuovamente in una Luna Nuova.

Ciclo delle fasi lunari

L'intero ciclo delle fasi lunari, praticamente l'intervallo di tempo compreso fra due fasi uguali, dura circa 29,5 giorni è viene chiamato anche periodo sinodico o lunazione. Esso si compone di quattro fasi principali, separati a loro volta da altrettanti momenti intermedi che in successione vengono definiti:

• Luna Nuova - La Luna si trova nella stessa direzione del Sole (congiunzione), e perciò tramonta e

sorge con esso. Non è visibile, essendo occultata dall'intensa luce solare, anche se nei giorni

immediatamente precedenti o seguenti, quando essa mostra una esile falce, è debolmente illuminata

dalla luce cinerea ossia dai raggi solari riflessi dal nostro pianeta. Ha un'età di 0 giorni.

• Luna Crescente - La Luna mostra un disco parzialmente illuminato per meno della metà che è rivolto

verso Ovest.

• Primo Quarto - A 90° dal Sole verso Est (quadratura), la Luna sorge e tramonta 6 ore dopo di esso

mostrando mezzo emisfero illuminato che si trova rivolto verso Ovest. L'età è di 7,4 giorni.

• Gibbosa Crescente - La porzione di disco illuminato ammonta ad oltre la metà.

• Luna Piena - Dalla parte opposta al Sole (opposizione), la Luna è completamente illuminata. Sorge e

tramonta in maniera opposta al Sole, ossia con una differenza di 12 ore (180°), ed ha un'età di 14,7

giorni.

• Gibbosa Calante - Il disco lunare appare illuminato per oltre metà, ma in fase decrescente.

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• Ultimo Quarto - Il nostro satellite sta per completare il giro, si trova infatti nuovamente a 90° dal Sole,

ma questa volta verso Ovest, per cui sorge e tramonta 6 ore prima. L'emisfero illuminato volge ad Est ed

ha un'età pari a 22,1 giorni.

• Luna Calante - La frazione illuminata del disco lunare continua a decrescere mostrando ancora una

piccola parte che si trova rivolta verso Est.

Da ricordare inoltre come dall'età della luna alle ore zero del primo gennaio, valore che viene chiamato epatta, si ricavi la data della Pasqua e di tutte le altre feste religiose ad essa collegate, e che la parte illuminata è separata dall'altra, durante le fasi parziali, da una linea detta terminatore dove i raggi solari, a causa dell'angolo d'incidenza molto piccolo, fanno risaltare tutti i particolari della superficie.

Moti lunari

La Luna, essendo soggetta alle leggi della meccanica celeste come tutti gli altri corpi del sistema solare, compie un moto di rotazione attorno al proprio asse ed un moto di rivoluzione attorno alla Terra descrivendo un'orbita che risulta inclinata rispetto all'eclittica di circa 5 gradi.

Moto di rivoluzione lunare

Durante l'orbita attorno alla Terra, la Luna presenta una velocità orbitale variabile in maniera inversamente proporzionale alla distanza dal nostro pianeta (il cui valore medio ammonta a 384400 km). Ragion per cui avremo un minimo ed un massimo della velocità orbitale, a seconda che essa si trovi rispettivamente all'apogeo (il punto più lontano dalla Terra) od al perigeo (il punto più vicino alla Terra).

La direzione è da Ovest verso Est, mentre per il moto apparente del cielo, a causa della contemporanea rotazione della Terra nello stesso verso, la Luna sembrerà come trascinata dalla volta celeste in senso contrario, e perciò da Est verso Ovest. Tutto ciò si traduce in realtà in uno

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spostamento medio diurno, verso Est e rispetto alla sfera celeste, di circa 13°, che conseguentemente causerà un ritardo degli istanti di levata e tramonto pari a quasi 50 minuti.

Moto di rotazione lunare e librazioni lunari

La Luna compie inoltre una rotazione attorno al proprio asse, ma grazie alla perfetta sincronia fra questo movimento ed il suo moto di rivoluzione, essa volgerà sempre la stessa faccia verso la Terra, a causa delle reciproche interazioni gravitazionali. Praticamente è come una persona che girando attorno ad un tavolo mostra sempre lo stesso lato, compiendo alla fine un giro su se stessa.

Tuttavia la parte visibile non è come si potrebbe pensare limitata alla metà del globo lunare, ma allargata ad un 10% in più della superficie. Questo grazie al fenomeno delle librazioni, praticamente delle oscillazioni del corpo lunare che agiscono sia in longitudine che in latitudine. Nel primo caso, a causa della differente velocità orbitale, saranno visibili di volta in volta delle porzioni oltre i lembi orientale ed occidentale, mentre nel secondo caso, vista l'inclinazione dell'asse, saranno visibili alternativamente ora il polo Nord ed ora il polo Sud.

Principali periodi lunari

• Mese Siderale - la durata del periodo di rivoluzione che ammonta a 27,3 giorni;

• Mese Sinodico (o lunazione) - l'intervallo di tempo compreso fra due fasi uguali che è pari a 29,5

giorni;

• Mese Draconico - l'intervallo di tempo compreso fra due successivi passaggi allo stesso nodo orbitale,

che è pari a 27,2 giorni;

• Mese Anomalistico - il periodo compreso fra due successivi passaggi al perigeo che è uguale a 27,5

giorni.

Occultazioni

Le occultazioni ricorrono quando un corpo celeste passa davanti ad un altro di diverse dimensioni apparenti, frapponendosi così fra questo e l'osservatore, ed oscurandone in tal modo la visuale. Invece, nel caso particolare in cui il corpo occultante sia di dimensioni minori di quello occultato, si parlerà molto più semplicemente di transito.

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Le più rilevanti sono le occultazioni lunari che vedono la Luna interporsi fra noi e stelle, pianeti, asteroidi ed altri oggetti, causandone quindi la temporanea scomparsa. Ma accade anche che questi corpi siano a loro volta protagonisti attivi di tali eventi occultandosi reciprocamente, come ad esempio succede fra i satelliti di Giove ed il pianeta o più raramente fra asteroidi e pianeti stessi o fra questi e le stelle.

L'evento sebbene sia molto semplice, un corpo celeste che passa davanti ad un altro impedendone la visuale, presenta degli aspetti molto interessanti per l'osservazione astronomica. Infatti grazie ad esso è stato possibile in passato scoprire gli anelli di Urano, misurare il grado di separazione di alcune stelle doppie, determinare se un pianeta fosse o meno dotato di atmosfera. Nel 18° secolo ad esempio l'astronomo danese O. Romer, osservando l'immersione e l'emersione dei satelliti gioviani da dietro il disco del pianeta Giove, notò che i tempi variavano a seconda della distanza dalla Terra e che ciò era dovuto alla velocità della luce di cui ne riuscì a quantificare il valore.

Occultazioni lunari

Più comune è dunque l'occultazione lunare di stelle e pianeti, considerando anche che essi presentano a volte un elevato grado di magnitudine, che rende il fenomeno visibile persino ad occhio nudo.

Inoltre tutti i corpi celesti, sebbene sottoposti alla rotazione della sfera celeste che appare trascinarli in maniera sincrona, sono in effetti dotati di un "moto proprio", che è tanto più rapido quanto è minore la loro distanza dalla Terra. La Luna allora, essendo quello più vicino al nostro pianeta, sembrerà andare incontro ad ogni altro oggetto che avvicinandosi piano piano entrerà prima in contatto con il bordo del disco lunare, per poi scomparire dietro ad esso e riapparire dopo un certo periodo di tempo dal lato opposto. Quando invece il passaggio avviene radente, è possibile addirittura assistere con gli strumenti ottici ad una serie di sparizioni ed apparizioni del corpo occultato dietro le alture lunari.

Naturalmente nei casi di Luna crescente l'oggetto si immergerà dal lato oscuro per riapparire da quello illuminato, viceversa con Luna calante le parti si invertiranno. Da tutto questo si evidenziano due fasi principali:

• Immersione - corrispondente all'istante in cui il corpo occultato scompare dietro quello occultante;

• Emersione - l'istante del suo successivo riapparire.

Sono da considerare anche due parametri:

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• Angolo di Posizione (AP) - ovvero la distanza angolare fra il punto più a Nord del disco lunare e quello

di contatto fra i due corpi;

• Angolo di Cuspide (AC) - che invece riguarda la distanza fra il punto di contatto e l'estremità del

terminatore più vicina ad esso.

Tuttavia l'osservazione di ognuno di questi momenti è condizionata dall'illuminazione del bordo lunare che li rende più difficilmente visibili di quando esso sia buio, mentre la loro durata dipende dalle dimensioni apparenti dell'oggetto occultato, ammontando anche a diverse decine di secondi nei casi in cui pianeti come Giove e Saturno siano all'opposizione.

L'intervallo di tempo compreso fra essi, e perciò la durata complessiva dell'evento, in media 1 ora, dipende invece dal moto proprio del corpo celeste, dalla velocità della Luna, che com'è noto varia fra un massimo (al perigeo, il punto dell'orbita più vicino alla Terra) ed un minimo (all'apogeo, il punto più lontano), e dalla posizione del contatto raggiungendo quindi un valore più alto in occasione di una occultazione centrale, ovvero per un passaggio al centro del disco.

Per quanto riguarda la visibilità di ogni singolo evento c'è da dire che esso è osservabile in maniera diversa a seconda della posizione dell'osservatore, che potrà assistere ad una congiunzione, ad una occultazione radente od al fenomeno vero e proprio se la località d'osservazione è esterna, tangente o interna alla proiezione del disco lunare.

Periodicità del fenomeno

Un altra caratteristica di questo evento è il suo verificarsi in serie, ossia il ripetersi dell'occultazione lunare dello stesso corpo a distanza di qualche mese. Il pianeta Saturno è stato ad esempio protagonista di una serie compresa il 2001 ed il 2002, con due episodi visibili anche dall'Italia in Novembre e Dicembre 2001.

Tutto ciò è una diretta conseguenza del fatto che l'orbita lunare, inclinata di circa 5° rispetto all'eclittica, interseca quest'ultima in 2 punti detti nodi che sono uniti da una retta immaginaria chiamata "linea dei nodi". Questa a sua volta regredisce ogni anno di 19° sul piano eclittico per il fenomeno della "retrogradazione dei nodi", compiendo quindi una rivoluzione completa in 18,6 anni. In tal modo anche l'orbita lunare si sposterà rispetto allo sfondo celeste occultando per due serie di volte lo stesso settore: una prima volta in fase ascendente, ed una seconda volta in fase discendente dopo 9,3 anni.

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Essendo però la zona di visibilità legata alla posizione della Luna, o meglio alla proiezione di questa sulla superficie terrestre, la serie delle occultazioni sarà inizialmente visibile dall'emisfero australe verso quello boreale e dopo 9,3 anni in senso inverso.

Il fenomeno delle maree

Le maree sono l'effetto più tangibile dell'influenza esercitata dal Sole e dalla Luna sul nostro pianeta, e sono quindi causate in maniera diretta dalla forza di gravitazione universale che vuole due qualsiasi corpi attrarsi in maniera reciproca in funzione della propria massa e della distanza che li separa.

Origine delle maree

La Luna esercita infatti una forza di attrazione sulla Terra che maggiormente si ripercuote sulla massa liquida perchè questa, a differenza di quella solida, è più soggetta alle deformazioni.

Ad incrementare il fenomeno concorre anche il Sole con la sua forza di attrazione che comunque agisce in misura minore di quella lunare infatti, anche se più grande, la nostra stella dista dalla Terra 400 volte più della Luna, con la conseguenza che il nostro satellite farà sentire la sua influenza 2,2 volte di più.

Il risultato di queste forze mareali sarà allora un'oscillazione della massa liquida che provocherà in ogni istante un rigonfiamento del livello delle acque che si rifletterà anche nella parte opposta della Terra per cause che vedremo. Viceversa in altri due punti, diametralmente opposti, avremo due abbassamenti. Sono i cosiddetti fenomeni di alta e bassa marea che nell'ambito di un giorno lunare, 24 ore e 50 minuti, si verificheranno nello stesso luogo con una periodicità di 12 ore e 25 minuti ed un intervallo fra uno e l'altro di 6 ore 12 minuti e 30 secondi circa.

Oltre alla forza di gravitazione universale in questo fenomeno entra in gioco anche un'altra forza, quella centrifuga. Infatti la Terra e la Luna, legati da mutua attrazione, costituiscono un unico sistema che ruota attorno ad un baricentro collocato a circa 4800 km dal centro della Terra in direzione della Luna, con il risultato che la massa delle acque che si trova dalla parte opposta alla Luna si gonfia appunto per la forza centrifuga derivante dalla rotazione del sistema.

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I livelli d'innalzamento delle acque si fanno sentire particolarmente vicino le coste e possono raggiungere anche i 15 metri, mentre in mare aperto o in mari chiusi come l'Adriatico, toccano il metro di altezza.

C'è da dire infine che oltre ad agire sulla massa liquida questo fenomeno influenza anche il moto di rotazione della Terra. Infatti la Luna trascinando con sè le acque, agisce come un freno sul nostro pianeta, con il risultato di farne rallentare il periodo di rotazione, e dunque la durata del giorno, che va crescendo sempre più anche se in maniera impercettibile.

Classificazione delle maree

La maree comunque possono essere distinte in:

• Lunari - quando l'innalzamento delle acque si verifica in direzione della Luna;

• Antilunari - quelle che si creano nella direzione opposta;

• Equinoziali o Vive - nei periodi di Luna Piena o Nuova e perciò quando all'allineamento si aggiunge

anche il Sole;

• di Quadrature o Morte - al primo o all'ultimo quarto è perciò quando il nostro pianeta ed i due astri

maggiori formano un angolo di 90°.

Origine delle eclissi

Il fenomeno in se stesso avviene perchè la Luna durante il suo moto orbitale attorno alla Terra, assume delle posizioni che la vedono ora in opposizione (L-T-S) ed ora in congiunzione (T-L-S). Così nel primo caso essa sarà dalla parte opposta al Sole, con il nostro pianeta in mezzo e nella fase di Luna Piena, mentre nel secondo caso si troverà nella sua stessa direzione, e dunque fra esso e la Terra, nella fase di Luna Nuova.

Essendo però dei corpi rigidi, e dotati dunque di una certa massa, sia la Luna che la Terra creeranno dei coni d'ombra e di penombra che si proietteranno nello spazio. Accadrà allora che il globo terrestre, proiettando dei coni d'ombra e di penombra, impedirà a quello lunare di essere

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illuminato dai raggi solari. Viceversa quando è la Luna a stare in mezzo, e dunque a generare un cono d'ombra ed uno di penombra, sarà la volta di una parte della superficie terrestre a non essere illuminata dalla luce solare.

L'orbita lunare e quella terrestre (eclittica) non stanno comunque sullo stesso piano, la prima ha infatti un'inclinazione di circa 5° rispetto alla seconda. Da tutto ciò deriva allora che i 2 piani orbitali si intersecheranno in due punti, i nodi lunari, nelle cui vicinanze i tre corpi possono essere allineati provocando le eclissi. Se così non fosse ad ogni Luna Nuova avremmo un'eclisse di Sole, così come ad ogni Luna Piena ne avremmo una di Luna.

Ciclo di Saros

Una caratteristica delle eclissi è la loro periodicità, ovvero il loro ripetersi con la stessa sequenza dopo un periodo che venne chiamato ciclo di Saros e che fù scoperto dagli antichi astronomi babilonesi. Infatti, dipendendo dalle relative posizioni della Terra e della Luna, e visto che i loro moti sono pressocchè regolari, e partendo dal fatto che perchè si verifichi un'eclissi il nostro satellite deve essere in fase di Luna Nuova o di Luna Piena, e quindi in prossimità di una delle due intersezioni dell'orbita lunare con il piano dell'orbita terrestre, i nodi lunari, si hanno dei periodi denominati:

• Mese Draconico - l'intervallo di tempo fra 2 successivi passaggi della Luna allo stesso nodo che è uguale

a 27,2 giorni;

• Mese Sinodico - il periodo compreso fra 2 fasi uguali che corrisponde invece a 29,5 giorni;

• Mese Anomalistico - l'arco di tempo impiegato dal nostro satellite a raggiungere per 2 volte

consecutive il perigeo, che ammonta a 27,5 giorni.

Affinchè dunque tutto si ripeta alla stessa maniera è necessario che questi tre periodi siano fra loro sincronizzati e contenuti in un ciclo multiplo di giorni. Si ha allora che 242 mesi draconici sono pari a 223 sinodici e a 239 anomalistici che corrispondono a circa 6585,3 giorni. Perciò dopo tale periodo di tempo, 18 anni, 10 giorni e 8 ore (o 18 anni, 11 giorni e 8 ore, a seconda che vi siano inclusi 4 o 5 anni bisestili) tutto si ripeterà alle medesime condizioni con la Luna alle stesse posizioni rispetto al Sole, ai nodi ed alla Terra.

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Considerando inoltre la frazione di giorno, le 8 ore, l'evento si verificherà alla stessa ora, ma a 120° di longitudine Ovest rispetto alla località precedente. Ragion per cui dopo 3 cicli completi, ossia dopo 54,1 anni, corrisponderanno sia la data che la località.

Eclisse lunare

Una eclisse lunare si verifica quando la Luna, in opposizione, e perciò in fase di Luna Piena, attraversa il cono d'ombra generato dal globo terrestre e si trova in prossimità di uno dei nodi lunari. Può essere di tre tipi:

• Penombra - se attraversa il cono di penombra;

• Parziale - se è interessata dal fenomeno, ovvero è immersa nel cono d'ombra solo parzialmente;

• Totale - quando è totalmente immersa nel cono d'ombra.

Giacchè il nostro pianeta proietta anche un cono di penombra, il disco lunare può essere oscurato solo lievemente, rimanendo comunque visibile, essendo illuminato dalla luce solare deviata dall'atmosfera terrestre che le conferisce un colore rossastro.

Analogamente all'eclissi solari le fasi che caratterizzano il fenomeno, nella versione totale, sono:

• 1° Contatto - il bordo del disco lunare e quello del cono d'ombra si toccano dando inizio all'evento;

• 2° Contatto - inizia l'immersione nel cono d'ombra;

• Totalità - il centro del disco lunare e quello del cono d'ombra sono alla minima distanza angolare;

• 3° Contatto - inizia l'emersione dal cono d'ombra;

• 4° Contatto - la Luna esce dal cono d'ombra generato dalla Terra decretando la fine dell'evento.

Da notare anche che tutte le eclissi di Luna totali, prima e dopo la fase massima, sono sempre precedute da una fase di penombra e da una parziale, e seguite da una parziale ed una di penombra.

A differenza di quella solare, l'eclissi lunare è visibile da tutto l'emisfero dove il nostro satellite appare sopra l'orizzonte ed in un anno se ne possono osservare in genere due, anche se vi sono dei casi in cui si può arrivare a tre. La durata massima di ogni singolo fenomeno è di circa 2 ore.

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Calendario delle passate e prossime eclissi lunari

Data Tipo Zona di visibilità

» 16 Maggio 2003 » 09 Novembre 2003 » 04 Maggio 2004 » 28 Ottobre 2004 » 24 Aprile 2005 » 17 Ottobre 2005 » 14 Marzo 2006 » 07 Settembre 2006 » 03 Marzo 2007 » 28 Agosto 2007 » 21 Febbraio 2008 » 16 Agosto 2008 » 09 Febbraio 2009 » 07 Luglio 2009 » 06 Agosto 2009 » 31 Dicembre 2009 » 26 Giugno 2010 » 21 Dicembre 2010

totale totale totale totale penombra parziale penombra parziale totale totale totale parziale penombra penombra penombra parziale parziale totale

Africa, America, Europa, Pacifico Asia, Africa, America, Europa Africa, Sud America, Australia, Europa Africa, America, Asia, Europa Asia, Australia, America, Pacifico Asia, Australia, Pacifico, Nord America America, Africa, Asia, Europa Asia, Africa, Australia, Europa Africa, America, Asia, Europa Asia, America, Pacifico Africa, America, Europa, Pacifico Africa, Asia, Europa, Sud America Asia, Australia, Europa, Pacifico America, Pacifico, Oceania Africa, America, Asia, Europa Africa, Asia, Europa Asia, Australia, Pacifico America, Europa, Pacifico

Astronautica - Sonde e missioni spaziali

L'inizio dell'esplorazione dello spazio può essere collocato nel 1957, quando l'Unione Sovietica lanciò il primo satellite artificiale, lo Sputnik 1. Da allora è stato un susseguirsi di lanci, che hanno portato l'astronautica mondiale a conseguire tutta una serie di successi: dal primo volo umano attorno alla Terra (Y. Gagarin) fino alla conquista della Luna con l'Apollo 11.

Esaurita l'esplorazione lunare, il campo d'indagine si è allargato al Sole, ai pianeti ed ai corpi minori, con delle missioni con cui è stato possibile cartografare Mercurio, Venere e Marte, analizzare profondamente l'ambiente della nostra stella e dei pianeti gioviani, e studiare oggetti come le comete e gli asteroidi.

Classificazione delle sonde spaziali

Lo studio del sistema solare avviene mediante sonde automatiche che possiamo così suddividere:

Flyby spacecraft - Comprendono quei veicoli spaziali che effettuano ricognizioni e passaggi ravvicinati, seguendo un'orbita eliocentrica od una traiettoria di fuga, senza entrare in orbita attorno al corpo celeste da studiare (es. Voyager, Pioneer, ecc...).

Orbiter - Fanno parte di questo gruppo le sonde che analizzano un corpo celeste entrando in orbita attorno ad esso. Sono capaci di operare anche autonomamente, soprattutto quando passano sopra l'emisfero del pianeta opposto alla Terra (interruzione comunicazione) od al Sole (forte escursione termica) (es. Magellan, Galileo, Mars Odissey 2001, ecc...).

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Probe - Sono delle speciali sonde progettate per lo studio dell'atmosfera dei pianeti, che generalmente non necessitano di propulsione, in quanto sono portate a destinazione da un altro veicolo spaziale, quasi sempre un orbiter (es. Probe di Galileo, Huygens di Cassini, ecc ....).

Lander - Moduli per la discesa sulla superficie dei pianeti, effettuano l'analisi del suolo (composizione e distribuzione degli elementi chimici) e degli strati atmosferici più bassi, oltre alla ripresa di immagini (es. Mars Pathfinder, Viking, ecc...). Possono essere incluse in questa categoria, anche quelle sonde che impattando con la superficie sopravvivono il tempo utile a studiare il sottosuolo (es. Luna 1, Deep space 2, ecc...).

Rover - Sonde automatiche semoventi, alimentate da batterie elettriche, che effettuano l'esplorazione della superficie e la ripresa di immagini (es. Sojourner, Jeep lunare, ecc...).

Osservatori spaziali - Particolari sonde, che seguendo un'orbita solare o terrestre, permettono di indagare e studiare l'universo, a prescindere dalle distorsioni e dalle limitazioni introdotte dall'atmosfera terrestre, e quindi non solo nel campo della luce visibile, ma anche nella restante parte dello spettro della radiazione elettromagnetica: raggi X, Ultravioletti, Gamma ed Infrarossi (es. Chandra X-Ray Observatories, Hubble Space Telescope, ecc... ).

Vettori di lancio

Tutti questi veicoli spaziali vengono portati nello spazio impiegando la propulsione di quei motori a reazione che equipaggiano i cosiddetti missili o razzi vettori, che sfruttando l'espulsione ad alta velocità di particelle, e provocando quindi una forza contraria alla gravità terrestre, sospingono in alto le sonde, permettendo a queste di sottrarsi all'attrazione gravitazionale del nostro pianeta. Come combustibile, dal lancio sino all'arrivo nello spazio esterno, vengono usati propellenti di natura solida e liquida. I primi sono più semplici da impiegare, ma i motori basati su questo genere di alimentazione possono essere avviati una volta sola. Viceversa quelli liquidi, permettono diverse riaccensioni, e quindi un più ottimale impiego. Fra gli attuali veicoli di lancio abbiamo:

• Expendable Launch Vehicle - usati una volta sola, sono i famosi missili Delta, Titan, Arianne, Atlas,

Proton e Soyuz.

• Space Transportation System - meglio conosciuto come Space Shuttle, "navetta spaziale".

Riutilizzabile per più volte, con il suo ausilio è stato posto in orbita terrestre l'H.S.T. e sono state lanciate

le sonde Galileo, Magellan ed Ulysses.

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foto JPL-NASA

Fase preparatoria - A.T.L.O.

Ogni missione passa attraverso una fase preparatoria, l'A.T.L.O. (Assembly, Test and Launch Operations), che comprende la costruzione, il controllo e quindi il trasporto del veicolo spaziale alla rampa di partenza, dopo la quale inizia un periodo definito "finestra", l'intervallo di tempo utile ad effettuare il lancio, che dipende dai moti della Terra e dalle posizioni dei pianeti. Infatti, al fine di poter trarre giovamento dalla velocità del nostro pianeta, il lancio sarà effettuato nella stessa direzione della rotazione o della rivoluzione della Terra, e limitato a determinati periodi del giorno, solitamente quando la linea del terminatore passa per il sito di lancio, che perciò avverrà di sera (in direzione dell'orbita) od all'alba (nella direzione contraria). Tenendo conto invece della posizione ravvicinata di pianeti, che possano eventualmente fungere da vere e proprie fionde gravitazionali per raggiungere mete più lontane, il margine di tempo si allargherà a diverse settimane.

Traiettorie orbitali

Raggiunto lo spazio esterno, ogni veicolo spaziale viene sospinto e posizionato su determinate traiettorie curve, dove il combustibile principale diviene la forza gravitazionale. Le sonde infatti, al pari di ogni altro corpo del sistema solare, rispondono alle regole dettate dalle leggi di Keplero, muovendosi quindi secondo delle orbite ellittiche, in senso diretto o retrogrado, che saranno caratterizzate dagli stessi parametri di quelle dei pianeti: gli elementi orbitali.

Una volta lanciata ogni sonda può essere considerata come posta su un'orbita eliocentrica, per cui per raggiungere qualsiasi destinazione dovranno essere effettuate delle opportune correzioni orbitali, avvalendosi anche dell'attrazione derivante da passaggi ravvicinati con masse planetarie, che avverranno avvicinandosi ad un pianeta da dietro, mentre questo procede verso il Sole, così da ottenere un incremento della sua velocità, od in maniera contraria, per effettuare una decellerazione.

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Sistemi di monitoraggio della missione

Durante il viaggio il veicolo spaziale sarà continuamente monitorato attraverso il Deep Space Network, che avvalendosi delle tre stazioni, dislocate a 120° di longitudine l'una dall'altra (USA, Spagna ed Australia), in modo da avere una copertura totale, instaurerà una comunicazione bidirezionale tramite la quale verranno rilevati i seguenti valori:

• Velocità - misurando le variazioni di frequenza dei segnali radio (effetto doppler), con le quali si otterrà

la velocità relativa alla Terra;

• Distanza - dal tempo occorrente fra la trasmissione e la successiva ricezione di un segnale radio.

Riguardo a quest'ultimo parametro, si utilizzeranno anche altri metodi:

• Triangolazione - come avviene per le misurazioni terrestri, impiegando due fra le stazioni del DSN;

• Very Long Baseline Interferometry - effettuata ancora una volta con due stazioni del DSN, che

immediatamente dopo aver tracciato il percorso della sonda, saranno puntate verso una pulsar di cui si

conoscono con precisione le coordinate astronomiche. Da questo metodo si ricaveranno velocità e

distanza radiali.

Conoscendo questi valori è dunque possibile seguire le sonde spaziali nei loro viaggi interplanetari, anche se esse sono comunque dotate di sistemi per la navigazione ottica, basati sul puntamento di determinate stelle, del Sole e di altri oggetti celesti. Nel calcolo delle traiettorie vanno considerati inoltre diversi fattori (vento solare, attrito atmosferico, ecc....), che se non preventivamente calcolati possono provocare un'inutile dispendio di tempo e di risorse economiche, se non addirittura il mancato obiettivo della missione o la perdita del veicolo. Per far fronte a questi imprevisti le sonde sono quindi dotate di piccoli razzi che entrano in funzione per apportare le correzioni di traiettoria od anche durante le operazioni di inserimento in orbita.

Inserimento in orbita

Soprattutto quest'ultima operazione è abbastanza delicata in quanto ogni sonda, nel momento in cui inizierà ad orbitare attorno ad un pianeta, sarà praticamente occultata da esso, che ne impedirà anche ogni comunicazione con la Terra, sino a quando essa non riemergerà dall'altra parte. La traiettoria iniziale sarà di forma ellittica, per essere poi "circolarizzata" mediante la tecnica dell'aerobreaking, ossia avvalendosi dell'attrito con gli strati atmosferici, che frenando il

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veicolo ne ridurranno automaticamente il periodo orbitale e quindi il punto di massima distanza dal pianeta.

Generalmente le orbite seguite sono di due tipi:

• Equatoriali - od a bassa inclinazione, per effettuare lo studio dell'atmosfera, degli eventuali satelliti ed

anelli e quindi della magnetosfera;

• Polari - quando bisogna effettuare la mappatura della superficie o lo studio delle regioni prossime ai poli.

Finita la missione le sonde vengono fatte precipitare sul pianeta, ma a volte accade che esse, sebbene operino in un'ambiente talmente ostile ed usurante, siano ancora in ottimo stato da essere destinate ad un prosieguo, magari verso altri corpi celesti ed altre destinazioni, così come è successo per le sonde Voyager e Pioneer.

Sonde e missioni spaziali

• MIR

• I.S.S.

• Shuttle

• Missioni orbitali terrestri

• Esplorazione lunare

• Osservatori spaziali

• Missioni interplanetarie

Mir

Progettata per una operatività di 5 anni la MIR, la prima vera stazione spaziale di costruzione sovietica, ha protratto la propria vita per 15 anni segnando una serie di primati a partire dal 20 Febbraio 1986 quando venne lanciato il modulo principale.

La sua costruzione è stata completata in orbita dove sono stati connessi gli altri moduli, ognuno dei quali lanciato separatamente fra l'86 ed il '96, che l'hanno portata ad avere una struttura complessiva della massa di 130 tonnellate per una lunghezza di 40 metri ed un volume interno di circa 400 metri cubi. Collocata a circa 400 km dalla Terra, essa compieva una rivoluzione completa in 90 minuti con una inclinazione di 51,6°.

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foto NASA

Essenzialmente era composta da 6 differenti moduli:

• modulo principale - lungo 13 metri per 4 di diametro, aveva una massa di 20 tonnellate e

comprendeva gli alloggi, l'area di comando, i sistemi di alimentazione elettrica, i laboratori ed i 6 nodi

di interconnessione con le altre componenti della stazione spaziale;

• Kvant 1 - lanciato il 31/3/87 conteneva oltre 1500 kg di strumenti fra i quali 3 telescopi, 5 rivelatori

di raggi X ed uno di raggi ultravioletti, alcuni spettrometri ed un magnetometro;

• Kvant 2 - aggiunto nell'89 era equipaggiato con pannelli solari, strumenti per la produzione di

semiconduttori e portellone di uscita per le attività extraveicolari;

• Kristall - progettato per l'esperimentazione a bordo in assenza di gravità, è stato agganciato nel

1990, ed era anch'esso dotato di pannelli solari oltre a rivelatori di raggi cosmici, serre per la

coltivazione di piante e porte di aggancio per le navette spaziali;

• Spektr - composto da pannelli solari e strumentazioni varie, è stato costruito con la collaborazione

della NASA;

• Priroda - l'ultimo modulo ad essere assemblato, era dotato di strumenti per l'osservazione scientifica

della Terra.

Particolare rilevanza ha ricoperto la collaborazione nata fra la RASA e la NASA che si è concretizzata nel programma Shuttle-Mir, dove alle capacità della MIR, che forniva un grande e vivibile laboratorio, si sono unite quelle della navetta spaziale che provvedeva invece al trasporto di persone, provviste e materiali oltre ad un'ampliamento temporaneo delle aree abitabili e di lavoro.

lo Shuttle visto dalla MIR - foto NASA

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Eccetto per due brevi periodi, fra l'86 e l'87 e nell'89, la Mir è stata permanentemente abitata fino all'Agosto 1999 da 59 astronauti per complessive 25 missioni sovietiche e 30 internazionali, nelle quali sono stati compiuti oltre 14000 esperimenti scientifici e ben 66 attività extraveicolari.

Il 23 Marzo 2001, dopo aver scritto in 15 anni una delle più gloriose pagine dell'astronautica mondiale, la Mir ha terminato la sua avventura spaziale rientrando nell'atmosfera dove si è distrutta in gran parte, mentre i residui precipitavano nell'Oceano Pacifico.

Stazione Spaziale Internazionale

Sulla base dell'accordo firmato a Washington il 29 Gennaio 1998 gli USA, insieme alla Russia, al Canada, al Giappone, ed ai paesi europei, diedero il via al più ambizioso progetto spaziale: la costruzione della Stazione Spaziale Internazionale. Un'opera colossale che darà vita nel 2004 ad una gigantesca struttura orbitante che raggiungerà le dimensioni di un campo di calcio: 108 metri di lunghezza per 74 di larghezza. La massa totale sarà di 415 tonnellate, mentre il volume interno ammonterà ad oltre 1200 metri cubi, con sei laboratori per l'esperimentazione scientifica ed una capacità alloggiativa di 7 persone che permarranno da tre a sei mesi.

foto NASA

Per il completamento dell'operazione, il cui costo sarà di 60 miliardi di dollari, occorreranno oltre 40 missioni effettuate con la navetta spaziale Shuttle, con la Soyuz e con altri vettori dei paesi partecipanti. La I.S.S. una volta completata percorrerà un'orbita inclinata di 51,6° ad una distanza dalla Terra di 460 km, coprendo quindi una intera rivoluzione della Terra in 90 minuti alla velocità di 28000 km/h.

Il lancio del primo modulo, lo Zayra di costruzione russa, è avvenuto nel 1998, a cui si andranno aggiungendo tutti gli altri che verranno agganciati direttamente in orbita dagli astronauti che alla fine collezioneranno ben 600 ore di attività extraveicolare. A collegare tutti i componenti ci saranno dei nodi di interconnessione di 4,6 metri di diametro per 7 di lunghezza per un peso di 14 tonnellate.

Per i viaggi di andata e ritorno dalla Terra saranno utilizzate le navette spaziali con le quali oltre all'equipaggio saranno trasportati anche materiali, rifornimenti e strumenti vari che troveranno posto in speciali contenitori allocati nella stiva dello Shuttle o in capsule sistemate nei vettori di lancio. Particolare attenzione sarà posta nell'installazione dei moduli abitativi, che forniranno ogni comfort all'equipaggio, ed in quella dei moduli di laboratorio dove verranno eseguiti i vari esperimenti scientifici.

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foto NASA

L'alimentazione elettrica a bordo sarà invece fornita da 24 pannelli solari (38 metri per 13), che svilupperanno una potenza complessiva di 110 kw, e che saranno costantemente puntati verso il Sole onde garantire la massima esposizione. Il sistema sarà comunque integrato da batterie ricaricabili che interverranno durante i passaggi dell'I.S.S. attraverso il cono d'ombra generato dalla Terra.

Completeranno la dotazione della stazione spaziale dei giganteschi bracci meccanici snodabili delle lunghezza di 16 metri, capaci di spostare oltre 20 tonnellate, ed una navicella spaziale di salvataggio permanentemente ancorata all'esterno.

Fra gli scopi del progetto: la ricerca medico e scientifica nel campo dell'assenza di gravità, con produzione di speciali materiali e leghe altrimenti impossibili da realizzare sulla Terra, lo studio degli effetti sul corpo umano di una prolungata permanenza nello spazio ed infine la possibilità di figurare come rampa di lancio per future missioni interplanetarie.

Space Shuttle

Lo Space Shuttle, prima navetta spaziale riusabile, e prima a porre direttamente in orbita satelliti di grandi dimensioni, fà parte di un progetto denominato Space Transportation System (STS). Esso viene lanciato in verticale come un razzo, manovrato in orbita terrestre come un qualsiasi altro veicolo spaziale e fatto atterrare planando come un normale aereo di linea.

foto NASA

I tre attualmente in funzione sono: il Discovery, l'Atlantis, e l'Endeavour. Sono comunque tristemente degni di nota anche il Columbia, il primo ad essere stato costruito nel Marzo del 1979, ed il Challenger, introdotto nel 1982, per gli spaventosi incidenti che rispettivamente nel 2003 e nel 1986 comportarono la perdita dei rispettivi equipaggi e di ambedue le navette spaziali.

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Ognuno di essi consiste praticamente in tre differenti componenti:

• l'orbiter - il veicolo orbitale e di rientro, nel quale trovano posto l'equipaggio ed i vari materiali e

strumenti. Esso è dotato di 3 motori principali, spenti dopo i primi 8 minuti di volo, e di altri motori

minori che entrano in funzione durante le operazioni di inserimento e correzione dell'orbita, nonchè

durante il ritorno a Terra;

• un grande serbatoio esterno - contenente idrogeno ed ossigeno liquidi che fornisce il propellente ai

motori principali e che viene distaccato ad oltre 100 km di quota;

• due razzi ausiliari (Solid Rocket Booster) - che garantiscono la spinta iniziale fino a circa 2 minuti

dopo il lancio ed ad un'altezza approssimativa di 50 km, oltre la quale vengono sganciati.

Tutti i componenti sono recuperati e riutilizzati, eccetto il serbatoio che si distrugge per l'attrito atmosferico.

La dotazione prevede inoltre un grande braccio estensibile, un'area abitativa ed una grande stiva (18 x 5 metri con una capacità di carico di 30 tonnellate) nella quale hanno trovato posto sinora tutti i veicoli spaziali posti in orbita fra i quali il Telescopio Spaziale Hubble e la sonda Galileo. All'esterno uno speciale rivestimento anticalore che protegge dall'attrito con gli strati atmosferici durante la delicata fase di rientro.

Normalmente ogni missione è pianificata per durare da 5 a 16 giorni, mentre la più lunga è stata la STS-80 del Novembre 1996, durata appunto 17,5 giorni. Il minimo numero di astronauti (due) a bordo lo si è avuto durante i primi voli, mentre al massimo si sono raggiunte le otto unità.

Lo Shuttle è progettato per effettuare l'inserimento in orbita fra 185 e 643 km di altezza ed è attualmente il più affidabile fra i veicoli di lancio con oltre 1,36 milioni di carico inserito in orbita e 600 membri d'equipaggio trasportati. Sin dal 1992 la sicurezza di volo è stata triplicata, il numero di problemi verificatisi è diminuito del 70% ed il costo totale di ogni missione è stato ridotto del 40%, pur consentendo un incremento del carico trasportabile di ulteriori 8 tonnellate.

Missioni orbitali terrestri

Prime missioni spaziali

La storia dell'astronautica mondiale fonda le proprie origini nella missilistica tedesca, che dopo la 2a guerra mondiale divenne patrimonio degli USA e dell'URSS. Infatti, sulla base degli studi e delle ricerche intraprese a partire da tale esperienza, nel 1957, con il lancio dello Sputnik 1 da parte dell'Unione Sovietica, iniziò una gara fra le due superpotenze, che alimentata dalla guerra fredda avrebbe fortunatamente contribuito solo ad un incremento del progresso tecnologico, ponendo le fondamenta per la successiva conquista dello spazio. (foto HQ-NASA)

• Sputnik 1 (Ottobre 1957) - l'URSS lancia il 1° satellite artificiale dal cosmodromo di Baikonur in

Kazakhistan;

• Sputnik 2 (Novembre 1957) - 2° lancio con a bordo la cagnetta Laika;

• Explorer 1 (Gennaio 1958) - 1° satellite artificiale lanciato dagli USA, scopre la fascia di Van Allen e

trasmette per 5 mesi dati sulla magnetosfera terrestre;

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• Vanguard 1 (Marzo 1958) - individua lo schiacciamento polare della Terra.

• Score/Atlas (Dicembre 1958) - prima trasmissione radio dallo spazio verso la Terra;

• Vanguard 2 (Febbraio 1959) - prima trasmissione radio-tv dallo spazio;

• Discoverer 1 (Febbraio 1959) - primo satellite entrato in orbita polare attorno alla Terra;

• Explorer 6 (Agosto 1959) - trasmissione della prima foto della Terra ripresa dallo spazio;

• Explorer 7 (Ottobre 1959) - studio radiazioni e tempeste magnetiche;

• Vostok (12 Aprile 1961) - Yuri Gagarin compie il primo volo umano nello spazio trascorrendo 108

minuti in orbita terrestre.

Sputnik Explorer Vanguard

Progetto Mercury

Scopo del programma era la messa a punto tecnologica e l'addestramento degli astronauti in proiezione delle future missioni lunari. La navicella era equipaggiata con diversi strumenti per il controllo e l'assetto di volo, con uno scudo termico e con 3 razzi per l'uscita dall'orbita ed il rientro a Terra che avveniva nell'oceano, dove essa veniva recuperata insieme al pilota. Il peso in orbita era di 1500 kg, per un'altezza di 2,7 metri ed una larghezza di 1,9. (foto KSC-NASA)

• Mercury 1 (Gennaio 1961) - 1° volo con a bordo uno scimpanzè;

• Mercury 3 (Maggio 1961) - A. Shepard diviene il 1° astronauta americano nello spazio;

• Mercury 6 (Febbraio 1962) - J. Glen compie il 1° volo orbitale alla velocità di 28000 km/h;

• Mercury 8 (Ottobre 1962) - W. Schirra rimane in orbita per 9 ore e 13 minuti;

• Mercury 9 (Maggio 1963) - G. Cooper lancia il 1° satellite artificiale in volo.

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Progetto Gemini

Esaurita la fase Mercury, la NASA passò al progetto Gemini con un veicolo spaziale biposto, del peso di 3810 kg per 5,8 metri di lunghezza e 3 di larghezza, che aveva lo scopo di incrementare la durata dei voli, di perfezionare la tecnica dell'aggancio spaziale, l'addestramento degli astronauti nell'attività extraveicolare e le tecniche di rientro. La navicella era costituita da tre parti, ed all'interno trovavano posto gli strumenti elettronici per il controllo di volo che venivano coadiuvati da un sistema radar in grado di misurare la distanza e l'inclinazione dei veicoli durante le operazioni di aggancio. (foto JSC-NASA)

• Gemini 4 (Giugno 1965) - E. White compie la prima attività extraveicolare in collegamento radio-tv

con la Terra;

• Gemini 5 (Agosto 1965) - 120 orbite terrestri e prove di aggancio spaziale;

• Gemini 6 e 7 (Dicembre 1965) - aggancio spaziale fra le due navicelle;

• Gemini 11 (Settembre 1966) - raggiunge la massima altezza di 1189 km;

• Gemini 12 (Novembre 1966) - ultimo volo della serie, E. Aldrin compie il record con una passeggiata

spaziale di 5 ore e trenta minuti.

Skylab

Primo esempio di stazione spaziale, è stata lanciata il 14 Maggio 1973 da Cape Canaveral in Florida, ed era costituita da una struttura di 91 tonnellate, per una altezza di 36 metri ed un diametro di 6,7, realizzata utilizzando le scorte di materiale del progetto Apollo, in particolare il modulo abitativo, che derivava infatti dal terzo stadio del vettore Saturn V. Era inoltre equipaggiata con pannelli solari, capaci di fornire un'alimentazione elettrica di 7,2 kw, con un prototipo di telescopio spaziale e con il modulo di aggancio per la capsula Apollo, tramite la quale gli equipaggi compivano il viaggio di A/R dalla Terra. A bordo sono stati compiuti diversi esperimenti, fra i quali quello della presenza di 2 ragni battezzati Anita ed Arabella. Dopo la terza missione venne riportata ad un'altezza minore, da dove precipitò distruggendosi nell'atmosfera terrestre. (foto Science.NASA)

Apollo - Soyuz

Primo esempio di cooperazione spaziale fra USA ed URSS, la missione Apollo-Soyuz comprendeva un aggancio fra le due navicelle, delle quali quella americana era derivata dal programma Apollo ed integrata dei sistemi di attracco. Quella sovietica pesava invece circa 6 tonnellate per una lunghezza di 7,5 metri ed un'altezza di 2,7. I 2 veicoli spaziali vennero lanciati il 15 Luglio 1975, rispettivamente da Cape Canaveral e da Baikonur,

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a distanza di sei ore l'uno dall'altro. L'aggancio avvenne regolarmente, e quindi i due equipaggi diedero il via a degli esperimenti comuni dopo i quali iniziarono le operazioni di rientro. (foto JSC-NASA)

Esplorazione lunare

Missioni sovietiche (1959 - 1976)

Il programma di esplorazione lunare dell'URSS, durato oltre 17 anni, si è avvalso della serie di sonde Luna (24 missioni - vedi foto) e Zond (5 missioni) con le quali sono stati raggiunti ottimi risultati e stabiliti alcuni primati:

• prima navicella ad impattare con la superficie lunare;

• primo fly-by lunare;

• prime immagini dell'emisfero lunare nascosto;

• primo atterraggio morbido;

• prima navicella ad effettuare un'orbita lunare;

• prima navicella a ritornare sulla Terra dopo aver compiuto un'orbita lunare.

In particolare vanno ricordate:

• Luna 3 e Zond 3, che hanno ripreso le prime immagini della superficie lunare, ed in particolare

dell'emisfero lunare nascosto;

• Zond 6, 7 e 8, che hanno ripreso immagini della superficie lunare e poi sono ritornate sulla Terra;

• Luna 9, 13 e 22, che hanno effettuato riprese ed immagini ravvicinate della superficie lunare;

• Luna 16, 20 e 24, che dopo aver effettuato un prelievo di campioni del suolo lunare li hanno

successivamente riportati a Terra;

• Luna 17 e 21, dotate di veicoli semoventi (Lunakhod) che hanno effettuato l'esplorazione della

superficie lunare.

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Ranger

Protagoniste delle missioni Ranger sono state le prime navicelle spaziali USA progettate per ottenere immagini ravvicinate della superficie lunare prima dell'impatto con essa. Esse erano equipaggiate con alimentatori a celle solari, telecamere e trasmettitori che hanno permesso l'invio a Terra delle prime foto della Luna.

• Ranger 7 (Luglio 1964) - foto dell'Oceano Procellarum;

• Ranger 8 (Febbraio 1965) - esplorazione siti ottimali per l'allunaggio nel Mare della Tranquillità;

• Ranger 9 (Marzo 1965) - immagini del cratere Alfonso.

Lunar Orbiter

Cinque sono stati i Lunar Orbiter, lanciati fra il 1966 ed il 1967, con lo scopo di effettuare la mappatura della Luna. Tutte quante le missioni sono state completate felicemente, ed il 99% del suolo lunare è stato così fotografato con una risoluzione di 60 metri. Le prime tre sonde sono state collocate su orbite equatoriali, mentre la quarta e la quinta su orbite polari.

• Lunar Orbiter 1 (Agosto 1966) - ricerca di potenziali siti di atterraggio per le future missioni Apollo;

• Lunar Orbiter 2 (Novembre 1966) - ricerca di potenziali siti di atterraggio per le future missioni

Apollo;

• Lunar Orbiter 3 (Febbario 1967) - ricerca di potenziali siti di atterraggio per le future missioni Apollo

;

• Lunar Orbiter 4 (Maggio 1967) - immagini dell'intero emisfero illuminato e del 95% di quello

nascosto;

• Lunar Orbiter 5 (Agosto 1967) - immagini dell'intero emisfero nascosto e foto a media ed alta

risoluzione di 36 aree della superficie lunare.

Surveyor

Le navicelle Surveyor sono state le prime sonde USA ad effettuare un atterraggio morbido sulla Luna, effettuando riprese ravvicinate, rilevamenti ed analisi della composizione chimica e delle proprietà meccaniche del suolo lunare, fornendo quindi la prova della sua consistenza.

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• Surveyor 1 (Maggio 1966) - atterraggio morbido nel cratere Flamsteed;

• Surveyor 3 (Aprile 1967) - discesa nell'Oceano Procellarum e test del suolo lunare tramite un braccio

meccanico estensibile. Fu in seguito visitato dagli astronauti dell'Apollo 12 nel 1970;

• Surveyor 5 (Settembre 1967) - analisi chimica di campioni del suolo lunare nel Mare della

Tranquillità;

• Surveyor 6 (Novembre 1967) - discesa e verifica, mediante un salto radiocomandato da Terra, degli

effetti dei gas di scarico dei razzi sul suolo lunare;

• Surveyor 7 (Gennaio 1968) - allunato nel cratere Tycho.

Apollo

Sulla base delle esperienze acquisite con le sonde Ranger, Lunar Orbiter e Surveyor, e dei programmi Mercury e Gemini, la NASA diede il via ad una colossale operazione denominata "progetto Apollo", finalizzata alla realizzazione di una delle più grandi imprese della storia umana: la conquista della Luna.

L'intera missione passò attraverso una intensa fase preparatoria, nella quale prestarono la loro opera oltre 300000 persone e vennero impiegate ben 10 navicelle, al fine di dare attuazione a tutta una serie di studi e ricerche, mirati alla creazione delle necessarie strutture di supporto che una tale opera necessitava. Così a partire dalla fine del 1966, iniziarono i primi collaudi durante i quali si verificò uno dei primi e più gravi incidenti dell'astronautica mondiale, quello del 27 Gennaio 1967, nel quale persero la vita gli astronauti V. Grissom, E. White e R. Chaffae, coinvolti in un'incendio a bordo dell'Apollo 1.

Fra non poche difficoltà il programma spaziale proseguì, ed il 9 Novembre dello stesso anno venne effettuato il primo lancio senza equipaggio dell'Apollo 4, che dopo aver effettuato un volo di circa 8 ore e trenta, rientrò a Terra superando felicemente gli scopi della missione, che erano volti a verificare il funzionamento del razzo vettore Saturn V e dello scudo termico della navicella.

Superati anche i voli numero 5 e 6, nei quali vennero ripetuti gli stessi esperimenti, con l'Apollo 7 iniziò una serie di quattro lanci con equipaggio che avevano come finalità la verifica degli aspetti medici e tecnici di questa missione spaziale:

• Apollo 7 (Ottobre 1968) - 11 giorni di orbita terrestre, per un totale di 163 orbite;

• Apollo 8 (Dicembre 1968) - 10 orbite lunari;

• Apollo 9 (Marzo 1969) - 151 orbite terrestri e prove sul modulo di discesa lunare (LEM);

• Apollo 10 (Aprile 1969) - prove generali, discesa sino a 15 km di altezza dalla superficie lunare.

I tempi erano maturi per il grande passo, e così il 16 Luglio 1969 l'Apollo 11 venne lanciato dal Kennedy Space Center in Florida, con a bordo gli astronauti N. Armstrong (comandante), M. Collins (pilota modulo di servizio - Columbia) ed E. Aldrin (pilota del LEM - Aquila). Dopo 3 giorni il veicolo spaziale entrò in orbita attorno alla Luna, e dopo aver effettuato i necessari controlli e preparativi nelle 28 ore successive, il 20 Luglio 1969 N. Armstrong ed E. Aldrin, a bordo del LEM, si staccarono dal modulo di servizio, rimasto in orbita con il loro collega M. Collins, per iniziare la discesa verso il Mare della Tranquillità.

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L'allunaggio avvenne felicemente, e quattro ore dopo si aprì il portellone dell'Aquila e N. Armstrong, alle 22:56 ora locale di Houston, potè finalmente poggiare il suo piede sinistro sulla superficie lunare, dove venne raggiunto 15 minuti dopo anche da E. Aldrin.

In 2 ore di permanenza sul suolo lunare i 2 astronauti raccolsero campioni di roccia ed installarono tre strumenti: uno schermo per la cattura di particelle del vento solare, un sismometro per lo studio di lunamoti ed un riflettore di raggi laser con il quale verrà poi misurata la distanza Terra - Luna. Ventuno ore dopo essere allunati, i due astronauti ripartirono per ricongiungersi con il Columbia, e quindi per fare ritorno a Terra, dove il 24 Luglio 1969 verranno ripescati nelle acque dell'Oceano Pacifico, 800 miglia nautiche a Sud delle Hawaii.

Il programma di esplorazione lunare continuerà poi con altre 6 missioni, a partire dal 14 Novembre 1969, quando verrà lanciato l'Apollo 12, e quindi terminerà il 19 Dicembre 1972, data di rientro dell'Apollo 17, dopo aver portato sulla Luna un totale di 12 astronauti:

• Apollo 12 (Novembre 1969) - discesa suolo lunare, prelievo campioni, ispezione della sonda

Surveyor 3 (atterrata nel 1967) ed installazione di un sismometro, di un magnetometro, di uno

spettrometro e di un rilevatore di ioni;

• Apollo 13 (Aprile 1970) - missione interrotta per esplosione a bordo della navicella. Fortunoso rientro

dell'equipaggio sfruttando l'energia gravitazionale derivante da un fly-by con la Luna;

• Apollo 14 (Gennaio 1971) - discesa ed escursione lunare, prelievo campioni ed esperimenti di natura

sismica mediante rivelatori di vibrazioni ed esplosivi;

• Apollo 15 (Luglio 1971) - discesa ed escursione lunare con l'uso di un veicolo ad alimentazione

elettrica (LRV - Lunar Roving Vehicle);

• Apollo 16 (Aprile 1972) - escursione lunare con il LRV per la ricerca di eventuali residui di attività

vulcanica;

• Apollo 17 (Dicembre 1972) - gli astronauti permangono tre giorni sulla Luna effettuando escursioni

con il LRV e prelevando oltre un quintale di campioni di roccia lunare e di materiale del sottosuolo.

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Galileo

Nell'ambito del suo viaggio verso Giove, anche la sonda Galileo ha contribuito allo studio del nostro satellite, precisamente in due fly-by avvenuti l'8 Dicembre 1990 ed il 7 Dicembre 1992, con i quali sono stati ottenuti riprese ed immagini della Luna. (nella foto la Luna e la Terra viste dalla sonda)

Clementine

La sonda Clementine, lanciata il 25 Gennaio del 1994 tramite il razzo Titan IIG, aveva fra gli scopi della propria missione l'osservazione scientifica della Luna e dell'asteroide Geographos, con particolare riguardo all'analisi delle proprietà delle loro superfici. Dopo aver effettuato due fly-by con la Terra, essa si è inserita in orbita lunare il 21 Febbraio iniziando la mappatura della Luna per circa due mesi sino al 7 Maggio, quando un guasto ad uno dei computer di bordo ne ha impedito la prosecuzione della restante parte della missione.

Lunar Prospector

La Lunar Prospector è stata progettata per la mappatura della superficie lunare, per la ricerca di possibili depositi di ghiaccio presso i poli e per la misurazione del campo magnetico e gravitazionale della Luna. I dati raccolti in 19 mesi di missione hanno permesso la creazione di una mappa dettagliata della composizione chimica del suolo lunare che aiuterà a capire l'origine e l'evoluzione della Luna. Dopo il lancio, ed un viaggio di 105 ore, la missione vera e propria è iniziata con l'inserimento in orbita polare che ha tenuto impegnata la Lunar Prospector per un anno sino al 31 Luglio 1999, quando essa è stata fatta precipitare in una zona prossima al polo Sud lunare.

SMART 1

SMART 1 (Small Missions for Advanced Research in Technology 1) è un orbiter lunare progettato per testare nuove tecnologie spaziali in vista delle future missioni. Lanciato il 27 Settembre 2003, esso è stato inizialmente posto su di un'orbita geostazionaria, quindi immesso in orbita lunare il 13 Novembre 2004 dove permarrà sino all'Agosto 2006 data della fine della missione. Fra gli obiettivi prefissati l'esame della morfologia, topografia e geologia lunari finalizzati ad uno studio dell'origine del sistema Terra-Luna.

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Osservatori spaziali

Hubble Space Telescope

Progettato negli anni '70, e lanciato il 14 Aprile 1990 dallo Space Shuttle, il telescopio spaziale Hubble orbita a 600 km dalla Terra compiendo una rivoluzione completa in 90 minuti alla velocità di 27,2 km/h. Fra gli strumenti principali: l'ACS (Advanced Camera for Surveys), il NICMOS (Near Infrared Camera and Multi Object Spectrometer - osservazione nell'infrarosso), la WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2 - osservazione a largo campo e planetaria), il FOC (Faint Object Camera - osservazione di oggetti deboli), il FOS (Faint Object Spectrograph - spettrografia di oggetti deboli) e tre sensori per il puntamento stellare e le misure astrometriche.

All'alimentazione provvedono due ampi pannelli solari (2,4 x 12,1 metri) che forniscono energia elettrica e ricaricano le batterie che hanno il compito di alimentare le apparecchiature quando l'HST attraversa il cono d'ombra generato dalla Terra. Subito dopo il lancio gli studiosi hanno rilevato un difetto di aberrazione sferica nello specchio primario, che è stato poi riparato nel Dicembre 1993, durante la prima missione di servizio. Probabilmente rimarrà operativo sino al 2010. (foto NASA/NSSDC)

Chandra X-Ray Observatory

Il C.X.O. è stato progettato per compiere l'osservazione astrofisica di oggetti celesti, dalle stelle ai quasars, finalizzata allo studio dell'origine, della struttura e dell'evoluzione dell'universo, attraverso l'indagine nel campo dei raggi X. Lanciato nel Luglio 1999, è stato posto in orbita terrestre su di una traiettoria ellittica ad alta eccentricità, inclinata di 28,5°, con perigeo a 10000 km, apogeo a 140000 km e con un periodo di 64 ore.

La sonda contiene computers, 2 antenne a basso guadagno, trasmittenti che inviano i dati a Terra e strumenti come l'ACIS (Advanced Charged Coupled Imaging Spectrometer - analisi delle sorgenti di raggi x) e l'HRC (High Resolution Camera - ripresa di immagini in raggi x). Presenti anche un sistema di propulsione, dei sensori per il rilevamento della posizione, due pannelli solari da 2350 W e 3 batterie ricaricabili al Ni/H da 40 A/h. Il cuore dell'osservatorio spaziale è l'High-Resolution Mirror Assembly, lo specchio per il rilevamento dei raggi X, che è contenuto in un contenitore cilindrico schermato contro la radiazione solare e protetto dalle variazioni di temperatura. (foto TRW/NASA/CXC/SAO)

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Compton Gamma Ray Observatory

Il C.G.R.O. è stato progettato per lo studio e l'osservazione dell'universo nel campo dei raggi gamma e quindi per l'esame della struttura e della dinamica della nostra galassia e di altri oggetti quali quasars, buchi neri, pulsars e stelle di neutroni. Lanciato il 5 Aprile 1991 dallo Space Shuttle, ed immesso su un'orbita circolare a 450 km di altezza, inclinazione 28,5°, ha terminato la propria missione il 4 Giugno 2000, quando è stato fatto rientrare nell'atmosfera terrestre.

Quattro gli strumenti principali: il BATSE (Burst And Transient Source Experiment - misurazione di lampi di raggi gamma), l'OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment - radiazioni ed emissioni di sorgenti a bassa energia), il COMPTEL (Imaging Compton Telescope) e l'EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope). Pesante oltre 17 tonnellate, il Compton Observatory misurava 21 metri ed era alimentato con pannelli solari da 1800 W. Durante i nove anni di operatività sono stati ottenuti importanti risultati fra i quali la scoperta dell'emissione di raggi gamma da parte dei nuclei di diverse galassie. (foto NASA - C.G.R.O.)

Solar and Heliospheric Observatory

Soho è una missione della NASA/ESA sviluppata per lo studio della dinamica ed attività solare, che ha avuto inizio il 2 Febbraio 1995 con il lancio dell'omonima navicella, la quale è stata posta in orbita attorno al punto di Langrange L1, una zona del sistema solare ove l'attrazione gravitazionale del Sole e della Terra si equivalgono.

Due sono i moduli che compongono la navicella: il modulo di servizio, che contiene le apparecchiature di guida e controllo, e l'altro dove sono dislocati dodici strumenti fra i quali l'EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) ed il LASCO (Large Angle Spectrometric Coronograph). (foto SOHO - ESA & NASA - S.O.H.O.)

Space Infrared Telescope Facility

Il S.I.R.T.F. è un osservatorio spaziale del peso totale di 950 kg, che immesso su di un'orbita eliocentrica osserva dal 2003 l'universo nel campo dei raggi infrarossi con un ampio raggio d'azione che comprende anche lo studio del sistema solare e quindi quello di stelle e galassie.

La strumentazione consiste nel Cryogenic Telescope Assembly, a sua volta suddiviso in un telescopio di 0,85 metri di diametro e in tre strumenti principali: l'IRAC (Infrared Array Camera), l'IRS (Infrared Spectrograph) ed il MIPS (Multiband Imaging Photometer). In dotazione anche dei pannelli solari, uno schermo protettivo contro il calore e la radiazione solare ed un sistema di raffreddamento che mantiene la temperatura degli strumenti costantemente vicina allo zero assoluto. (foto NASA/JPL-Caltech - S.I.R.T.F.)

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International Gamma Ray Astrophysics Laboratory

Lanciato il 17 Ottobre 2002, l'Integral nasce dalla cooperazione fra l'ESA e la Russia, ed ha come finalità lo studio dell'universo finalizzato all'osservazione, nel campo della radiazione visibile e dei raggi gamma ed x, degli oggetti ad alta energia.

Quattro gli strumenti principali: l'IBIS (Imager on Board the Integral Satellite), lo SPI (Spectrometer on Integral) per l'osservazione in raggi Gamma, lo JEM-X (Joint European X-Ray Monitor) per lo studio in raggi X ed infine l'OMC (Optical Monitoring Camera) per la ripresa di immagini nel settore della luce visibile. L'orbita seguita ha un'inclinazione di 51,6°, con apogeo a 153000 km e perigeo a 9000 km dalla Terra, per un periodo orbitale di 72 ore. (foto ESA/D.Ducros - INTE.G.R.A.L.)

Storia dell'astronomia

Quale impatto abbia avuto l'uomo primitivo con il cielo è facile immaginarlo, basta pensare all'importanza che aveva capire il meccanismo con cui determinati eventi celesti si verificavano per poter fronteggiare la paura e spesso la riverenza nei loro confronti. Un'eclisse con il suo improvviso accadere doveva incutere un certo timore nell'uomo antico, per non parlare poi dell'improvviso apparire di una cometa o di una supernovae.

A volte però la paura si trasformava in adorazione nei confronti di chi, come il Sole, puntualmente ogni anno iniziava un nuovo ciclo quasi a voler simboleggiare il trionfo della vita sulla morte, o della Luna, custode delle notti, o di Sirio che con il suo levare eliaco segnava l'inizio delle benefiche inondazioni del Nilo presso gli egiziani e perciò considerata annunciatrice di benessere.

Fissare dei punti di riferimento nel cielo era dunque un'esigenza vitale per gli antichi, affinchè con essi potessero scandire i loro momenti cruciali. Il sorgere del Sole, le fasi lunari, il ciclo stagionale ed ogni altro evento astronomico periodico erano dunque dei preziosi riferimenti che in qualche modo segnavano la loro stessa esistenza.

Archeoastronomia

Da tutto ciò derivano i primi reperti di cultura astronomica che risalgono a circa 15000 anni fà, quando vennero incise numerose pitture rupestri, segno di una certa conoscenza del cielo da parte dei popoli di quel tempo. Essi erano degli ottimi conoscitori dei fenomeni celesti, complice anche il fatto che la loro vita sociale e le loro attività si svolgessero esclusivamente all'aperto, e perciò a contatto esclusivo con la natura ed il cielo, e ben lontano dalle luci artificiali della nostra civiltà tecnologica.

Con il passare dei secoli l'uomo mutò la propria vita passando dal nomadismo ad una esistenza più stabile e, con lo sviluppo delle prime società agricole, si impose perciò una maggiore conoscenza della volta celeste e particolarmente del ciclo stagionale. Ecco allora l'orizzonte che,

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come un calendario naturale indicava loro lo scorrere dei mesi. Vennero eretti infatti, diversi complessi megalitici con precisi allineamenti verso di esso indicanti in ogni periodo i punti di levata e tramonto del Sole, oltre a quelli equinoziali e solstiziali. Il ciclo solare divenne allora oggetto di culto insieme a quello lunare che, legato alle fasi, scandiva invece il tempo nel breve termine.

Uno dei primi e più antichi monumenti del genere risale attorno al 2000 A.C., quando in Inghilterra venne eretta la gigantesca opera megalitica di Stonehenge, un vero e proprio osservatorio astronomico, con il quale gli antichi abitanti di quelle terre potevano seguire il decorso del Sole e della Luna, nonchè a quanto sembra predire le eclissi. La proclamazione di ogni evento, legato al culto religioso ed alle attività agricole, non era dunque più un problema per le classi sacerdotali, che con un calendario così preciso potevano amministrare con esattezza tutta le vicende sociali e lavorative dei loro popoli.

Astronomia antica

Simili costruzioni sono state rintracciate anche in altre parti della Terra, segno di una certa conoscenza dei segreti del cielo diffusa in tutti i popoli antichi. Spesso comunque, oltre agli astri maggiori, anche le stelle divennero dei preziosi indicatori astronomici. E' d'esempio infatti la grande piramide di Cheope, eretta intorno al 2500 A.C., che presenta numerosi allineamenti voluti agli astri più luminosi del cielo, nonchè ai punti cardinali.

Tuttavia anche presso gli egizi lo studio dell'astronomia era riservato ai sacerdoti, che specialmente si dedicavano al culto della stella Sirio, raffigurante la dea Sothis, il cui sorgere eliaco cadeva in concomitanza alle piene stagionali del Nilo. Predire un tale fenomeno, era dunque annuncio di benessere e prosperità per il popolo, le cui attività agricole erano imprescindibilmente legate, dato il clima torrido, a quelle del sacro fiume. L'osservazione e lo studio dei fenomeni astronomici dovevano dunque essere molto approfonditi presso gli egiziani, ai quali si deve anche la creazione di un calendario di 365 giorni che poi G. Cesare introdusse a Roma.

Quasi parallelamente cresceva anche un altro popolo, quello mesopotamico, che particolarmente si distinse nella ricerca di segni celesti premonitori. Ecco allora nascere dei ed eroi nel cielo della Mesopotamia, ognuno rappresentato da diversi corpi celesti, che attraverso i fenomeni astronomici comunicavano la loro volontà ai Babilonesi.

Inizialmente infatti il confine fra l'astrologia e l'astronomia era molto labile, e lo studio e l'osservazione celeste erano affidati anche presso i popoli mesopotamici alle classi sacerdotali che registravano puntualmente ogni evento astronomico. Così essi compilarono quelle famose tavolette in scrittura cuneiforme che, giunte sino a noi, ci offrono una testimonianza diretta di come essi potessero predire eclissi, congiunzioni ed altri fenomeni accaduti circa 3000 anni fà.

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Risalgono a loro anche le prime osservazioni planetarie con un preciso studio dei moti dei pianeti attraverso le costellazioni dello Zodiaco, che gli astronomi babilonesi si apprestarono a disegnare lungo l'eclittica.

Con i Greci iniziò la scissione dell'astronomia dall'astrologia, infatti essi, acquisendo tutto il sapere del mondo orientale, e quindi dei popoli egizi e della Mesopotamia, lo coniugarono al loro sapere filosofico. Capire la natura e le sue manifestazioni con il ragionamento (logos), e non più con il mito, era il loro credo.

Fiorirono così le prime teorie, con Talete, Anassimandro ed Anassimene, che immaginavano la Terra come una zattera galleggiante e piatta, al centro di un sistema che comprendeva tutti gli astri del cielo, Sole, pianeti e stelle, in perpetuo movimento attorno ad essa.

La sfericità della Terra al centro dell'universo, fù invece teorizzata da Pitagora intorno al 500 A.C., mentre con Anassagora venne introdotto il concetto di etere come materia universale. Intanto si elaboravano anche le prime teorie omocentriche, con Platone ad esempio, che poneva l'uomo e la Terra, immobile e sferica, come centro e fine di tutte le cose, e con i pianeti, il Sole, la Luna e tutti gli altri corpi celesti che orbitavano attorno ad essa.

Eudosso invece iniziò uno studio delle costellazioni e propose un modello dell'universo basato su di un sistema di sfere concentriche, centrate sulla Terra, attorno alla quale ruotavano tutti gli altri corpi celesti. Era un sistema che finalmente riusciva a spiegare i fenomeni derivanti dal moto della Terra, ossia i movimenti apparenti del cielo e dei pianeti.

Anche Aristotele diede il suo contributo, con un modello di universo sferico, finito e centrato sul nostro pianeta, che era basato ancora una volta sul sistema di sfere concentriche, suddivise però in due nature: quella celeste, immutabile, incorruttibile e formata essenzialmente da etere, e quelle imperfette e mutevoli dei 4 elementi naturali: Terra, Acqua, Aria e Fuoco. In queste ogni elemento tendeva alla sfera di cui faceva parte, così il fumo saliva in alto verso la sfera dell'aria, mentre i gravi cadevano in basso verso la Terra.

Il sapere astronomico dei greci ormai era ai massimi livelli nella conoscenza del cielo, ma veniva quasi esclusivamente esercitato in Egitto, dove intorno al 300 A.C. era sorta la famosa biblioteca che aveva reso Alessandria d'Egitto il centro culturale di quell'epoca. Qui lavorò Aristarco che 1800 anni prima di Copernico propose la prima teoria eliocentrica, anche se ancora improntata sul classico sistema di sfere, e tentò per primo di misurare le distanze fra la Terra e la Luna ed il Sole.

Nel campo delle misurazioni astronomiche chi eccelse fù Eratostene che ad Alessandria d'Egitto si adoperò per misurare l'inclinazione dell'eclittica, la lunghezza del meridiano terrestre, nonchè la

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distanza fra la Terra e la Luna. Con Apollonio arrivarono le prime teorie che cercavano di spiegare i moti planetari, dovuti secondo lo studioso greco a particolari traiettorie orbitali di forma circolare, gli "epicicli", i cui centri compivano a loro volta una rivoluzione attorno alla Terra (deferente).

Ipparco inventò invece il primo strumento astronomico di cui si ha menzione, la diottra, con la quale misurò la posizione delle stelle. Egli è stato anche lo scopritore del fenomeno della precessione degli equinozi, ed uno dei primi astronomi a redigere un completo elenco stellare con la catalogazione di circa un migliaio di stelle, distinte per grado di magnitudine, e rintracciabili per mezzo di coordinate astronomiche. Quantificò inoltre i valori dell'anno siderale e di quello tropico.

Toccando quasi marginalmente i romani, i quali si limitarono ad importare le conoscenze dei greci, il percorso storico dell'astronomia segnava comunque nel 45 A.C., con l'impero romano trionfante su quasi tutto il Mediterraneo, una svolta significativa. Giulio Cesare introduceva infatti il sistema di calendario egiziano basato su 365 giorni, e comprendente nel computo degli anni anche quelli bisestili, che fù denominato in suo onore "calendario giuliano" rimanendo poi in vigore fino al 1582.

Nel secondo secolo D.C. visse uno dei più famosi astronomi dell'antichità Tolomeo, autore dell'Almagesto, che riunì in questa sua grande opera tutto il sapere astronomico antico, includendovi il primo catalogo delle 48 costellazioni sino ad allora conosciute, e perfezionando la concezione geocentrica. La Terra continuava infatti ad essere ferma ed immobile al centro di tutto l'universo, mentre le orbite dei pianeti erano spiegate con gli epicicli ed i deferenti introdotti da Apollonio, secondo un sistema detto "tolemaico" che avrebbe resistito per oltre 14 secoli sino alla rivoluzione operata da N. Copernico.

Intanto nel continente americano, precisamente nel centro America, fiorivano le culture dei Maya che si distinsero anch'essi nello studio dell'astronomia, prova ne sono gli enormi monumenti ed edifici adibiti all'osservazione, che gli studiosi hanno scoperto avere allineamenti astronomici. Elaborarono inoltre un calendario basato sul Sole e sul pianeta Venere, ed eccelsero nelle predizioni dei fenomeni celesti.

Con l'arrivo del medioevo la cultura astronomica si assopiva nei paesi mediterranei, mentre parallelamente cresceva fra gli arabi. Essi con la conquista dell'Egitto, Alessandria cadde nelle loro mani nel 642 D.C., integrarono le proprie conoscenze con quelle sino ad allora raccolte dal grande Tolomeo. Il nome dell'opera dell'astronomo greco lo si deve proprio agli studiosi arabi che lo tradussero nella loro lingua in "Al maghiste", tramandandolo poi alla nostra cultura. Si devono a loro inoltre anche l'introduzione di alcuni strumenti come l'astrolabio e la bussola e la denominazione di parecchie stelle che ancor'oggi portano i nomi originari.

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Subito dopo l'inizio del nuovo millennio, precisamente nel 1054, in Cina veniva registrato dagli astronomi locali uno dei più noti fenomeni astronomici dell'antichità: l'esplosione di quella supernova i cui resti possono essere ancora oggi ammirati nella Nebulosa del Granchio.

Astronomia moderna

Dopo il medioevo, con la dominazione araba in Spagna, l'astronomia si riveste di nuovi fasti. Infatti è qui che vennero stilate nel tredicesimo secolo sotto re Alfonso di Castiglia, le Tavole Alfonsine, uno dei testi più studiati e consultati in tutta l'Europa del tardo medioevo.

Il Medioevo consegnava quindi agli studiosi del Rinascimento un'immagine dell'universo fortemente radicata sulla concezione geocentrica del sistema tolemaico, dove Luna, Sole, pianeti e stelle apparivano in perenne movimento attorno ad una Terra ferma ed immutabile. Iniziava però a riaffiorare un desiderio di conoscenza e di rinnovamento, che esprimeva una diffusa voglia di abbattere gli antichi dogmi sui quali per secoli si era basata la cultura mediterranea.

Fra la fine e l'inizio del 16° secolo furono realizzate infatti le imprese dei grandi circumnavigatori della Terra, che oltre a fornire la prova definitiva della sfericità del nostro pianeta, aprirono la strada all'esplorazione del cielo dell'emisfero australe, portando quindi alla creazione di quelle nuove costellazioni che completeranno quella parte della sfera celeste.

La rivoluzione arrivò con N. Copernico che sconvolgendo l'intero sistema tolemaico, basato sulla centralità assoluta della Terra, ne introduceva uno imperniato sul Sole. Tutto ciò, sebbene si accordasse alla perfezione con i fenomeni celesti, provocò un terremoto culturale, sociale e filosofico contro quelle convinzioni, ormai radicate da millenni, che alla fine relegarono la riforma copernicana solo ad uso e consumo di alcuni fra gli studiosi di quel tempo.

Fra questi uno in particolare T. Brahe, fornì un nuovo modello planetario ancora centrato sull'immobilità della Terra, ma con il Sole al centro di un sistema orbitante attorno ad essa. Egli fù inoltre protagonista dell'osservazione di una supernova nel 1572 e della pubblicazione di quel catalogo stellare da cui prese spunto G. Bayer. Questi infatti nel 1603 pubblicò l'Uranometria, elencando le stelle secondo un'ordine decrescente di luminosità, ed indicandole per primo con le lettere dell'alfabeto greco, seguito poi da Hevelius che disegnerà la prima mappa lunare ed un completo atlante celeste.

Nel frattempo nel 1582 una grande riforma voluta da papa Gregorio XIII, aveva messo ordine nel sistema della misurazione del tempo introducendo il "calendario Gregoriano", tuttora in uso in quasi tutti i paesi del mondo.

A completare la rivoluzione copernicana contribuirono G. Keplero, con la scoperta delle leggi sul moto dei pianeti che portano il suo nome, e G. Galilei, che introducendo nel 1610 l'uso del telescopio, inventato nel 1608 dall' ottico olandese H. Lippershey, scoprì i 4 satelliti maggiori del pianeta Giove, le fasi di Venere, le macchie solari e quindi la rotazione del Sole. Erano gli ultimi scossoni al sistema tolemaico, ancora ben radicato nella cultura di quei tempi, tanto che Galileo venne persino tacciato di eresia.

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Nel corso di tutto il 17° secolo arrivarono inoltre altre importanti scoperte: nel 1656 C. Huygens scopre il satellite maggiore (Titano) e l'anello di Saturno, seguito da G. D. Cassini che nel 1675 ne avrebbe individuato anche la divisione principale oggi nota con il suo nome, da G. Montanari che avrebbe esaminato la prima stella variabile (Algol), da O. Romer che sarebbe riuscito a quantificare il valore della velocità della luce ed infine, nel 1681, da E. Halley che calcolò e predisse il ritorno della cometa che porta il suo nome.

Ormai il più era fatto Galileo, con i suoi studi che spaziavano dal Sole ai pianeti, dal moto della Terra al principio di relatività del moto, aveva posto le basi della fisica e dell'astronomia moderne sulle quali ben presto si innestarono le idee di un altro grande studioso I. Newton, che elaborò la legge di gravitazione universale pubblicandola nella sua opera "Philosophiae Naturalis Principia Mathematica" del 1687. Egli, che nel 1668 aveva costruito il primo telescopio a riflessione, introduceva così i concetti di massa e di gravità dando inizio ad una nuova era, che abbandonando definitivamente i modelli e le teorie tolemaiche ed aristoteliche, ampliava i confini dell'osservazione dello spazio fino a tutto il sistema solare.

Nel 1781 C. Messier, instancabile cacciatore di comete, compilava il primo catalogo di oggetti del cielo profondo enumerando oltre un centinaio fra ammassi stellari, nebulose e galassie. Nello stesso anno vedevano la luce le grandi opere di W. Herschel che ipotizzò l'esistenza della galassia e scoprì nel 1781 il pianeta Urano ed i due satelliti di questo, Titania ed Oberon, nel 1787. A queste seguirono, applicando i principi della meccanica celeste di Newton, la previsione dell'esistenza di un ottavo corpo planetario da parte di Adams e Leverrier, che troverà poi conferma nel 1846 con la scoperta di Nettuno per opera degli astronomi D'Arrest e Gaulle.

Nel frattempo nel 1801 G. Piazzi aveva scoperto il primo asteroide Ceres, Encke la seconda divisione dell'anello di Saturno, A. Hall i satelliti di Marte, C. Doppler l'effetto noto col suo nome, ed erano stati pubblicati anche la mappa della superficie marziana da G. Schiaparelli, i risultati dello studio sullo spettro della luce solare di J. Fraunhofer, quelli sugli spettri stellari da parte di W. Huggins (1863) e H. Draper (1872) e la prima accurata misura della parallasse stellare da F. W. Bessel (1838).

Astronomia contemporanea

Con i primi anni del Novecento arrivarono altre grandi scoperte che ampliarono definitivamente il campo d'indagine e dell'osservazione astronomica, dal sistema solare alla galassia e quindi all'universo intero. La prima di esse fù la teoria della relatività speciale di A. Einstein del 1905, seguita poi da quella generale del 1916, che ribaltava, dopo appena tre secoli, tutte le teorie galileane e newtoniane sullo spazio ed il tempo assoluto. Nel 1908 H. S. Leavitt scopriva le Cefeidi, mentre nel 1910 due astronomi elaborarono indipendentemente il diagramma sull'evoluzione stellare che porta il loro nome: Hertzsprung-Russel.

Il terzo decennio del XX° secolo è segnato invece dalla nascita della cosmologia alla quale contribuì E. Hubble che dimostrò l'esistenza delle galassie (1923) elaborando la legge sul loro allontanamento e quindi sull'espansione dell'universo (1929).

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Parallelamente J. Oort scopriva il centro della Via Lattea rintracciandolo in direzione della costellazione del Sagittario, mentre sono del 1930, la scoperta di Plutone, ad opera di C. Tombaugh, e del 1931, l'individuazione delle onde radio cosmiche per merito di K. Jansky. In seguito venne completata da A. Gamow la teoria del Big Bang, introdotta un decennio prima da A. Friedmann, la cui prova fondamentale la si avrà nel 1965 con la scoperta della radiazione cosmica di fondo da parte dei due ricercatori statunitensi A. Penzias ed R. W. Wilson.

Praticamente interrotto dalla 2° guerra mondiale il percorso storico dell'astronomia riprende paradossalmente da quella stessa grande tragedia. Sulla base degli studi sulla missilistica effettuati dai tedeschi, si innestò infatti una crescita tecnologica nel campo dell'astronautica che avrebbe permesso negli ultimi 40 anni del secolo scorso di esplorare in lungo ed in largo il sistema solare.

Nel corso di tutta la storia infatti, l'osservazione celeste era stata da sempre condotta con misure indirette. Con l'avvento dell'astronautica invece le cose sono sostanzialmente cambiate, la possibilità di inviare gli strumenti presso l'oggetto di studio era diventata realtà, dando così la possibilità, a scienziati e studiosi, di effettuare misurazioni e rilievi in maniera diretta a prescindere dai limiti fisici imposti dalla stessa atmosfera terrestre.

Tutto iniziò dunque nell'Ottobre del 1957, quando venne lanciato dai sovietici il primo manufatto umano capace di orbitare attorno alla Terra lo Sputnik 1. Ad esso seguirono lo Sputnik 2, che nel Novembre dello stesso anno avrebbe portato in orbita anche la cagnetta "Laika", e lo statunitense Explorer 1, che gli USA lanceranno nel Gennaio dell'anno successivo e che contribuirà alla scoperta della fascia di radiazioni attorno alla Terra, nota come "fasce di Van Allen".

Il primo uomo ad orbitare attorno alla Terra è il sovietico Yuri Gagarin che nel 1961, a bordo della Vostok 1, compirà un volo di 108 minuti attorno al nostro pianeta, seguito dallo statunitense J. Glenn nel 1962. Nel 1963 è la volta della prima donna nello spazio: la sovietica V. Tereshkova a bordo della Vostok 6.

Esaurite le prime esperienze di volo spaziale l'oggetto di studio diviene la Luna, con tutta una serie di sonde inviate verso il nostro satellite, Luna 9 (URSS) e Surveyor 1 (USA) saranno le

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prime a discendere morbidamente sul suolo lunare, che culmineranno nella missione dell'Apollo 11 del 1969. Nel Luglio di quell'anno infatti, N. Armstrong sarà il primo uomo a posare un piede sulla Luna, seguito dal collega E. Aldrin, che insieme al primo e a M. Collins, faceva parte dell'equipaggio di quella gloriosa missione.

L'anno successivo la sonda sovietica Venera 7 diviene la prima sonda ad atterrare su Venere, mentre è del 1972 la data del lancio delle gloriose Pioneer 10 e 11 che sarebbero state le prime navicelle a varcare la fascia degli asteroidi. Nel 1973 è la volta della sonda Mariner 10, prima ed unica finora a raggiungere Mercurio, di cui avrebbe svelato ogni segreto, mentre il 1976 è l'anno delle Viking 1 e 2 che atterreranno sulla superficie di Marte.

Il 1977, quando avvenne il lancio delle due Voyager, ed il 1978 sono anni in cui l'osservazione astronomica dalla Terra ritorna a prevalere: vengono infatti scoperti l'anello di Urano ed il satellite di Plutone, Caronte, quest'ultima ad opera di J. Christy e R. Harrington.

Gli anni '80, che iniziano con la ricezione delle prime immagini di Saturno, inviate dalla sonda Voyager 1, sono caratterizzate dall'introduzione nei voli spaziali dei veicoli riusabili, lo Space Shuttle, che purtroppo sarà protagonista nel 1986 di uno dei più gravi incidenti nella storia dei voli spaziali, l'esplosione della navetta Challenger nella quale perirà l'intero equipaggio.

Sempre l'86 è l'anno della posa in orbita da parte dei sovietici di quella che sarebbe divenuta il prototipo di stazione spaziale internazionale, la MIR, e del fly-by della sonda spaziale Giotto con la cometa di Halley. Quattro anni più tardi la svolta nello studio dell'universo, il lancio e l'inserimento in orbita del Telescopio Spaziale Hubble, che fra tutti gli altri, permetterà di osservare attentamente lo scontro avvenuto nel 1994 fra la cometa Shoemaker-Levy 9 ed il pianeta Giove.

Il 1995 è l'anno dell'arrivo presso Giove della sonda intitolata al grande scienziato italiano, la Galileo, seguita da Mars Pathfinder, che nel 1997 atterrerà su Marte insieme al rover Sojourner, e dalla sonda Cassini, che sempre nel 1997 inizierà il suo lungo viaggio verso il pianeta Saturno.

L'anno successivo avvengono la scoperta del tenue anello di Giove e l'inizio della costruzione della Stazione Spaziale Internazionale, seguiti da un altro evento significativo che nel 1999 vedrà E. Collins come prima donna comandante dello Space Shuttle. La sonda NEAR invece nel 2000 raggiungerà per la prima volta un asteroide (EROS) discendendone sulla superficie l'anno successivo.

Il resto è storia di oggi, con l'esplorazione corrente e futura del sistema solare da parte di numerose sonde interplanetarie (Stardust, Ulysses, Mars Odissey 2001, Genesis, ...) che sempre

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più cercheranno di dare risposta alle domande che da sempre si è posto l'uomo: dove, come, quando è nato l'universo.

Mitologia ed astronomia

Una parte importante occupano nell'astronomia quei miti e quelle leggende, frutto della fantasia, con cui spesso gli antichi spiegavano i fenomeni astronomici e naturali, quasi a volerne dominare le cause e gli effetti. Essi, non essendo il mito intrinsecamente legato allo studio del cielo, erano frutto dell'approccio con il mondo esterno ed i suoi pericoli. Così apparivano in cielo eroi e dei, che in un modo o nell'altro accompagnavano la quotidianità dell'uomo antico.

I primi furono i babilonesi che sulla base dell'osservazione celeste trassero dei segni per l'interpretazione dell'avvenire, poi fù la volta degli egizi. Ognuno con le proprie divinità ed i propri eroi, ai quali si trovava comunque un posto ed un ruolo nel firmamento.

Importando i loro studi astronomici i greci adattarono alla propria cultura mitologica le conoscenze dei loro predecessori, e stilarono così i primi cataloghi stellari adeguando i nomi dei corpi celesti alle loro tradizioni. Nacquero allora tutta una serie di costellazioni, pianeti e altri corpi celesti, ognuno dei quali impersonava i personaggi cari all'immaginario collettivo degli antichi. Tutto ciò rende particolarmente suggestiva la volta celeste facendola diventare un palcoscenico in cui si esibiscono eroi e divinità, protagonisti principali di leggende lontane nel tempo.

Non tutte le costellazioni però hanno un'origine che è legata alla mitologia antica, infatti la gran parte di quelle circumpolari meridionali sono di provenienza molto più recente, essendo il cielo meridionale precluso alle civiltà del mediterraneo per via della latitudine. Furono introdotte infatti dagli astronomi dal 1500 in poi, dopo che l'esplorazione dell'emisfero australe aveva mostrato quella parte di cielo rimasta sino ad allora nascosta.

Ecco allora una breve descrizione di quelle che più comunemente sono state le origini mitologiche delle costellazioni e degli altri corpi celesti conosciuti nell'antichità, ovvero i pianeti, il Sole, la Luna e la Via Lattea.

Costellazioni

• ARIETE Gli egizi vedevano in esso il dio solare Ra. Nel mito greco invece rappresentava l'animale a cui il

dio Ermes affidò i due figli del re di Tessaglia, Elle e Frisso, affinchè fossero condotti nella Colchide,

lontano dalla malvagità della loro matrigna. Durante il viaggio Elle cadde sulla Terra in quella zona che

viene oggi denominata Ellesponto (lo stretto dei Dardanelli). Frisso invece, una volta giunto a

destinazione, sacrificò l'ariete agli dei conservandone poi la pelle (il vello d'oro) fino a che non fù

conquistata da Giasone.

• TORO Contiene gli ammassi delle Iadi e delle Pleiadi rispettivamente le ninfe che allevarono il dio Dioniso

e le sette figlie di Atlante. In antichità per i greci raffigurava: uno dei tanti travestimenti con cui Zeus

aveva conquistato Europa, la giovane Io, tramutata in toro sempre dal re degli dei affinchè la sua

consorte Era non ne scoprisse la relazione con la fanciulla, od il minotauro del mito di Teseo e Arianna.

Per gli egizi era invece il bue sacro Apis mentre gli arabi vedevano nella stella Aldebaran l'occhio del toro.

• GEMELLI Impersonano secondo i greci i gemelli Castore e Polluce figli di Zeus, detti Dioscuri, nati da una

relazione adulterina del dio con la regina di Sparta, Leda. Erano anche i fratelli della famosa Elena di

Troia. Danno il nome alle due stelle principali della costellazione e furono molto amati a Roma tanto che i

romani eressero un tempio in loro onore e li assimilarono ai leggendari fondatori della città Romolo e

Remo.

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• CANCRO e CAPRICORNO In esse cadevano nell'antichità i solstizi e per questo ancora oggi i Tropici

portano i loro nomi. Simboleggiavano, il Cancro, il percorso a ritroso del Sole che dopo aver raggiunto

l'altezza maggiore rallenta ed inverte il suo cammino, mentre il Capricorno raffigurava la rinascita del

ciclo solare. Per i greci quest'ultimo era anche la capra Amaltea che allattò Zeus da bambino oppure il dio

Pan dalle sembianze di capra.

• LEONE Impersonava per gli egiziani il dio sole Ra od Osiride, mentre per i greci era il leone ucciso da

Ercole. Contiene la stella Regolo che Tolomeo battezzò così, ossia "piccolo re".

• VERGINE Il mito della Gran Madre raffigurante Demetra per i greci e Cerere per i romani. Dea della

fecondazione tiene in mano il simbolo della vita, la stella Spica, ossia il grano. Per gli egizi era la dea

Iside.

• BILANCIA Unico segno dello zodiaco che non raffigura un animale. Probabilmente fu creata durante la

dominazione romana in Egitto in onore di Giulio Cesare e rappresenta il simbolo dell'equità visto che uno

degli equinozi, quello d'autunno, anticamente cadeva in questa costellazione e come sappiamo in quel

periodo la durata del giorno è uguale a quella della notte.

• SCORPIONE Nel mito egizio rappresentava lo scorpione che punse il figlio del dio Osiride, Horus, mentre

i greci lo immaginavano come l'animale che Era inviò contro Orione per punirlo della sua vanità.

• SAGITTARIO Mezzo uomo e mezzo cavallo era un essere immortale che eccelleva nelle arti, tanto che

insegnò ad Esculapio, figlio del dio Apollo, quella della medicina. Fù anche il tutore di Achille, l'eroe di

Troia, oltre che di Giasone e di Ercole. Proprio quest'ultimo ne decretò la morte ferendolo per errore con

una freccia durante lo scontro con l'Hydra. Chirone, gravemente ferito, supplicò allora Zeus affinchè lo

liberasse dalle sofferenze togliendogli il dono dell'immortalità. Il dio accolse le sue richieste portandolo

poi eternamente in cielo a ricordo della sua saggezza.

• ACQUARIO Rappresenta Ganimede il giovane rapito da Zeus e che somministrava le bevande agli dei.

Altre leggende lo immaginano come Zeus stesso che versa l'acqua vitale sulla Terra, dai cui rivoli nascerà

il fiume celeste Eridano.

• PESCI Incarna i due pesci che salvarono la dea Afrodite dall'annegamento, la quale per premiarli li pose

in cielo a ricordo della loro impresa.

• ORSA MAGGIORE I greci la identificarono in Callisto, tramutata in orsa da Era perchè gelosa di Zeus che

si era innamorato di lei. Il dio la riparò in cielo per salvarla dal figlio Arcade che, durante una battuta di

caccia, erroneamente la stava uccidendo sconoscendone la vera identità. Il nome probabilmente deriva

dal greco arctos che significa orso, con il quale i greci indicavano le regioni settentrionali, e da cui deriva

il nostro artico. Per gli egizi invece era il dio Seth.

• ORSA MINORE Per gli Egizi fu il cane del dio Seth, usato dai Fenici che essendo grandi navigatori si

orientavano con la punta della sua coda la quale indica il Nord.

• TRIANGOLO Piccola costellazione che secondo gli egiziani raffigurava il delta del Nilo od anche il sacro

occhio di Horus, figlio di Osiride ed Iside, strappatogli dal dio del male Seth.

• ERIDANO Fiume celeste che nella mitologia dei greci portava al mare Oceano. Per gli egiziani era

sicuramente la raffigurazione del Nilo.

• ORIONE Probabilmente nell'Egitto antico rappresentava il dio Osiride mentre i greci vedevano in questa

costellazione il cacciatore omonimo intento in una battuta di caccia alla Lepre. Questa è infatti raffigurata

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nell'adiacente costellazione così come i cani di Orione che lo seguono fedelmente. Rappresenta anche il

cacciatore che Era volle punire per la sua vanità facendole pungere ed uccidere dallo Scorpione.

• CANE MAGGIORE e CANE MINORE Secondo i greci erano i cani che accompagnavano Orione, mentre il

primo raffigurava anche il dio Anubi per gli egiziani. Dal nome di queste costellazioni deriva il termine

canicola con il quale si indica il periodo più caldo dell'anno. Questo perchè nell'antichità presso gli egiziani

la stella Sirio del Cane maggiore indicava con il suo sorgere, al solstizio d'estate, il periodo più caldo

dell'anno ed il successivo arrivo delle inondazioni del Nilo. Questa stella inoltre raffigurava la dea Sothis-

Iside.

• LEPRE L'animale oggetto della caccia di Orione che viene raffigurato nella omonima costellazione, la

quale secondo i greci fu creata dal dio Ermes per premiare la velocità dell'animale.

• AURIGA Era il figlio della dea Atena inventore della quadriga, mentre la sua stella Capella ha volte è

stata identificata con Amalthea, la capra che allattò Zeus ancora infante.

• CARENA, POPPEA e VELA Fra le poche costellazioni australi conosciute ai popoli del mediterraneo, che

inizialmente le raffiguravano tutte assieme nella costellazione della Nave Argo, poi soppressa e

smembrata nelle tre attuali. Costruita con il legno sacro agli dei era l'imbarcazione con la quale partirono

Giasone e gli Argonauti alla ricerca del vello d'oro.

• BIFOLCO Rappresenta Arcade, figlio di Callisto e Zeus, che durante una battuta di caccia stava per

errore uccidendo l'orsa sotto le cui sembianze si celava la madre, essendo all'oscuro del fatto che Era,

gelosa di Zeus, l'avesse mutata in orsa. La vicenda fu interrotta dal re degli dei che intervenendo

immortalò entrambi nel cielo. Viene raffigurato mentre tiene al guinzaglio i due Cani da caccia

dell'omonima costellazione.

• CHIOMA di BERENICE I greci immaginavano in questa costellazione i capelli di Berenice, moglie del

faraone Tolomeo Evergete, che fece voto alla dea Iside di tagliarli se il marito fosse tornato vittorioso

dalla guerra in Siria.

• CORONA BOREALE Arianna, figlia di Minosse re di Creta, era stata destinata dal padre in sacrificio, in

onore di Atena, al minotauro, un mostro mezzo uomo e mezzo toro, che soggiornava in un labirinto del

palazzo regale a Cnosso. Qui ella venne liberata da Teseo che la portò con sè abbandonandola poi in

un'isola deserta. La giovane venne in seguito soccorsa dal dio Dioniso che per conquistarla le donò

appunto una corona.

• OFIUCO In antichità per i greci era il Serpentario, una costellazione che comprendeva quelle attuali di

Ofiuco e quelle adiacenti dette Testa e Coda di serpente. Rappresentava il dio Esculapio, dio della

medicina, che tiene in mano il simbolo di quest'ultima ovvero il serpente.

• CORVO Rappresenta l'uccello sacro al dio Apollo. Viene raffigurato nell'intento di beccare l'Hydra nei

pressi del Cratere, altra costellazione, che rappresenta il recipiente che il dio consegnò all'uccello perchè

gli fosse riempito d'acqua. Il volatile infatti, attardatosi nell'adempiere il suo compito, si giustificò al

ritorno con l'essere stato attaccato dall'Hydra, cosicchè il dio per punirli li scagliò in cielo tutti e due.

• AQUILA Per i greci era l'uccello sacro a Zeus che rapì Ganimede, il quale divenne poi il coppiere degli

dei.

• PESCE AUSTRALE Mito siriano che raffigura un pesce che attinge acqua dall'adiacente Acquario.

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• DELFINO I miti greci lo immaginano come l'animale che aiutò Arione, un poeta greco che era stato

inviato in Italia dal suo sovrano, il re di Corinto. Durante il viaggio egli venne derubato e gettato in mare

dall'equipaggio e si salvò solo grazie all'intervento del cetaceo che portandolo in groppa lo trasse in salvo.

• CIGNO Rappresentava gli animali sacri alla dea Afrodite o Zeus che per conquistare una fanciulla si

travestì da esso. Altre leggende lo immaginano come l'uccello che tentò di salvare Fetonte, figlio di

Apollo, che un giorno appropriatosi del carro solare, provocò una distruzione totale della terra e del cielo.

Zeus infuriatosi per punirlo lo fece affogare nel fiume Eridano, dove il Cigno tentò inutilmente di salvarlo.

Il re degli dei, in riconoscimento della sua bontà, portò il volatile in cielo immortalandolo eternamente.

Per i primi cristiani era invece la croce di CRISTO.

• PERSEO Figlio di Zeus e Danae, fu confinato in un'isola deserta insieme alla madre perchè un oracolo

aveva profetato al nonno che il giovane lo avrebbe spodestato. In esilio, il re del luogo insidiava Danae,

così per liberarsi di Perseo lo inviò alla caccia delle Gorgoni, tremende creature che con lo sguardo

pietrificavano chiunque le osservasse. L'eroe, grazie all'aiuto di Atena ed Ermes, riuscì nell'impresa ed al

ritorno dalla sua avventura s'imbattè in Andromeda che salvò dal mostro marino. E' immaginato mentre

tiene in mano la testa della Medusa di cui un occhio è raffigurato dalla stella Algol, l'occhio del diavolo per

gli Arabi.

• ANDROMEDA Rappresenta la figlia di Cefeo e Cassiopeia, destinata in sacrificio al mostro marino inviato

dal dio Nettuno. La giovane, mentre aspettava la sua triste fine legata ad una roccia, fu improvvisamente

salvata dall'arrivo di Perseo che la liberò sconfiggendo poi la terribile belva.

• CASSIOPEA Mito di origine greca che impersona l'omonima regina di Etiopia. Questa offese le Nereidi,

ninfe del mare e figlie di Nettuno, sfidandole in una gara di bellezza, così che il dio volle punirla per la sua

vanità scagliando contro il suo popolo un mostro marino.

• CEFEO Marito di Cassiopeia e padre di Andromeda, dopo aver consultato l'oracolo di Ammone decise, per

placare l'ira del dio del mare, di offrire in sacrificio al mostro la figlia. Per gli egiziani raffigurava il faraone

Cheope.

• PEGASO Cavallo alato partorito dalla Medusa che fu donato dal dio Nettuno a Bellerofonte per

sconfiggere la Chimera. Quest'ultimo reso raggiante dal successo dell'impresa tentò di raggiungere il

monte Olimpo, cosa che gli venne impedita da Zeus che lo fece cadere dal cavallo. L'animale riuscì

comunque nell'impresa divenendo uno dei preferiti dal re Zeus.

• ERCOLE Figlio di Zeus ed Alcmena, che Era, consorte del re degli dei, tentò di uccidere con un serpente

che invece fu strangolato dall'eroe. Grazie alla sua leggendaria forza supera le dodici leggendarie fatiche

che lo vedranno sconfiggere, fra gli altri, il Leone, l'Hydra ed il Drago.

• DRAGONE I greci lo immaginarono come il drago, guardiano del giardino delle Esperidi, sconfitto da

Ercole o come il mostro che Atena prendendolo per la coda scagliò in cielo.

• IDRA Altra fatica di Ercole che rappresenta il mostro a sette teste sconfitto dall'eroe greco od anche il

serpente punito da Apollo.

• LIRA Lo strumento inventato dal dio Ermes e che veniva suonato da Orfeo.

• FRECCIA Il dardo che Apollo scagliò contro i Ciclopi per vendicarsi della morte del figlio Esculapio.

• ARA Connessa in antichità al Centauro, rappresentava l'altare di questi, o quello del dio Dioniso.

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• CENTAURO Guerriero mezzo uomo e mezzo cavallo, viene raffigurato con una sua preda, la bestia

crudele Lupo.

• CAVALLINO Antica costellazione creata dai babilonesi.

• BALENA Raffigura il mostro marino al quale era stata sacrificata Andromeda.

Altri oggetti celesti - Pianeti

Anche gli altri corpi ed oggetti celesti conosciuti in antichità, sono stati protagonisti di leggende mitologiche. Infatti, presso i greci, la maggior parte di essi era stata battezzata con i nomi delle loro divinità, che poi successivamente furono importati ed adattati dai romani alle loro tradizioni e mantenuti sino ai nostri giorni. Il culto dei pianeti risale invece ai babilonesi che si dedicavano allo studio ed alla previsione delle configurazioni planetarie, convinti com'erano che tutto ciò influenzasse il destino dell'uomo.

• VIA LATTEA La striscia lattiginosa che taglia il cielo, e che noi sappiamo essere la nostra galassia, per i

greci rappresentava del latte perso da Era mentre allattava Ercole che versandosi si sparse nel cielo.

Quest'ultimo infatti, era figlio di Zeus ed Alcmena la quale, per paura di ritorsioni da parte della consorte

del re degli dei, lo abbandonò subito dopo la nascita. Zeus, che teneva molto al neonato, fece in modo

con la complicità di Atena che la moglie stessa lo trovasse fra i campi, la quale inteneritasi prese

immediatamente ad allattarlo rendendolo immortale. Vi sono anche altri miti che immaginano la galassia

come il percorso celeste che portava al regno dei morti.

• IADI Figlie di Atlante erano le sette ninfe che allevarono il dio Dioniso.

• PLEIADI Altre sette figlie di Atlante immortalate nel cielo da Zeus per via della loro saggezza e per

essere sottratte alle insidie del cacciatore Orione.

• SOLE Da sempre ritenuto una divinità universale era il dio Elios, dio della luce e del calore, che guidava il

suo carro solare lungo il cielo preceduto dalla sorella Eos, l'aurora. Giunto alla sera si riposava e gli

veniva dato il cambio dall'altra sorella Selene. Oltre che per i greci, anche per gli egiziani il Sole era

oggetto di culto infatti essi vedevano in lui il dio Amon-Ra, il cui simbolo era il toro, od il dio Aton.

• LUNA Regina della notte, collegata alla natura ed al culto dei morti, era anche la dea della fecondità. Per

i greci era la dea Selene, sorella di Elios e di Eos, che guidava il carro lunare. I romani invece vedevano

in essa la dea della caccia Diana mentre gli egizi la identificavano con Iside.

• MERCURIO Rappresenta il dio Ermes, Mercurio per i romani ed i latini, simbolo della velocità e

dell'astuzia ed inventore di numerose arti fra le quali l'astronomia, la musica e la ginnastica. Protettore

dei viaggiatori e dei mercanti era anche il "messaggero degli dei".

• VENERE Pianeta che incarna il mito antichissimo della Gran Madre, dea della fecondità. Veniva anche

identificata presso i greci ed i romani come dea della bellezza e dell'amore.

• MARTE Impersona l'omonimo dio della guerra, Ares per i greci, padre di Romolo e Remo. Era molto

amato dal popolo romano tanto che in suo onore fu chiamato il mese della riapertura delle operazioni

militari dopo la sospensione invernale ossia Marzo. Combatteva guidando un carro ed era accompagnato

dai figli Deimos, la Paura, e Phoibos, il Terrore.

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• GIOVE Il re degli dei, e dunque anche dei pianeti, a cui sono riferiti anche i nomi dei suoi satelliti

maggiori che ricordano quelli delle sue amanti. Dio della luce manifestava la sua volontà con tuoni e

fulmini.

• SATURNO Il dio Crono, Saturno per i romani, padre di Zeus che regnò sul mondo spodestando il proprio

padre Urano dopo averlo evirato. A sua volta, narra il mito, che venne sconfitto dal proprio figlio e che

quindi emigrò nel Lazio dove fondò una civiltà detta "età dell'oro".

Storia ed origini del calendario

Risolto il problema della misurazione delle ore, come successione di istanti, resta la questione della numerazione cronologica dei giorni a partire da determinate date.

Origine astronomica del calendario

Riferiti all'anno come lo chiamavano i romani, da annus, il cerchio che periodicamente riporta sui suoi passi il motore del tempo, nacquero i primi calendari impostati sul moto di un astro, quasi sempre uno degli astri maggiori, o tutti e due nel caso di calendari lunisolari.

E' innegabile infatti che lo scorrere del tempo, e quindi il calendario, siano in relazione con i maggiori cicli astronomici e perciò avremo l'anno pari al ciclo stagionale, e quindi al periodo di rivoluzione della Terra attorno al Sole, il mese basato sulle fasi lunari e le settimane che fondano la propria origine, oltrechè nel ciclo lunare e nella tradizione biblica della creazione, anche nei babilonesi che identificavano ogni giorno con una divinità e quindi con uno dei sette astri maggiori (Sole, Luna ed i 5 pianeti visibili).

Da tutto ciò si ottiene una progressione dei giorni a partire da una data d'inizio, il Capodanno, che è stata anch'essa protagonista di modifiche e di successive revisioni. Gli egizi ad esempio contavano i giorni dell'anno a partire dal levare eliaco della stella Sirio, all'incirca in prossimità del solstizio d'estate ed in concomitanza dell'arrivo delle inondazioni del Nilo. Per gli antichi romani invece l'inizio dell'anno decorreva a partire dalla primavera, sino a che non fù deciso di iniziare dal primo di gennaio probabilmente perchè in prossimità di tale data il Sole, passando per il solstizio d'inverno, segnava l'inizio di un nuovo ciclo.

Ogni popolo ed ogni civiltà contano generalmente gli anni a partire da un determinato evento. Così nel calendario gregoriano si contano a partire dalla nascita di CRISTO, in quello giuliano a partire dalla fondazione di Roma ed in quello islamico dall'Egira. Esistono tuttavia dei popoli che numerano gli anni raggruppandoli in cicli come i cinesi o gli eschimesi.

Anche l'inizio del giorno è stato soggetto a variazioni. In passato esso iniziava mezz'ora dopo il tramonto, all'avemaria, o a mezzogiorno quando il Sole passa al meridiano. La sua suddivisione in 24 ore risale invece all'epoca dell'Italia dei comuni, quando si introdussero i campanili che con il loro scoccare segnavano il passare del tempo.

Calendario lunare, solare, lunisolare

Usato sin dalle prime civiltà mediterranee il calendario lunare, di immediata concezione, è riferito alle fasi lunari le quali consentono di gestire facilmente le settimane ed i mesi con i loro cicli di 7 e quasi 29 giorni. Ben presto però ci si rese conto delle limitazioni che esso comportava. Infatti, essendo il mese lunare più corto di quello solare, necessitava di frequenti correzioni per riallinearlo al moto della Terra e quindi al ciclo stagionale.

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Il calendario solare dà invece con buona approssimazione il passare degli anni, visto che si basa sul moto della Terra attorno al Sole, ed è perciò sincronizzato alla durata delle stagioni, che sono una conseguenza diretta dello stesso moto orbitale del nostro pianeta. Anche in questo caso occorre però una correzione non essendo tale periodo un numero intero, è stato infatti necessario ricorrere all'introduzione dell'anno bisestile per garantire un certo sincronismo fra l'anno civile e quello tropico. Il calendario gregoriano, quello attualmente in uso da noi e nella maggior parte del mondo, è appunto di questo tipo.

Il calendario lunisolare si basa invece sul movimento combinato dei due astri e perciò, non essendo i relativi periodi multipli fra di loro, bisogna apportare degli aggiustamenti affinchè il ciclo lunare e quello solare, e quindi quello stagionale, siano fra loro sincronizzati. A questo si pose rimedio con la scoperta del "ciclo di Metone" una corrispondenza fra i cicli periodici dei due astri, ovvero del fatto che 19 anni solari corrispondono a 235 lunazioni. I greci ad esempio integravano ogni tanto un anno di 13 mesi per recuperare i giorni che mancavano.

Calendario Gregoriano

E' un diretto discendente di quello usato dai romani, dal quale discendono anche i nomi dei giorni della settimana e dei mesi che rispettivamente ricalcano, tranne qualche eccezione, i nomi delle loro divinità e della loro successione numerica. Lo stesso nome, calendario, deriva da calendarium, il registro delle tasse, che venivano riscosse ai primi di ogni mese, ossia alle calende.

Queste erano dei giorni che facevano parte della tradizionale suddivisione del mese in calende, none ed idi, a cui per colmare la differenza con il mese lunare ne venivano aggiunti degli altri. Tale sistema fù usato dagli antichi romani sotto la leggendaria monarchia di Numa Pompilio, sino alla riforma operata da Giulio Cesare che introdusse il sistema in uso presso gli egiziani.

Questo era basato sull'anno di 12 mesi e 365 giorni, ai quali ogni 4 anni, per colmare la differenza fra il valore intero e fittizio di 365, e quello decimale e reale di 365,25 giorni, veniva aggiunto un giorno nel mese di Febbraio precisamente il sesto prima delle calende di Marzo, che in tal modo veniva a cadere per due volte e perciò era chiamato bisesto, da cui anno bisestile.

Il calendario fu chiamato giuliano in onore di Giulio Cesare, a cui venne dedicato anche il mese di Luglio da Julius, imitato poi da Augusto che battezzò con il proprio nome il mese successivo, Agosto, da Augustus. I nomi attuali del Sabato e della Domenica sono invece di epoca successiva e derivano da shabbat, il sabato ebraico, e da domini dies, il giorno del signore, di estrazione cristiana.

Nonostante varie riforme il calendario giuliano rimase in vigore dal 46 A.C. sino al 1582 D.C. con la differenza, che se prima gli anni erano contati "ab urbe condita", dalla fondazione di Roma (avvenuta nel 753 A.C.), dal 532 D.C., con il cristianesimo trionfante sulla religione pagana dei romani, si decise di contare gli anni a partire dall'anno successivo alla nascita di CRISTO, l'1 D.C.

A lungo andare però la mancanza di un potere politico e l'anarchia che regnarono in tutta Europa durante il Medioevo, fecero sì che ognuno contasse i giorni secondo un proprio sistema. Se a questo aggiungiamo che 365,25 era un valore medio dell'anno solare differente da quello reale di circa 10 minuti (365,24219), come risultato vi furono significative differenze delle date con il ciclo delle stagioni.

A tutto questo marasma pose rimedio nel 1582 papa Gregorio XIII, quando la differenza fra il tempo giuliano e quello solare ammontava ormai a 10 giorni, con una riforma che introduceva delle necessarie correzioni. Fù deciso infatti di non considerare più bisestili gli anni centenari, le cui prime due cifre non fossero divisibili per 4, e di azzerare i giorni mancanti con la cancellazione di 10 giorni dal 4 Ottobre 1582 al 15 Ottobre dello stesso anno. Battezzato gregoriano in onore del promotore della riforma, è tuttora il calendario in vigore nella maggior parte del mondo.

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Calendario Giuliano

Bisogna comunque dire che il calendario giuliano non scomparve del tutto, è rimasto infatti, ed è tuttora in uso in astronomia, come numerazione progressiva dei giorni dal 4713 A.C. in poi, con l'inizio del nuovo giorno a partire da mezzogiorno del tempo universale e senza la classica divisione in giorni, mesi, anni e secoli.

Esso fu introdotto dall'astronomo J. Scaliger nel 1583, che assunse la stessa data d'inizio così lontana nel tempo in modo da comprendere ogni avvenimento storico od astronomico conosciuto, ed è molto utile anche per porre a confronto date di calendari diversi.

Calendario Ebraico

Risale all'incirca al 300 D.C., è di tipo lunisolare ed è strutturato secondo la classica suddivisione dell'anno in mesi e settimane.

Essendo però il ciclo solare e quello lunare di diverso valore, esso è composto da anni alternativamente di 12 e 13 mesi, che a loro volta possono essere composti da 29 o 30 giorni in modo tale da riallinearlo al ciclo stagionale. Ciò avviene riferendosi al ciclo di Metone, in modo tale che 19 anni corrispondano a 235 lunazioni. Gli anni sono contati a partire dal 3762 A.C., mentre l'inizio del giorno parte dal tramonto del Sole.

Calendario Islamico

Esclusivamente lunare, si compone di dodici mesi che corrispondono ad ogni lunazione e sono perciò di 29 giorni a cui, essendo una lunazione pari a 29,5 giorni, vengono intercalati mesi di 30 giorni per un totale di 354 giorni all'anno.

La data d'inizio del mese parte da quella di visibilità della prima falce lunare subito dopo la Luna Nuova. Gli anni sono contati a partire dall'Egira, 622 D.C., anno che commemora il trasferimento di Maometto dalla Mecca a La Medina. L'inizio di ogni nuovo giorno decorre dal tramonto del Sole.

Calendario Repubblicano

Approvato a Parigi dalla Convenzione Nazionale il 24 novembre del 1793, rimase in vigore fino al 31 dicembre 1805.

L'anno era composto da 12 mesi di 30 giorni ciascuno, che a loro volta erano suddivisi in tre periodi di 10 giorni. Il Capodanno era invece fissato al 23 settembre, data dell'equinozio d'autunno. Ad ogni anno venivano aggiunti 5 giorni in più, 6 per l'anno bisestile, per mantenerlo sincronizzato con l'anno tropico.

I nomi dei mesi erano, a partire dal primo dell'anno il 23 settembre: Vendemmiaio, Brumaio, Frimaio, Nevoso, Piovoso, Ventoso, Germile, Fiorile, Pratile, Messidoro, Termidoro e Fruttidoro.

Tempo solare, siderale, civile ed universale

Da sempre l'uomo si è posto il problema di quella infinita successione di istanti che segna con il suo continuo evolversi la sua stessa vita. Considerandone infatti l'intangibilità, si ha sempre avuto l'esigenza di confrontarla con parametri adeguati che potessero seguirne il decorso. Ed ecco allora l'astronomia ed i suoi processi, il moto degli astri, le stagioni, ed ogni altro evento che abbia influenza sulla vita umana.

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Tuttavia, grazie al processo tecnologico è stato possibile utilizzare anche grandezze di natura diversa, come per esempio gli orologi atomici, che permettono una maggiore precisione laddove si è scoperto che i metodi astronomici, se non adeguatamente regolati, porterebbero a delle corruzioni del tempo stesso. Basta pensare al rallentamento del moto della Terra, che seppure impercettibile, su larga scala invece provoca errori di una certa rilevanza.

Per la sua misurazione allora si possono usare sistemi di tipo diverso, anche se allo stato attuale la nostra esistenza continua ad essere legata a quei fenomeni di natura astronomica di maggior rilievo, quali il moto di rotazione e di rivoluzione della Terra, il conseguente moto apparente del Sole e delle stelle, l'alternarsi del giorno e della notte ed il ciclo delle stagioni.

Il nostro punto di riferimento sarà basato allora sul moto apparente dell'astro maggiore il Sole o su quello di un determinato punto del cielo il punto d'ariete. Da ciò otterremo dei sistemi di misurazione, ognuno con caratteristiche diverse, ma comunque utili ai fini del computo del tempo, sia esso inteso come una successione di istanti o come un intervallo temporale fra due eventi.

Tempo Solare

Già dall'antichità, quando non esistevano ancora le necessarie conoscenze scientifiche, il primo strumento di cui si servì l'uomo è stato il Sole, o meglio il suo danzare fra l'orizzonte nel corso delle stagioni, che giornalmente lo proietta nel cielo lungo traiettorie differenti a seconda dei mesi. E' noto infatti come esso, sorgendo ad Est e tramontando ad Ovest, descriva in cielo degli archi di cerchio differenti che distano fra +23,5 e -23,5 gradi dall'equatore celeste. Conseguentemente questi intersecheranno in punti diversi il meridiano del luogo e quindi l'orizzonte terrestre. Allora per conoscere il tempo basta riportare tali punti su una determinata scala di valori.

E' così che nacquero i primi orologi solari detti anche Quadranti o Meridiane, i quali servendosi dello gnomone, un'asta verticale o un foro in una parete, ne proiettavano l'ombra su una curva di valori che dava instantaneamente l'ora solare. Era comunque un sistema molto limitato, se si pensa che funzionasse solo di giorno od in presenza di cielo terso.

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Attualmente con il tempo solare si indica la durata del giorno, che equivale a due successivi passaggi del Sole al meridiano, il cerchio massimo della sfera celeste passante per i poli e per lo zenit, ovvero all'intervallo di tempo compreso fra due culminazioni superiori (od inferiori) del Sole.

Inoltre, dipendendo dai moti della Terra, anche il tempo solare seguirà le loro fluttuazioni divenendo così un valore variabile nel corso dell'anno. Questo perchè il nostro pianeta orbitando attorno al Sole segue una traiettoria ellittica che lo porta a distanze diverse. Conseguentemente la velocità varierà fra un minimo ed un massimo, quando esso sarà rispettivamente nel punto più lontano, l'afelio, o nel punto più vicino, il perielio.

Lo stesso movimento seguirà dunque l'astro maggiore nella sua traiettoria diurna, causando durante l'anno una diversa durata del giorno. Per ovviare a questo problema si usa allora il valore medio fra la durata massima e quella minima, ossia il tempo solare medio, la cui unità di misura, il secondo, equivale alla 86400a del giorno solare medio che è invece pari a 24 ore.

Tempo Siderale

Determinato a partire da quel punto dell'equatore celeste detto punto d'Ariete, si riferisce all'intervallo temporale compreso fra due suoi successivi passaggi al meridiano.

Il multiplo della sua unità di misura, il giorno siderale, è inferiore di 4 minuti a quello solare perchè l'astro maggiore, non essendo fermo rispetto alla volta celeste come il punto d'Ariete, si sposta quotidianamente di tale valore, ritardando quindi di altrettanto il suo passaggio al meridiano che così, accumulandosi in un anno, ammonterà ad un giorno. Ne deriva che un anno siderale contiene 366,25 giorni, un giorno in più rispetto all'anno solare.

Considerando inoltre che il punto d'ariete varia la sua posizione per via del fenomeno della precessione degli equinozi è utile riferirsi al suo valore medio, ossia al tempo siderale medio.

Tempo Civile

Viene calcolato a partire dall'istante di culminazione inferiore del Sole, è perciò pari al valore solare medio aumentato di 12 ore in modo da renderlo più consono agli usi della vita civile. L'inizio di ogni nuovo giorno si verifica infatti nella parte centrale della notte.

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Essendo però dipendente dall'istante del passaggio del Sole al meridiano, esso sarà uguale per ogni posto della Terra che abbia la medesima longitudine del luogo considerato, così che nella stessa nazione si avrebbero delle differenze di valori tanto più grandi, quanto essa sarebbe estesa in longitudine.

Per ovviare a tutto ciò sono stati creati i fusi orari che dividono la superficie terrestre in 24 settori di 15 gradi ciascuno, comprendendo intere nazioni alle quali è stata assegnata l'ora del meridiano centrale del fuso orario di appartenenza.

Essi si contano verso Est, a partire dal primo fuso detto di Greenwich, località inglese su cui passa il meridiano zero, cui è stato attribuito il valore di Tempo universale (TU) o Tempo Medio di Greenwich (GMT). Al fuso orario successivo, che differisce in più di un'ora, è stata invece assegnata la denominazione di Tempo medio dell'Europa centrale (TMEC).

La ricerca della vita extraterrestre

Nella storia è sempre più cresciuto il desiderio da parte dell'umanità di ricercare nello spazio cosmico eventuali forme di vita. Infatti da quando si è raggiunta la certezza di uno spazio immenso, ben più grande di quello occupato dalla Terra, o se vogliamo dal sistema solare, i confini dell'osservazione astronomica si sono allargati a dismisura arrivando a comprendere quelli dell'intero universo. E' naturale quindi il desiderio di ricercare forme di vita aliene con le quali confrontarsi, e poter così fugare il turbamento che deriva dall'idea di essere soli nell'universo.

Considerazioni generali

In passato si riteneva certa la presenza di esseri viventi nel nostro sistema solare particolarmente sul pianeta Marte. Tutto questo è nato da errate valutazioni che nei secoli scorsi hanno visto protagonisti persino eccellenti scienziati. Ad esempio nel diciottesimo secolo l'astronomo Schiaparelli, attraverso le sue osservazioni al telescopio, notò sul pianeta Marte delle linee che tagliavano il pianeta e che furono interpretate come delle opere irrigue di ipotetici ingegneri marziani, mentre in effetti non erano altro che delle distorsioni visive dello strumento.

Le sonde spaziali del ventesimo secolo, inviate su Marte e verso altri pianeti, hanno però escluso in maniera categorica ogni possibile presenza di vita sul pianeta rosso od all'interno del sistema solare, sottolineando la mancanza di quelle condizioni necessarie all'evoluzione di una qualsiasi forma di vita attuale o pregressa. E' come se la posizione della Terra sia quella più favorevole per lo sviluppo di determinati elementi ritenuti indispensabili a modelli vitali simili al nostro. La temperatura ad esempio, proibitiva su quasi tutti i pianeti, o la mancanza di una atmosfera simile alla nostra, per non parlare della gravità, eccessiva su Giove e Saturno e debole sulla Luna.

Conclusasi la ricerca nel sistema solare, gli orizzonti del campo d'indagine si allargano necessariamente alla nostra galassia ed a quelle adiacenti avvalendosi di teorie, oramai accertate dagli studiosi, le quali fanno pensare che comunque da qualche parte nello spazio cosmico una qualsiasi forma di vita dovrà pur esistere.

Per prima l'immensità dello spazio che rende irragionevole pensare che il fenomeno della vita possa essere circoscritto ad un'area così ristretta qual è il sistema solare, seguita dalla scoperta in quasi tutto l'universo di quei componenti ritenuti essenziali per la vita di ogni organismo, ossia

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le molecole organiche. Basate sull'idrogeno, ossigeno, carbonio ed azoto, esse sembrano essere presenti sia nei corpi del sistema solare come nelle grandi nubi intergalattiche che adornano il cosmo.

La cosa più importante che supporta la ricerca di vita extraterrestre è comunque la scoperta di alcune stelle che come il Sole sono dotate di pianeti, i quali se dotati di caratteristiche simili alla Terra, potrebbero presentare forme di vita in evoluzione o già sviluppate.

La ricerca di queste probabili civiltà aliene è comunque resa difficoltosa dalla impossibilità di poter interagire con loro date le immense distanze in gioco. E' per questo che in passato, precisamente negli anni settanta, alcune sonde interplanetarie sono state equipaggiate con dei particolari messaggi sperando che in futuro possano essere intercettati ed interpretati da civiltà intelligenti, visto che le navicelle, una volta assolto il compito di esplorazione all'interno del sistema solare, avrebbero vagato nello spazio esterno.

E' il caso della sonda Pioneer 10, inviata verso il pianeta Giove, che conteneva un disegno raffigurante l'uomo e la donna, nonchè dei riferimenti alla Terra, al sistema solare ed alla rotta della navicella. Le sonde Voyager, inviate verso Saturno, Nettuno ed Urano, sono state dotate invece di dischi sui quali sono stati registrati immagini e descrizioni della nostra civiltà.

foto NASA

Il sistema più pratico su cui si possa basare la ricerca di eventuali contatti con civiltà aliene provenienti dallo spazio è quello delle onde radio, visto che esse viaggiano alla velocità della luce, attualmente la più alta conosciuta.

Formula di Drake

Ed è appunto in questo settore che si stanno intensificando l'osservazione e gli studi. Già dagli anni sessanta è stato introdotto questo metodo grazie ad uno scienziato americano F. Drake, che persino quantificò nella seguente equazione l'esistenza di civiltà intelligenti nella nostra galassia:

C = S x Sp x St x Sv x Si x Sit x D

• C - numero di possibili civiltà intelligenti;

• S - numero delle stelle della Via Lattea;

• Sp - percentuale di S con pianeti;

• St - percentuale di Sp con pianeti simili alla Terra;

• Sv - percentuale di St con presenza di vita;

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• Si - percentuale di Sv con presenza di vita intelligente;

• Sit - percentuale di Si con presenza di vita intelligente ad un livello tecnologico simile al nostro;

• D - durata media di una civiltà.

Radiotelescopio di Arecibo

Risolvere una data formula non è cosa facile viste le numerose incognite attualmente esistenti, ragion per cui la ricerca continua con metodi sempre più raffinati. Nel 1974 ad esempio venne trasmesso dal radiotelescopio di Arecibo, nell'America centrale, un messaggio radio in codice binario contenente descrizioni della nostra civiltà, del nostro livello tecnologico nonchè dei riferimenti al sistema solare ed alla Terra. Inviato verso l'ammasso di stelle M13 nella costellazione di Ercole, distante 25000 anni luce, se ricevuto e correttamente decifrato potrà darci una risposta comunque solo fra 50000 anni.

Progetto SETI

Un altro metodo è quello rappresentato dal progetto SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence) dove oltre 2 milioni di computer di tutto il mondo sono collegati attraverso il web per scandagliare uno spettro radio molto vasto alla ricerca di un eventuale segnale alieno. Il progetto consiste infatti in un software, praticamente uno screensaver, che dopo aver analizzato i dati ricevuti via internet dal radio telescopio di Arecibo li rispedisce al server centrale dove vengono archiviati.

La ricerca della vita extraterrestre è perciò da considerarsi come all'inizio di un lungo percorso dove, nonostante i limiti degli attuali sistemi di ricerca, si spera che, affinando sempre più le tecniche di osservazione nel campo della radioatronomia, si possa dare un giorno una risposta alla domanda che da sempre ci angoscia: Siamo soli nell'universo?

Numeri astronomici

1 Unità astronomica u.a. (distanza media Terra - Sole): 149.597.870 km = 8,5 minuti luce.

1 Anno luce a.l. (distanza percorsa dalla luce in un anno): 9.460 miliardi di km = 63.300 u.a.

1 Parsec: 3,262 a.l. = 30.860 miliardi di km = 206.000 u.a.

Velocità della luce: 299.792 km/sec.

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Distanze Astronomiche

Luna 1,3 secondi luce

Sole 8,5 minuti luce

Plutone 5,3 ore luce

Nube di Oort 1 anno luce

Proxima Centauri 4,2 anni luce

Nucleo Via Lattea 30.000 anni luce

Galassia Nana del Sagittario 80.000 anni luce

Grande Nube di Magellano 170.000 anni luce

Piccola Nube di Magellano 210.000 anni luce

Galassia di Andromeda 2.200.000 anni luce

Superammasso della Vergine 65 milioni anni luce

Confini dell'universo 15 miliardi anni luce

Galassia

massa 100 miliardi di volte quella del Sole

diametro 100.000 anni luce

spessore (nucleo) 15.000 anni luce

spessore (bordo) 5.000 anni luce

numero di stelle 100 miliardi (6000 visibili ad occhio nudo)

velocità di rotazione media 200 km/sec

distanza del Sole dal nucleo galattico 30.000 anni luce

periodo di rivoluzione galattica del Sole 220 milioni di anni

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Stelle

Le stelle più vicine Le stelle più luminose

Sole 8 minuti luce Sole -26,8

Proxima Centauri 4,2 anni luce Sirio -1,4

Rigel Kentaurus 4,5 anni luce Canopo -0,7

Stella di Barnard 5,9 anni luce Rigel Kentaurus -0,2

Wolf 359 7,8 anni luce Arturo -0,1

Lalande 21185 8,1 anni luce Vega 0

Sole

diametro 1.376.000 km (3,5 volte la distanza Terra-Luna, 109 volte il diametro terrestre, 2.400 volte inferiore quello di una stella supergigante)

massa 333.000 volte quella della Terra

volume 1.300.000 volte quello della Terra

gravità 28 volte quella terrestre

densità 1,4 volte quella dell'acqua

temperatura media superficiale

5.800°C

temperatura interna 15.000.000°C

energia consumata 4,5 milioni di tonnellate al secondo

Sistema Solare

Massa sistema solare: Sole 99,85%, Pianeti 0,135%, Altri 0,015%

Il pianeta più . . .

. . . grande Giove (143.000 km di diametro)

. . . piccolo Mercurio (4.878 km di diametro)

. . . vicino (al Sole) Mercurio (58 milioni di km dalla Terra)

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. . . lontano (dal Sole) Nettuno (4.495 milioni di km dalla Terra)

. . . caldo Venere (temperatura superficiale 480°C)

. . . freddo Nettuno (temperatura superficiale -220°C)

. . . veloce Giove (periodo di rotazione 9 ore 50 minuti)

. . . lento Venere (periodo di rotazione -243 giorni)

pianeta con maggiore inclinazione orbitale Mercurio (7°)

pianeta con maggiore inclinazione dell'asse Venere (177,36°)

pianeta con maggior numero di satelliti Giove (63)

asteroide più grande Vesta (530 km di diametro)

satellite più grande Ganimede (Giove - 5.200 km di diametro)

satellite più piccolo Deimos (Marte - 13 km di diametro)

Gravità

Sole 2800

Mercurio 38

Venere 90

Terra 100

Luna 17

Marte 38

Giove 253

Saturno 107

Urano 90

Nettuno 114

Strumenti astronomici

Sin dai tempi antichi lo strumento principale di cui si è avvalso l'uomo per l'osservazione celeste è stato l'occhio, e sebbene ciò possa sembrare riduttivo ai giorni nostri, immersi come siamo in un mondo tecnologico, è proprio grazie ad esso se sono state poste le fondamenta dello studio del cielo e dei relativi fenomeni astronomici con le osservazioni operate dai grandi astronomi dell'antichità.

Strumenti ottici

E' indubbio comunque che un grande passo avanti è stato compiuto con l'ausilio di strumenti ottici come i telescopi. Ad introdurli nello studio dell'astronomia fù G. Galilei, che basandosi sulla scoperta di un ottico olandese costruì il primo modello, un rifrattore, con il quale scoprì i satelliti maggiori del pianeta Giove, il fenomeno delle macchie solari e si dedicò all'osservazione lunare e a quella del pianeta Venere, seguito poi da I. Newton che inventò l'altro tipo di telescopio più usato, il riflettore newtoniano.

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Quelli moderni a tutt'oggi si basano, anche se ulteriormente perfezionati ed accessoriati, sulle stesse caratteristiche. Sono infatti composti da un tubo annerito che funge da sostegno all'obiettivo, un sistema di lenti od uno specchio, che ha la funzione di catturare l'immagine del corpo celeste, la quale verrà poi osservata tramite l'oculare che si trova invece sistemato su un dispositivo a cremagliera per le opportune regolazioni di messa a fuoco.

Generalmente è allora possibile distinguere i telescopi in due grandi classi, i rifrattori ed i riflettori, che si rifanno ad altrettante proprietà della luce, ossia la rifrazione e la riflessione.

Altro strumento ottico abbastanza usato è il binocolo che praticamente si può collocare a metà strada fra l'osservazione ad occhio nudo e quella telescopica. Esso è principalmente formato, come i rifrattori, da un doppio sistema di lenti con una di esse, la principale, che funge da raccoglitore di luce e fà convergere i raggi luminosi su dei prismi raddrizzatori che deviano l'immagine verso gli oculari. A differenza dei telescopi sono caratterizzati da grande portabilità e basso costo, anche se naturalmente non offrono le stesse prestazioni.

Aberrazioni e distorsioni visive

Tutte le lenti o specchi, per quanto perfettamente lavorati, introduranno comunque delle distorsioni ed alterazioni visive delle immagini che vengono dette "aberrazioni ottiche" e che sono il risultato delle stesse proprietà fisiche della luce:

• Aberrazione cromatica - tipica delle lenti è una distorsione visiva che fà apparire l'immagine di un

corpo celeste con i contorni variamente colorati e che è causata dalla diversa misura di rifrazione cui sono

sottoposte le componenti della luce in ragione della loro differente lunghezza d'onda. Ciò viene corretto

mediante l'aggiunta di una ulteriore lente (doppietto acromatico) che scompone i raggi luminosi in

maniera opposta;

• Aberrazione sferica - alterazione dell'immagine, dovuta alla stessa forma della lente o dello specchio,

che introducendo una differente deviazione dei raggi, a seconda della posizione con cui essi incidono sulla

superficie riflettente, provoca un alone che viene corretto con l'uso di specchi parabolici.

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Questo però per quanto riguarda l'osservazione dalla superficie terrestre. E' infatti risaputo che la nostra atmosfera distorce i raggi luminosi comportandosi come un filtro fra noi ed il cielo e disturbando così le visioni dei corpi celesti. A questo si pone rimedio spostando il punto di osservazione il più alto possibile a volte anche nello spazio.

Tuttavia esistono anche altri particolari tipi di telescopio che indagano il cosmo nel campo dell'infrarosso, dei raggi x, dell'ultravioletto e nel campo delle onde radio. E' noto infatti come l'atmosfera terrestre lasci passare, oltre a parte della luce, anche le onde radio, così da quando si sono scoperte sorgenti stellari che emettono particolari impulsi sotto tale forma l'osservazione dell'universo avviene sfruttando anche i radiotelescopi, praticamente delle gigantesche antenne di forma paraboidale che ricevendo i segnali dallo spazio li amplificano per permetterne lo studio. Fra i più famosi quello di ARECIBO che viene impiegato nell'ambito del progetto SETI per la ricerca di civiltà extraterrestri.

Telescopi: rifrattori, riflettori . . .

La luce ha la caratteristica di essere deviata o riflessa dalla direzione originaria da cui proviene, quando attraversa dei mezzi di diversa densità o quando incontra una superficie riflettente. Ragion per cui, sfruttando tali proprietà, è possibile convogliare i raggi che attraversano una lente ottica (convergente o divergente) o incidono su uno specchio concavo, verso un punto detto fuoco. Da questo, che si trova sulla stessa retta passante per il centro della lente o dello specchio (asse ottico) e situato ad una certa distanza (focale) da essi, verrà successivamente estratta l'immagine.

I telescopi possono essere allora distinti in due grandi classi, a seconda che l'obiettivo sia una lente od uno specchio, e perciò avremo i rifrattori ed i riflettori a cui è comunque possibile aggiungerne una terza, praticamente un misto delle precedenti, ossia i catadiottrici.

Rifrattore

Riferito al principio della rifrazione della luce, è un sistema ottico formato da due lenti delle quali la primaria, l'obiettivo, spesso un doppietto di lenti acromatico, ha la funzione di raccogliere i raggi luminosi e di indirizzarli verso il fuoco. Da qui la luce divergerà verso l'oculare, la lente secondaria situata sullo stesso asse, la quale ingrandirà l'immagine del corpo celeste in modo da adattarla alla pupilla. E' indicato per l'osservazione planetaria, solare e lunare e soffre particolarmente dell'aberrazione cromatica. Da rilevare inoltre che a parità di prestazioni costa di più di un riflettore, anche se rispetto a questo necessita di poca manutenzione.

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Riflettore

Sistema ottico basato sul principio della riflessione, composto da uno specchio principale, che raccoglie la luce proveniente da un oggetto celeste, e da un oculare verso cui vengono convogliati i raggi luminosi in maniera diversa a seconda del tipo di strumento. E' un telescopio particolarmente delicato, a causa della manutenzione e della cura che necessita durante l'uso ed il trasporto, affinchè ne venga evitato il decentramento delle parti ottiche. Generalmente i riflettori sono adottati nell'osservazione di galassie e nebulose e soffrono di difetti visivi come il coma.

• Newtoniano - Introdotto da Newton, è formato da uno specchio parabolico (primario) che riceve la luce

e la invia ad uno specchietto inclinato (secondario) situato poco prima del fuoco, che a sua volta la

rifletterà lateralmente verso l'oculare.

• Cassegrain - Si differenzia dal precedente per lo specchio secondario, di forma iperbolica, che a sua

volta convoglia l'immagine verso l'oculare passando per una feritoia situata al centro dello specchio

principale. In questa maniera l'osservatore viene a trovarsi come per i rifrattori dietro allo strumento, che

risulta così molto più compatto e maneggevole.

Catadiottrico

Altro sistema di ottica telescopica costituito da una combinazione di lenti e specchi che, ai pregi dei sistemi precedenti, unisce una maggiore facilità nel trasporto e l'assenza di aberrazioni.

• Schimdt/Cassegrain - Ha lo specchio secondario di forma sferica preceduto da una lastra che ha la

funzione di correggere l'aberrazione sferica.

• Maksutov - Dotato di una lente divergente, situata prima dello specchio principale, che è stata introdotta

per correggere l'aberrazione sferica e quella residua cromatica.

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Parametri valutativi

Un buon telescopio deve essere caratterizzato da alcune caratteristiche fondamentali che possano rendere agevole, ed il più possibile autentica, la visione dei corpi celesti che si vogliono osservare. Ad esempio con seeing buono, ossia con cielo privo di turbolenze atmosferiche, l'immagine di una stella osservata con uno strumento di qualità deve presentare il caratteristico dischetto di AIRY, un disco luminoso che va scemando di intensità verso l'esterno con anelli concentrici. Non devono inoltre essere presenti aberrazioni di nessun tipo, anche se è pressocchè impossibile a causa delle stesse proprietà dei raggi luminosi, che essendo composti da diverse lunghezze d'onda, verranno rifratti o riflessi, da una lente o da uno specchio, in maniera diversa. Ciò comunque viene corretto il più possibile adottando alcuni accorgimenti ottici.

Come parametri per il confronto e la valutazione di diversi strumenti si usano:

• Potere risolutivo - uguale al rapporto fra 120 e d, il diametro dell'obiettivo in millimetri. Più alto è

questo valore e meno lo strumento riesce a separare due stelle vicine;

• Ingrandimento - dipendente dal rapporto fra la lunghezza focale dell'obiettivo e quella dell'oculare,

deve essere rapportato all'oggetto da osservare, altrimenti se eccessivo disperderà la luce rendendo

l'immagine poco contrastata. In genere la misura ottimale corrisponde a due volte il diametro

dell'obiettivo;

• Rapporto focale - rapporto fra la lunghezza focale f ed il diametro d dell'obiettivo, esprime il grado di

luminosità dello strumento;

• Apertura - il diametro dell'obiettivo, è quindi la capacità dello strumento di raccogliere quanta più luce

possibile;

• Lunghezza focale - distanza fra l'obiettivo ed il fuoco.

Montatura

Altra importante caratteristica dei telescopi è il tipo di montatura adottata che dev'essere di pregevole fattura: leggera da trasportare, robusta per impedire anche la minima oscillazione dello strumento e fluida nella meccanica per rendere agevole la visione e l'inseguimento di un corpo celeste lungo il suo tragitto.

Generalmente i diversi tipi di montature ricalcano su apposite manopole le suddivisioni in gradi ed ore delle coordinate astronomiche, mantenendo così i propri assi paralleli a quelli del rispettivo sistema di riferimento:

• Altazimutale - Basata sui due assi, orizzontale e verticale del sistema omonimo, è molto scomoda da

usare perchè per centrare e seguire un astro bisogna continuamente agire sulle due regolazioni, quelle

dell'altezza e dell'azimut, onde fronteggiare il moto della sfera celeste, problema che si evidenzia

particolarmente nell'uso di ingrandimenti eccessivi.

• Equatoriale - Riferita al sistema omonimo, si basa su un asse parallelo all'asse terrestre (asse polare) e

su di un altro perpendicolare ad esso e parallelo all'equatore celeste. Da notare come l'asse polare

descriva rispetto all'orizzonte, un angolo pari alla latitudine del luogo d'osservazione. E' spesso

equipaggiata con motori e cerchi graduati che permettono di seguire agevolmente l'astro desiderato nel

suo movimento.

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Accessori per telescopio

Fra gli accessori che accompagnano la strumentazione principale di ogni astrofilo vi sono gli oculari, praticamente delle lenti d'ingrandimento che hanno il compito di adattare l'immagine di un corpo celeste all'occhio umano. I principali tipi sono: gli Huygens, i Ramsden, i Kellner, i Plossl, gli Erfle e gli ortoscopici.

Altro componente fondamentale è il cercatore, un piccolo cannocchiale a largo campo, che montato parallelamente all'asse dello strumento principale permette di inquadrare agevolmente il corpo celeste desiderato grazie al suo piccolo ingrandimento. E' dotato infatti di un crocicchio nella lente primaria, negli strumenti più sofisticati spesso illuminato, per facilitare il puntamento di qualsiasi oggetto celeste, cosa quasi impossibile con l'ingrandimento usuale.

Quasi indispensabile nelle montature equatoriali è invece il puntatore polare, che come dice il nome serve a puntare il polo Nord celeste, utile quindi a rendere in asse lo strumento affinchè i suoi movimenti risultino paralleli a quelli della sfera celeste.

Diffusa anche la lente di Barlow, un particolare lente divergente che allungando la focale dell'obiettivo fa aumentare il rapporto fra quest'ultima e quella dell'oculare, e quindi il potere d'ingrandimento del telescopio.

Di contro per ridurre la focale, e quindi l'ingrandimento, nei casi in cui si necessiti di una visione ad ampio campo e a grande luminosità, si usano i riduttori di focale che analogamente alla lente di Barlow, ma in maniera opposta, e quindi con una lente convergente, variano il rapporto d'ingrandimento.

Per le osservazioni di corpi celesti dalle alte declinazioni, qualora si usino strumenti con fuoco posteriore come i rifrattori, si usano invece i prismi, particolari solidi di vetro che deviano i raggi luminosi, ruotandoli di 180 gradi, così da agevolare l'osservazione rendendola simile alla visuale ad occhio nudo. Fra i più usati quelli zenitali che deviano l'immagine di 90 gradi.

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Utili per particolari tipi di osservazione sono anche i filtri come quelli usati nell'osservazione solare, che oltre a fornire protezione all'occhio dalla intensa luce, servono a far risaltare i particolari della superficie. Un pò come avviene per quelli lunari e nebulari, nei quali attraverso l'assorbimento di determinati colori, se ne favorisce il risaltare di altri aumentando così il contrasto dell'immagine. Generalmente vengono posti prima dell'obiettivo.

Altri accessori sono i motori elettrici, dei dispositivi che muovendosi in maniera sincrona con il moto celeste permettono di seguire automaticamente il movimento di un corpo. Sono particolarmente utili nella fotografia astronomica ed a volte si accompagnano a sistemi computerizzati che ricercano, a partire dalle coordinate astronomiche, ogni oggetto conosciuto.

Fermo restando la loro destinazione per l'osservazione celeste alcuni telescopi come i rifrattori, possono benissimo essere impiegati nell'osservazione terrestre. Un accessorio indispensabile in questo caso sarà allora il "raddrizzatore d'immagine", la cui finalità è appunto quella di ruotare di 180° la visione telescopica in modo da renderla uguale a quella effettuata ad occhio nudo.

Eratostene: La misurazione del meridiano terrestre

Quando si parla della cultura dei greci spesso ci si riferisce alla filosofia ed alle grandi opere che essi ci hanno tramandato, ma non bisogna mai dimenticare quei personaggi storici, che pur condividendo i principi con i grandi pensatori del tempo, si sono distinti invece in settori ben diversi.

Uno di questi, Eratostene, viene ricordato per una sua grande impresa nel campo astronomico: la misurazione del meridiano terrestre. Un'opera che ai nostri giorni non susciterebbe tanto clamore immersi come siamo in un mondo tecnologico, ricco di strumenti che avrebbero compiuto il lavoro per noi. Ma il merito dello studioso greco, vissuto nel terzo secolo avanti cristo, sta proprio in questo. Ai suoi tempi infatti non esistevano i computer, ne tanto meno le sonde spaziali, ed il suo lavoro era frutto solo ed esclusivamente dell'ingegno o del Logos come lo chiamavano loro.

Misurazione della circonferenza terrestre

Per ottenere questo Eratostene tenne conto del fatto che la città di Alessandria si trova sullo stesso meridiano di Siene, ma con latitudine differente, e che in quest'ultima città il Sole al solstizio d'estate era pressochè a perpendicolo e dunque proiettava un segmento d'ombra pari a zero. Il Sole allora, passando nel medesimo istante per il punto più alto del cielo delle due località, proiettava l'ombra di due aste uguali, situate una per città, in modo diverso a seconda della latitudine.

Avendo nota la distanza fra le due città, e considerando che i raggi solari giungono paralleli sulla superficie terrestre, Eratostene misurò la differenza dell'ombra ricavando l'angolo di latitudine, da cui con una semplice proporzione ricavò la lunghezza della circonferenza terrestre, con buona precisione, visto che secondo i suoi calcoli ammontava a 39400 km, valore poco lontano da quello reale di 40000.

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Gli angoli A1 ed A2 sono uguali perchè alterni interni di due rette parallele, i raggi solari, tagliate da una retta, l'asta, che essendo in verticale coincide con lo zenit di Alessandria (a Siene l'asta coincide con i raggi perchè questi giungono in verticale e perciò non danno ombra).

Allo stesso modo gli angoli A ed A1 sono uguali, perciò avremo un triangolo di cui sono noti i cateti c e b dai quali, attraverso la trigonometria, Eratostene calcolò l'angolo A. Ma quest'angolo è uguale all'angolo A2 perchè A1 = A ed A1 = A2.

Siccome gli angoli uguali sottendono archi di cerchi uguali, in questo caso la parte di meridiano compresa tra le due città, con una proporzione si ha la lunghezza del meridiano terrestre:

distanza fra le città : angolo A2 = meridiano: 360 gradi

Misurazione della distanza Terra - Luna

Avendo la misura della circonferenza terrestre, e dunque il raggio terrestre, Eratostene tentò di calcolare anche la distanza fra la Terra e la Luna, avvalendosi fra l'altro dei precedenti tentativi di un altro illustre studioso greco, Aristarco.

Partendo infatti dai calcoli di Aristarco che aveva quantificato il disco lunare in circa 2 gradi, e perciò contenuto nella traiettoria dell'orbita lunare 180 volte, si accorse, dal tempo che il disco lunare impiegava a transitare nel cono d'ombra proiettato dalla Terra durante le eclissi, che questo era pari a 3 volte il cono d'ombra. Ma quest'ultimo poteva essere considerato come un solido la cui base coincideva con la sezione del globo terrestre ed il vertice posto all'infinito.

Considerando trascurabile la distanza fra la Terra e la Luna rispetto all'altezza del cono, proiettata all'infinito, si otteneva che il diametro lunare era un terzo di quello terrestre. Avendo quest'ultimo dato, calcolò la circonferenza ed il raggio dell'orbita lunare.

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Facendo un rapido calcolo otterremo un valore di 121000 km, valore ben lontano da quello reale di 384400 km, anche se questo non sminuisce affatto il merito di Eratostene, considerando la precarietà della misurazione compiuta senza l'ausilio di nessun strumento tecnologico.

Il Mistero di Orione

Tutto ebbe inizio nel Museo di antichità egiziane del Cairo, nel 1982. Percorrendo la galleria principale, gli occhi di Robert Bauval (ingegnere edile studioso di Egittologia) furono catturati da una fotografia aerea delle piramidi di Giza. Mai prima d'allora gli era capitato di notare il curioso spostamento della piramide di Micerino rispetto all'allineamento sud-ovest delle due piramidi più grandi. Tutte e tre le piramidi erano disposte ognuna lungo il suo asse meridiano (nord-sud). Inoltre, le due maggiori erano disposte lungo la diagonale sud-ovest, indicando una probabile unitarietà del progetto.

Tuttavia qualcosa non sembrava funzionare. Perché Micerino, altrettanto potente quanto i suoi predecessori e addirittura più amato dal suo popolo, si fece erigere un monumento assai più piccolo e meno maestoso? E inoltre, perché quella piccola piramide sembrava deviare dal progetto avviato?

Un fatto era certo: Micerino sapeva che la sua costruzione sarebbe stata molto più piccola delle altre due a Giza. Simili monumenti dovevano essere progettati con un largo anticipo, e il faraone doveva avere approvato il piano. Perché dunque approvare un progetto che lo avrebbe sminuito rispetto ai due predecessori? Il punto è che le piramidi di Giza non erano viste come singole opere monumentali, ma come parti in un complesso monumentale più ampio, che facesse di Giza una necropoli e ricomponesse la terra dei morti, il Duat, luogo "dove si trova Osiride".

A questo punto le domande erano: perché il piano generale prevedeva due grandi piramidi e una più piccola? Come collegare le piramidi a Osiride? e perché spostare la più piccola verso est?

Nel 1983, in una notte stellata dell'Arabia Saudita, Robert si svegliò e con un amico si soffermò ad ammirare le stelle della Cintura di Orione e la Via Lattea. Mentre l'amico gli insegnava a calcolare il punto della levata di Orione all'orizzonte, Robert si accorse che la stella più piccola della Cintura era spostata leggermente verso est, e tutte e tre le stelle erano inclinate in una direzione sud-ovest rispetto all'asse della Via Lattea.

Gli vennero alla mente i Testi delle Piramidi:

"Il Duat ha afferrato la mano del re nel punto dove si trova Orione...O Re Osiride...Recati alla Via d'acqua...possa una via di stelle fino al Duat stendersi per te nel punto dove si trova Orione..."

Nasceva allora il lungo cammino della Teoria della Correlazione di Robert Bauval, ben descritta nel suo libro "Il mistero di Orione".

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.......

Il 22 marzo 1993, i media di tutto il mondo annunciarono con grande risalto che Rudolf Gantenbrink, uno sconosciuto ingegnere tedesco esperto di robotica, aveva compiuto la più significativa scoperta archeologica del secolo. Assunto dall'Istituto archeologico tedesco del Cairo per migliorare la ventilazione della Grande Piramide, Gantenbrink aveva inviato un minuscolo robot comandato a distanza, UPUAUT 2(in egiziano antico "colui che apre la via") su per il condotto meridionale della Camera della Regina. Arrestatosi dopo circa 65 metri, il robot rimandò attraverso un video le immagini di quella che pareva una porticina con una fascinosa fessura al di sotto. Il condotto misura 20X20 centimetri circa.

Ma allora lo scopo dei condotti di aerazione non doveva essere quello di areare, ma qualcosa d'altro.

Il primo aprile 1993, via fax Rudolf inviò a Robert i risultati delle sue misurazioni sulle inclinazioni dei condotti della Grande Piramide.

CONDOTTO Gantenbrink Petrie

condotto sud Camera del Re 45°00'00" 44°30'00"

condotto nord Camera del Re 32°28'00" 31°00'00"

condotto sud Camera della Regina 39°30'00" 38°28'00"

fig.1 - Confronto fra le misurazioni di Gantenbrink e Petrie

Dato che tutte le inclinazioni erano leggermente più accentuate di quanto prima stimato, l'epoca della Grande Piramide sarebbe risultata un po' più recente. I condotti nord e sud della Camera del Re erano puntati rispettivamente verso Zeta Orionis e Alpha Draconis; il condotto sud della Camera della Regina era rivolto verso Sirio. Ecco i dati che ottenne Bauval:

Condotto Gantenbrink Epoca Petrie Epoca

C. Re sud 45°00'00" c. 2475 a.C. 44°30'00" c. 2600 a.C.

C. Re nord 32°28'00" c. 2425 a.C. 31°00'00" c. 2600 a.C.

C. Reg. sud 39°30'00" c. 2400 a.C. 38°28'00" c. 2750 a.C.

La conclusione era inevitabile. La Grande Piramide era stata costruita in un periodo compreso fra il 2475 a.C. e il 2400 a.C., quindi, in una data mediana attorno al 2450 a.C.

Le ultime misurazioni di Rudolf confermavano che i due condotti meridionali erano stati costruiti circa nello stesso periodo e che il condotto più alto puntava verso Zeta Orionis, la stella più bassa nella Cintura di Orione, in corrispondenza con il quadro della Grande Piramide nella teoria della correlazione di Orione. I tre condotti rimandavano ora con esattezza alla disposizione delle stelle e all'epoca intorno al 2450 a.C.

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L'Astronomia è fondamentale alla Teoria della Correlazione di Bauval. In un ciclo di circa 26.000 anni la terra oscilla leggermente sul suo asse e questo produce ad un cambio apparente della posizione delle stelle. Questo fenomeno è noto come Precessione (le stelle, ad ogni mezzo ciclo, si troveranno ad una declinazione più bassa o più alta rispetto all'orizzonte). Quando la terra oscilla, la Stella Polare, che segna approssimativamente il Polo Celeste, cambia.

Attualmente è Polaris, dell'Ursa Minor, che marca il Polo Celeste ma al tempo delle Piramidi era marcato da Thuban nella costellazione del Drago. Nel 12.000 d.C. sarà Vega che marcherà il Polo.

Ma allora, se Bauval trovò conferma del periodo storico in cui vennero edificate le piramidi, dove sarebbe il mistero? Niente Atlantide o alieni?

In effetti, la ricerca di Bauval si complicò in seguito a tali scoperte, ma

non venne scalfita affatto, anzi, ne fu rinvigorita.

Le ultime misure per i condotti confermarono la stupefacente precisione dei costruttori della Grande Piaramide quando avevano puntato i condotti su Sirio e la Cintura di Orione. Dato che, probabilmente, conoscevano i mutamenti precessionali, era anche verosimile che si rendessero conto di come quei condotti marcassero un'epoca (c. 2450 a.C.) Nei testi religiosi egiziani, spesso leggiamo del "Primo Tempo" in cui Osiride governò l'Egitto durante una primeva età dell'oro. Gli Egizi credevano che molto tempo prima gli dei avessero stabilito il sistema dell'ordine cosmico e l'avessero trasferito sulla loro terra. Una razza di dei aveva governato l'Egitto per molti millenni, prima di affidarlo alla linea mortale eppure divina dei faraoni. I faraoni, dal canto loro, rappresentavano il collegamento sacerdotale con gli dei e, per estensione, l'anello di congiunzione con il Primo Tempo, di cui custodivano le leggi e le cognizioni di saggezza. A che epoca risaliva il Primo Tempo? Era possibile usare i condotti e la precessione per stabilirlo? E la questione aveva a che fare con il ciclo precessionale della Cintura di Orione?

Robert Bauval e Adrian Gilbert, autori del libro, decisero di studiare più a fondo i cicli precessionali e tornarono allo Skyglobe 3.5 per individuare il periodo in cui la Cintura di Orione aveva cominciato il suo ultimo ciclo.

Gli antichi sacerdoti-astronomi di Eliopoli conoscevano i segreti del tempo perché osservavano e studiavano il moto apparente delle stelle, del sole e della luna. Erano quindi in grado di fissare un indicatore che nei secoli fosse in grado di segnare un'epoca. Così fu per la data di costruzione della Piramide di Cheope. Il segreto era la conoscenza della precessione delle stelle e la capacità di calcolare la misura del cambiamento per gli astri di Orione, per le Iadi e per Sirio.

Robert e Adrian analizzarono al computer le variazioni nella declinazione e nell'altezza al transito sul meridiano di Zeta Orionis nel corso di 13.000 anni (serie di dati che omettiamo per semplificare il discorso).

Ecco quanto emerse dal quadro visivo del cielo meridionale intorno al 10.400 a.C.: la disposizione della Cintura di Orione vista a "ovest" della Via Lattea coincide, con impressionante precisione, con il disegno e gli allineamenti delle tre piramidi di Giza!

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Intorno al 2450 a.C. l'epoca in cui fu costruita la Grande Piramide, gli osservatori percepivano la correlazione quando vedevano la Cintura di Orione a est nel momento della levata eliaca di Sirio, secondo una perfetta corrispondenza "meridiano a meridiano", vale a dire, con le due immagini esattamente sovrapposte, questo è il momento in cui vediamo il Primo Tempo della Cintura di Orione attorno al 10.450 a.C.

Perché una data così lontana? Perché fornirci un indicatore precessionale definito dal condotto sud della Camera del Re correlato alla Cintura di Orione? Perché l'architetto che disegnò questo condotto e probabilmente tutta la piramide volle attrarre la nostra attenzione su quella data remota del Primo Tempo di Osiride, fissata intorno al 10.450 a.C.?

Mi sembra di aver esposto quelli che sono i punti cardinali della teoria della correlazione formulata da Robert Bauval negli scorsi anni e ancora in fase di sviluppo. Vorrei però in ultimo farvi riflettere sul periodo 10.450 a.C.

Chi di voi ha letto il Timeo di Platone, reso immortale dal mito di Atlantide che in tal dialogo e nel Critia viene sviluppato, si sarà accorto di aver già familiarizzato con questa data. Ebbene, per i neofiti tengo a precisare che quella data, secondo Platone, segna la fine della supremazia di Atlantide ed il catastrofico epilogo di una fiorente Civiltà che ancora oggi non si sa se sia esistita o meno.

Che ci sia un collegamento tra la stirpe divina di Atlantide e il Primo Tempo di Osiride e dell'Egitto Antico? Che si debba ricollegare il progetto unitario della piana di Giza con il preciso intento di tramandare nei secoli a venire la data in cui una razza di dei o uomini-dio instaurò il dominio sulle terre del Nilo?

Che l'Egitto e la sua storia siano la chiave per comprendere il mistero delle nostre origini?

Letture sull’argomento……..

Autore: Bagnara Loris

Editore: Newton & Compton

Pagine: 319

Data pubblicazione: 2003

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Descrizione: Descrizione: Descrizione: Descrizione:

Quale fu il vero significato del progetto di Giza? L'autore si basa sull'ipotesi che le Piramidi di Giza rappresentarono la riproduzione terrestre della Cintura di Orione. L'autore non solo condivide tale ipotesi ma la supera sviluppando sino alle estreme conseguenze il principio della sovrapposizione di cielo e terra: ne scaturisce uno schema in cui si scopre che Sirio e l'asse nord-sud della Piramide di Khufu costituiscono le lancette di un orologio cosmico che punta alla data del 12.000 a.C., ed estendendo lo schema di sovrapposizione cielo-terra, sino ad includere per interi il globo celeste e quello terrestre, emergono i tratti di ciò che l'autore definisce il 'disegno planetario'.

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A

Aberrazione - Deviazione della direzione dei raggi luminosi provenienti da un corpo celeste.

Aberrazione annua - Spostamento angolare apparente delle stelle rispetto alla volta celeste, dovuto al moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole.

Aberrazione cromatica - Distorsione dei colori che compongono l'immagine di un corpo celeste al telescopio, causata dalla differente rifrazione dei raggi luminosi. Per correggerla si adottano accorgimenti ottici, come l'uso di un doppietto di lenti.

Aberrazione diurna - Spostamento angolare apparente delle stelle rispetto alla volta celeste, dovuto al moto di rotazione della Terra attorno al proprio asse.

Aberrazione sferica - Distorsione dell'immagine di un corpo celeste, causata dalla superficie sferica dello specchio di un telescopio.

Absidi - Punti estremi dell'asse maggiore di un'orbita ellittica. La retta che li congiunge si dice linea degli absidi.

Accrescimento, disco di - Cumulo di polvere e gas che caratterizza alcune stelle.

Acromatico - Dicesi dell'obiettivo o dell'oculare di un telescopio composti da un doppietto di lenti per ridurre la distorsione dei colori causata dall'aberrazione cromatica.

Adattatore - Accessorio di un telescopio utile ad accoppiare oggetti di differente diametro.

Afelio - Punto dell'orbita di un corpo del sistema solare di massima distanza dal Sole.

Airy, dischetto di - Parte centrale dell'immagine telescopica di una stella.

Albedo - Rapporto fra la luce incidente e fra quella riflessa dalla superficie di ogni corpo celeste.

Altazimutale - Montatura di uno strumento astronomico relativa al sistema di coordinate omonime. Permette il suo movimento nella direzione verticale (altezza) ed in quella orizzontale (azimut).

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Altazimutali, coordinate - Sistema di coordinate celesti relative all'orizzonte terrestre ed alla verticale del luogo, le cui componenti sono l'azimut e l'altezza.

Altezza - Distanza angolare di un oggetto celeste dall'orizzonte. E' tracciata sul cerchio verticale passante per lo zenit, il nadir e per l'astro in osservazione e si misura da 0 e 90 gradi, partendo dall'orizzonte, positivamente sopra di esso e negativamente al contrario.

Ammasso - Insieme di stelle o di galassie che si raggruppano per via delle forze gravitazionali reciproche.

Ammasso stellare - Gruppo di stelle tenute insieme dalle interazioni gravitazionali. Può essere aperto, qualora abbia una forma irregolare, o globulare se è caratterizzato da una forma sferica.

Anello - Insieme di detriti e particelle che disponendosi sul piano equatoriale caratterizza i pianeti gioviani. Può avere diverse dimensioni: maestose, come in Saturno, od impercettibili all'osservazione telescopica come in Giove, Urano e Nettuno.

Angolo orario - Distanza angolare di un corpo celeste dal meridiano del luogo.

Anno - Periodo di tempo corrispondente alla durata di una intera rivoluzione della Terra attorno al Sole.

Anno anomalistico - Periodo di tempo compreso fra due successivi passaggi della Terra al perielio.

Anno bisestile - Anno di 366 giorni introdotto per recuperare la differenza di 0,25 giorni (6 ore) fra l'anno civile e l'anno solare. Comporta l'aggiunta, all'anno civile, di un giorno ogni 4 anni.

Anno civile - Periodo di tempo usato in ambito civile, che basandosi sull'anno solare tiene conto solo della parte intera di tale valore (365 giorni).

Anno luce - Unità di misura delle distanze interstellari corrispondente alla distanza coperta dalla luce in un anno, alla velocità propria di 300000 km al secondo. Ammonta a circa 9.460 miliardi di km o 63 U.A.

Anno siderale - Intervallo di tempo fra due successivi allineamenti di una stella con la Terra. Corrisponde ad una completa rivoluzione del nostro pianeta attorno al Sole. Dura 365 giorni, 6 ore, 9 minuti.

Anno solare o tropico - Intervallo di tempo fra due successivi passaggi del Sole all'equinozio di primavera. E' piu' corto di quello siderale per effetto della precessione degli equinozi, ammonta infatti a circa 365 giorni, 5 ore, 48 minuti.

Anomalia - Distanza angolare, calcolata per un dato istante, fra la posizione di un pianeta ed il perielio della sua orbita. Può essere media, se si tiene conto della velocità orbitale media, o vera, nel caso si consideri quella effettiva.

Apastro - Punto dell'orbita ellittica di una stella binaria di maggior distanza dal fuoco.

Apertura - Diametro dell'obiettivo di un telescopio.

Apice solare - Punto della galassia, situato nella costellazione di Ercole, in direzione del quale si muove il Sole con tutto il sistema solare rispetto alle stelle vicine.

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Apocromatico - Sistema ottico di un telescopio formato da tre lenti per ridurre l'effetto dell'aberrazione cromatica.

Apogeo - Punto dell'orbita lunare, o di un satellite artificiale, di maggior distanza dalla Terra.

Arco diurno - Traiettoria descritta nel cielo da ogni corpo celeste, fra l'istante di levata e quello del tramonto.

Argomento del perielio - Angolo compreso fra il nodo ascendente ed il perielio, misurato in direzione del senso di rivoluzione del corpo celeste attorno al Sole.

Ascensione retta - Componente delle coordinate equatoriali che rappresenta la distanza angolare fra il punto di Ariete e l'intersezione del cerchio orario passante per l'astro in osservazione con l'equatore celeste. Si misura in ore, a partire dal punto d'ariete, in senso antiorario (verso Est), ed è compresa fra 0 e 24.

Asse - Retta ideale attorno alla quale ruotano su se stessi i corpi celesti. Quello della Terra, passante per i poli Nord e Sud è detto asse terrestre.

Asse celeste - Prolungamento dell'asse terrestre attorno al quale, per effetto della rotazione della Terra, ruota apparentemente la sfera celeste.

Asse maggiore - Diametro massimo di un'orbita ellittica.

Associazione stellare - Raggruppamento di giovani stelle avente origine comune.

Assorbimento atmosferico - Proprietà dell'atmosfera terrestre, che assorbendo le radiazioni elettromagnetiche, causa un indebolimento dell'intensità luminosa.

Asteroidi - Corpi del sistema solare dalle piccole dimensioni che ruotano attorno al Sole con orbite ellittiche. Detti anche pianetini occupano principalmente una posizione fra l'orbita di Marte e Giove chiamata fascia degli asteroidi.

Astigmatismo - Difetto della lente o dello specchio di un telescopio che causa una distorsione delle immagini.

Astrofisica - Scienza che studia l'origine e l'evoluzione degli oggetti celesti.

Astrolabio - Strumento astronomico usato anticamente per misurare l'altezza di un corpo celeste dall'orizzonte.

Astrometria - Branca dell'astronomia che studia i moti stellari.

Atmosfera - Guscio di natura gassosa che avvolgendo i corpi celesti li separa, come per quella terrestre, dallo spazio esterno creando così una protezione contro particelle, radiazioni nocive e corpi vaganti nello spazio (meteoriti).

Attività solare - Insieme dei fenomeni che caratterizzano la vita del Sole. Si distinguono in macchie solari, protuberanze, brillamenti, vento solare. Raggiungono il massimo di intensità ogni 11 anni, così si parla di ciclo undecennale delle attività solari.

Aurora polare - Fenomeno luminoso creato nell'atmosfera dall'interazione di particelle solari ionizzate con il campo magnetico terrestre. Può essere boreale od australe, a seconda dell'emisfero in cui si verifica.

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Azimut - Distanza angolare fra l'intersezione con l'orizzonte del cerchio verticale passante per l'oggetto osservato ed il polo Nord. Si misura sull'orizzonte, in senso orario, da 0 a 360 gradi a partire dal polo Nord.

B

Baily, grani di - Fenomeno, caratteristico delle eclissi totali di Sole, creato dalla luce solare, che attraversando le alture lunari appare lungo il bordo eclissato della nostra stella come dei pallini luminosi.

Baricentro - Punto di un sistema orbitante di due o piu' corpi celesti attorno al quale essi ruotano per effetto delle reciproche interazioni gravitazionali.

Barlow, lente di - Lente divergente di un telescopio che aumenta la lunghezza focale dello strumento e quindi l'ingrandimento.

Big Bang - Teoria universalmente accettata che spiega la nascita e l'evoluzione dell'universo.

Binarie - Stelle accomunate da legami gravitazionali, ed orbitanti attorno ad un comune centro di massa.

Bode, legge di - Espressione matematica che dà approssimativamente la distanza (in unità astronomiche) di ogni pianeta dal Sole.

Bolide - Meteorite che attraversando l'atmosfera terrestre dà vita ad eccezionali fenomeni luminosi ed acustici causati dall'attrito con gli strati atmosferici.

Bracci di spirale - Zona equatoriale di una galassia che spiraleggiando si diparte dal nucleo galattico formando il disco galattico.

Brillamenti - Aumenti della emissione luminosa del Sole che creando radiazioni si espandono per tutto il sistema solare.

Buco nero - Corpo celeste in fase di collasso gravitazionale che raggiungendo una densità ed una massa infinita, acquista una forza di attrazione tale da riuscire a bloccare persino la luce.

C

Calendario - Suddivisione del tempo basata sul movimento degli astri. Può essere solare, centrato sul moto apparente del Sole, lunare, riferito alle fasi lunari o lunisolare, se si riferisce ad ambedue gli astri.

Campo - Porzione celeste inquadrata dall'obiettivo di ogni strumento ottico.

Cassegrain - Tipo di telescopio riflettore.

Catadiottrico - Sistema ottico usato nei telescopi che si avvale di lenti e specchi.

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Cassini, divisione di - Separazione fra gli anelli del pianeta Saturno scoperta dall'omonimo astronomo.

Cefeidi - Particolari tipi di stelle variabili caratterizzate dal fatto di variare la loro luminosità in funzione di un periodo che è direttamente proporzionale alla loro magnitudine assoluta. Da questi due dati è possibile risalire con precisione alla distanza della stella.

Celostata - Strumento astronomico consistente in un sistema di specchi, che girando in maniera sincrona al moto di rotazione terrestre, trasmette la visione dell'astro inquadrato ad uno strumento ottico fisso che così riesce a seguire comunque il moto apparente della sfera celeste senza le necessarie regolazioni.

Centro di massa - Punto di un sistema orbitante dove si può considerare concentrata tutta la massa ai fini dei calcoli della forza gravitazionale.

Cercatore - Accessorio dei telescopi, consistente in un piccolo cannocchiale dal piccolo ingrandimento, che posto parallelamente al tubo principale facilita la ricerca e l'inquadramento di un astro.

Cerchio massimo - Intersezione di un piano con una sfera che la taglia in due parti uguali detti emisferi, ed il cui centro è corrispondente a quello della sfera.

Cerchio meridiano - Cerchio massimo della sfera celeste passante per i poli celesti Nord e Sud e per i punti detti Zenit e Nadir.

Cerchio orario - Cerchio massimo della sfera celeste passante per i poli celesti.

Cerchio di perpetua apparizione - Parallelo della sfera celeste che delimita le stelle circumpolari, ossia quelle stelle che in un determinato posto della Terra distano dal polo celeste visibile, attorno a cui ruotano, di una distanza angolare pari o minore alla latitudine del luogo.

Cerchio di perpetua occultazione - Analogamente a quello di perpetua apparizione delimita quelle stelle che ruotano ad una distanza pari o inferiore alla latitudine del luogo dal polo celeste invisibile, così da restare permanentemente occultate sotto l'orizzonte.

Cerchio verticale - Cerchio massimo della sfera celeste passante per lo zenit ed il nadir. Su di esso viene misurata l'altezza di un astro dall'orizzonte nel sistema di coordinate altazimutali.

Cinerea, luce - Luce solare riflessa dal globo terrestre verso la Luna che illumina la parte buia della superficie lunare nelle fasi prossime a quella di Luna Nuova.

Circolo polare - Parallelo della superficie terrestre, distante dall'equatore 66,5 gradi, che delimita la zona polare. Può essere antartico o artico a seconda dell'emisfero cui si riferisce.

Circumpolari - Detto di quelle stelle che descrivendo un arco di cerchio completo, attorno al polo visibile e da un determinato posto della Terra, rimangono sempre sopra l'orizzonte ruotando attorno al polo celeste.

Classificazione delle galassie - Suddivisione delle galassie operata dall'astronomo E.Hubble che le distinse secondo il loro aspetto in ellittiche, a spirali ed irregolari.

Classificazione delle stelle - Suddivisione delle stelle in classi spettrali in base alla loro temperatura e colore superficiale.

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Collimazione - Processo di allineamento e centratura degli specchi di un telescopio con l'asse ottico.

Coluro - Nome dei cerchi orari passanti per i punti equinoziali e solstiziali.

Coma - Nube diffusa di materiale che circonda il nucleo delle comete, od anche distorsione ottica di un telescopio.

Cometa - Piccolo corpo del sistema solare, orbitante attorno al Sole su un'orbita fortemente eccentrica, che in prossimità del Sole inizia ad evaporare dando vita alla classica coda.

Congiunzione - Configurazione planetaria di due o piu' corpi celesti che hanno piu' o meno le medesime coordinate astronomiche. Per i pianeti inferiori si distingue in inferiore e superiore.

Congiunzione inferiore - Configurazione planetaria di un pianeta inferiore che si trova fra la Terra ed il Sole.

Congiunzione superiore - Configurazione planetaria di un pianeta inferiore che si trova oltre il Sole lungo la direzione Terra-Sole-Pianeta.

Contatto - Fase di un eclisse dove i bordi dei dischi lunari e solari sembrano apparentemente toccarsi.

Convenzione, moti di - Movimenti della materia solare, o in genere di materia allo stato fluido, che si sposta per effetto delle differenze di temperatura fra una zona e l'altra.

Coordinate astronomiche - Insieme di valori che permettono l'orientamento lungo la sfera celeste. A seconda del sistema cui si riferiscono abbiamo quelle altazimutali, quelle equatoriali, quelle eclittiche e quelle galattiche.

Corona solare - La zona piu' esterna dell'atmosfera solare visibile durante le eclissi totali.

Coronografo - Strumento atto a studiare la corona e le protuberanze solari, mediante la creazione di eclissi artificiali.

Corpo nero - Oggetto celeste che assorbe le radiazioni luminose, emettendone a sua volta delle altre che seguono la legge di Planck. Comprende in linea teorica tutti i corpi che assorbono completamente ogni radiazione incidente la propria superficie.

Cosmologia - Scienza che studia l'origine e l'evoluzione dell'universo.

Costellazioni - Sono dei raggruppamenti di stelle che prospetticamente si vedono in zone contigue del cielo e che perciò gli antichi raffigurarono con oggetti od esseri di natura mitologica. Attualmente sono 88 e 48 di esse ci sono state tramandate dall'astronomo Tolomeo.

Crepuscolo - Passaggio graduale dal giorno alla notte per effetto dell'atmosfera terrestre che diffonde la luce solare. Si distingue in civile, nautico ed astronomico a seconda che il Sole sia sotto l'orizzonte rispettivamente di 6, 12 o 18 gradi.

Cromosfera - La parte inferiore dell'atmosfera solare immediatamente successiva alla fotosfera.

Culminazione - Rappresenta il passaggio di un corpo celeste al meridiano. Può essere superiore, il punto di minor distanza zenitale, od inferiore, il punto di maggior distanza zenitale. Nelle stelle circumpolari ambedue i punti si trovano sopra l'orizzonte.

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Cuspide - Una delle due estremità della falce lunare, o di quella di un pianeta inferiore.

D

Declinazione - Distanza angolare di un corpo dall'equatore celeste. Tracciata sul cerchio orario passante per i poli celesti e l'astro osservato, è compresa fra 0 e 90 gradi e si conta a partire dall'equatore celeste, positivamente verso il polo Nord celeste e negativamente verso quello Sud.

Deep sky - Termine con il quale si indicano alcuni oggetti celesti: ammassi stellari, galassie, nebulose.

Diagramma di Hertzsprung/Russel - Rappresentazione grafica dell'evoluzione stellare.

Dicotomia - Aspetto di un corpo celeste illuminato per metà durante le fasi parziali.

Disco apparente - Diametro apparente del Sole e della Luna che a causa delle loro diverse distanze sembra avere le medesime dimensioni.

Disco galattico - Zona di una galassia a spirale disposta a forma di disco sul piano equatoriale.

Diffusione - Fenomeno dell'atmosfera terrestre e delle nebulose che permette alla luce di propagarsi in ogni direzione dentro una massa gassosa.

Diretto - Direzione del moto celeste di un pianeta da Ovest verso Est, od anche in senso antiorario, se osservato dal Nord dell'eclittica.

Doppie, stelle - Stelle ruotanti attorno ad un comune centro di massa per effetto di reciproci vincoli gravitazionali.

Doppietto - Lente doppia usata per ridurre l'aberrazione cromatica.

Doppler, effetto - Fenomeno fisico che comporta una variazione della frequenza di un'onda acustica od elettromagnetica in funzione della velocità di avvicinamento o di allontanamento della sorgente rispetto all'osservatore.

E

Eccentricità - Elemento orbitale dell'orbita di un corpo celeste pari al rapporto fra il semiasse maggiore e la distanza di un fuoco dal centro dell'orbita. Può essere uguale a 0 (circolare), ad 1 (parabolica) o compresa fra questi due valori (ellittica).

Eclisse - Oscuramento totale o parziale di un corpo celeste da parte di un altro che ne impedisce la visione nel cielo dalla superficie terrestre.

Eclisse anulare - Eclissi di sole in cui il disco lunare non riesce ad ostruire completamente quello solare lasciandone visibile una parte a forma di anello.

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Eclisse parziale - Tipo di eclisse, solare o lunare, nella quale i dischi dei rispettivi corpi celesti sono interessati dal fenomeno solo parzialmente.

Eclisse totale - Tipo di eclisse che interessa integralmente i dischi lunari e solari.

Eclittica - Fascia del cielo lungo la quale si muove apparentemente il Sole. Il nome significa cerchio delle eclissi, in quanto affinchè possa verificarsi una di queste, è necessario che la Luna sia in prossimità di quei punti chiamati nodi che sono le intersezioni del suo piano orbitale con l'eclittica. E' anche il piano disegnato dall'orbita della Terra, nel suo moto di rivoluzione attorno al Sole, che è inclinato rispetto all'equatore celeste di 23,5 gradi.

Eclittiche, coordinate - Sistema di coordinate che come riferimento si basa sul piano dell'eclittica. Le sue componenti sono la longitudine eclittica e la latitudine eclittica.

Effemeridi - Raccolta di dati astronomici che sulla base delle coordinate astronomiche permettono di risalire alla posizione dei corpi celesti.

Elementi orbitali - Parametri che determinano il moto e la posizione nel sistema solare di un corpo celeste e della sua orbita. Sono: l'eccentricità, il semiasse maggiore, l'inclinazione, la distanza e la longitudine del perielio dal nodo ed il passaggio al perielio.

Eliocentrico - Sistema di riferimento relativo al Sole.

Eliopausa - Confine del sistema solare segnato dalla fine dell'influenza del Sole.

Elioscopio - Strumento utile all'osservazione solare.

Eliosfera - Spazio delimitato dall'eliopausa e contenente il sistema solare.

Elongazione - Distanza angolare fra un corpo celeste ed il Sole. Può essere occidentale od orientale che corrisponde, rispettivamente, anche alla visibilità mattutina ed a quella serale del corpo celeste.

Emersione - Successiva apparizione di un corpo celeste, da dietro il disco di un altro, o dell'ombra di questo, durante il fenomeno delle occultazioni o delle eclissi.

Emisfero - Parti uguali di una sfera tagliata in due da un piano equatoriale. Quelli terrestri si indicano come emisferi boreale (settentrionale) ed australe (meridionale).

Epatta - Numero di giorni che separano la prima Luna Nuova dell'anno dal primo di Gennaio. Grazie ad un calcolo ad esso legato si ottiene la data della Pasqua.

Epoca - Riferimento temporale di validità, per cui sono state calcolate le effemeridi di un dato corpo celeste, al fine di correggere l'errore derivante dal fenomeno della precessione degli equinozi.

Equatore - Intersezione di un piano perpendicolare all'asse di una sfera con la superficie della stessa, che la taglia diametralmente in due parti uguali.

Equatore celeste - Prolungamento di quello terrestre è quel cerchio massimo che essendo perpendicolare all'asse di rotazione taglia la sfera celeste in due emisferi uguali.

Equatore terrestre - Cerchio massimo di latitudine 0 gradi che taglia la Terra in due emisferi.

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Equazione delle effemeridi - Differenza fra il tempo siderale e quello siderale medio.

Equazione del tempo - Differenza fra il tempo solare e quello solare medio.

Equatoriale - Montatura di un telescopio, basata sull'omonimo sistema di coordinate astronomiche, il cui asse verticale è parallelo a quello terrestre, ovvero all'asse polare, mentre quello orizzontale è parallelo al piano dell'equatore celeste.

Equatoriali, coordinate - Sistema di coordinate astronomiche basate sull'equatore celeste e sull'asse di rotazione del cielo. Le sue componenti sono l'ascensione retta e la declinazione.

Equinozi - Punti dell'orbita terrestre che segnano l'inizio della primavera e dell'autunno e nei quali la durata del giorno è uguale a quella della notte. Rappresentano inoltre le intersezioni dell'equatore celeste con l'eclittica e sono anche chiamati nodo discendente e nodo ascendente o anche rispettivamente punto della Bilancia e punto d'Ariete. La linea che congiunge i suddetti punti è detta linea degli equinozi e ruota per effetto della precessione degli equinozi.

F

Facola - Improvviso aumento di luminosità di zone della fotosfera solare rispetto a quelle adiacenti.

Fasi - Variazione della porzione illuminata del disco lunare (o di quello dei due pianeti inferiori) per effetto dei rispettivi moti orbitali.

Filtro - Accessorio dei telescopi che serve, riducendo certe radiazioni luminose, ad aumentare il contrasto durante l'osservazione dei pianeti, della Luna, del Sole e di altri oggetti celesti.

Finestra atmosferica - Gamma di frequenze, nel campo delle onde radio e delle onde visibili, che riescono ad oltrepassare gli strati atmosferici.

Fisse, stelle - Appellattivo delle stelle che, per effetto della distanza da noi, non sembrano discostarsi dalla loro posizione.

Focale, lunghezza - Dicesi della distanza di una lente o di uno specchio dal piano focale.

Focale, piano - La superficie sulla quale si proietta l'immagine di un corpo celeste osservato al telescopio.

Focale, rapporto - Rapporto fra lunghezza focale e l'apertura di uno strumento ottico.

Focalizzatore - Parte di un telescopio dove viene inserito l'oculare e che serve a mettere a fuoco l'immagine.

Fotosfera - Superficie visibile del Sole.

Fuga, velocità di - Velocità necessaria a sfuggire all'attrazione gravitazionale di qualsiasi corpo celeste.

Fuoco - Punto di uno strumento ottico ove convergono i raggi luminosi del corpo celeste osservato.

156

Fusione nucleare - Reazione nucleare fonte dell'energia di tutte le stelle.

G

Galassie - Insieme di stelle, gas e polvere interstellare. Hanno forme diverse: di disco a spirale, ellittiche o irregolari. Furono classificate in passato da E.Hubble che studiandole scoprì anche la legge che porta il suo nome e che dimostra, basandosi sulla reciproca velocità di allontanamento delle galassie, come l'universo sia in perenne espansione. Le galassie hanno la caratteristica di aggregarsi in ammassi e superammassi.

Galassie attive - Particolari oggetti galattici caratterizzati da grande emissioni di energia.

Galattiche, coordinate - Sistema di coordinate astronomiche relative alla galassia le cui componenti sono la longitudine e la latitudine galattiche. Il piano di riferimento è quello equatoriale della galassia.

Galileani, satelliti - Le 4 lune maggiori del pianeta Giove, scoperte da G.Galilei.

Gas interstellare - Materia allo stato gassoso che in seno alle galassie si aggrega in nubi che contraendosi danno vita a nuove formazioni stellari.

Geocentrico - Sistema di riferimento relativo alla Terra.

Gigante - Fase finale dell'evoluzione stellare, dove ogni stella espande gli strati esterni, liberi ormai dai vincoli gravitazionali del nucleo in via di esaurimento.

Giorno - Durata media del periodo di rotazione della Terra attorno al proprio asse.

Giorno lunare - Intervallo di tempo fra due successivi passaggi della Luna al meridiano.

Giorno solare - Intervallo di tempo fra due successivi passaggi del Sole al meridiano.

Giorno siderale - Intervallo di tempo fra due successivi passaggi di una stella per il meridano. E' piu' breve del giorno solare di circa 4 minuti per effetto del moto orbitale della Terra attorno al Sole.

Giorno giuliano - Unità di misura del calendario omonimo che conta i giorni, in modo progressivo, a partire dal 1 gennaio del 4713 A.C.

Gnomone - Asta verticale di un orologio solare o di una meridiana, dalla cui ombra, proiettata su di un piano orizzontale o verticale, si ricava l'ora solare.

Granuli solari - Forma caratteristica della fotosfera solare che sembra essere dovuta ai moti convettivi della materia che dal centro si irrradia verso l'esterno del Sole.

Gravità - Una delle 4 forze fondamentali dell'universo che regola l'attrazione fra i corpi.

Gravitazione universale, legge di - Elaborata da I.Newton stabilisce che due qualsiasi corpi si attraggono con una forza direttamente proporzionale al prodotto delle loro masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.

Greenwich, meridiano di - Circolo della sfera terrestre di longitudine 0°.

157

Gruppo locale - L'ammasso di cui fa parte la Via Lattea, insieme ad altre galassie fra le quali le Nubi di Magellano e la galassia di Andromeda.

H

Hertzsprung-Russel, diagramma di - Diagramma dell'evoluzione stellare e della classificazione spettrale delle stelle. Da esso, basandosi sulla magnitudine e sulla temperatura superficiale delle stelle si ottengono 3 grandi gruppi di stelle le giganti, le nane, e la sequenza principale.

Hubble, costante di - Fattore di proporzionalità fra la velocità di allontanamento delle galassie e la loro distanza dalla Terra.

Hubble, legge di - Elaborata dall'astronomo omonimo, riguarda il reciproco allontanamento delle galassie e la loro velocità, che in base a tale legge risulta tanto piu' marcata quanto esse sono distanti le une dalle altre. Sempre secondo tale legge si ha il fenomeno dello redshift, che per effetto doppler fa variare la frequenza della luce proveniente dalle galassie. Da esso si ha così la possibilità di risalire alla loro distanza ed alla velocità di allontanamento.

I

Immersione - Inizio della occultazione di un corpo celeste da parte di un altro.

Inclinazione - Distanza angolare fra l'equatore di un corpo celeste ed il suo piano orbitale.

Inclinazione orbitale - Elemento orbitale di un corpo del sistema solare che misura la differenza angolare fra il suo piano orbitale e quello dell'eclittica.

Inferiore - Pianeta la cui orbita attorno al Sole è contenuta entro quella della Terra.

Ingrandimento - Rapporto fra la lunghezza focale delle lenti di un telescopio che esprime la capacità dello strumento di aumentare l'angolo di visuale dell'oggetto osservato e dunque di ingrandire l'immagine dello stesso.

Interazione gravitazionale - Reciproca attrazione di due o piu' masse celesti per effetto della forza gravitazionale.

Ionosfera - Strato della parte alta dell'atmosfera terrestre, contenente grandi quantità di gas ionizzato, che sbarra il passaggio alla radiazioni cosmiche.

L

Latitudine - Distanza angolare, positiva o negativa, di un punto da un piano equatoriale di riferimento (terrestre, celeste, eclittico, galattico).

Latitudine eclittica - Distanza angolare, positiva o negativa, di un punto situato a Nord od a Sud del piano dell'eclittica.

158

Latitudine galattica - Distanza angolare di un punto posto a Nord od a Sud del piano galattico.

Lente acromatica - Insieme di due lenti, una convergente e l'altra divergente, usate nell'osservazione telescopica per correggere l'aberrazione cromatica.

Levare eliaco - Prima apparizione di una stella ad oriente dopo la congiunzione con il Sole.

Librazione lunare - Oscillazione della Luna che permette di vedere fino al 10 % in piu' della superficie rivolta verso la Terra. Opera sia in latitudine che in longitudine.

Limbo - Bordo estremo del disco apparente di un corpo celeste.

Longitudine - Distanza angolare, positiva o negativa, di un punto della superficie terrestre dal meridiano di Greenwich. Può essere orientale od occidentale. In generale, distanza angolare di un punto da un cerchio massimo di riferimento.

Longitudine del perielio - Somma dell'argomento del perielio e della longitudine del nodo ascendente dell'orbita.

Longitudine del nodo ascendente - Angolo compreso fra il punto d'Ariete e l'intersezione del piano orbitale con l'eclittica.

Longitudine eclittica - Distanza angolare di un punto del piano dell'eclittica dal punto d'ariete.

Longitudine galattica - Distanza angolare di un punto del piano galattico dal punto di centro galattico.

Luce cinerea - Debole illuminazione del disco lunare, durante le fasi crescenti o calanti, da parte della luce solare riflessa dalla Terra verso la Luna.

Luce zodiacale - Fenomeno luminoso creato per diffusione della luce solare da parte di particelle di materia giacenti sul piano dell'eclittica.

Lunazione - Periodo di tempo compreso fra due fasi lunari uguali la cui durata è di circa 29,5 giorni. E' detta anche mese sinodico.

M

Macchie solari - Oscuramenti della fotosfera solare dovuti ad interazione fra il campo magnetico e la materia fluida del Sole.

Magnitudine - Misura della luminosità dei corpi celesti. Data la differente distanza che ci separa dalle stelle essa si distingue in apparente, quella che appare nel cielo, ed in assoluta che corrisponde alla luminosità effettiva osservata dalla distanza di 10 parsec. Viene divisa in classi decrescenti con una differenza fra le piu' luminose e le meno luminose di circa 500 volte.

Maree - Fenomeno di attrazione gravitazionale della Luna e del Sole sul nostro pianeta che si ripercuote maggiormente sull'idrosfera, la massa liquida, facendone alzare e scendere il livello.

Massa gravitazionale - Quantità di materia di ogni corpo che attrae ogni altro oggetto con una forza direttamente proporzionale all'ammontare della stessa.

159

Materia oscura - Materia invisibile che si rende evidente attraverso gli effetti dinamici sulle galassie.

Meridiano - Cerchio massimo della sfera celeste passante per i poli celesti, lo zenit ed il nadir di una data località terrestre.

Mese anomalistico - Periodo di tempo fra due successivi passaggi della Luna all'apogeo od al perigeo. E' uguale a 27,6 giorni.

Mese draconico - Intervallo di tempo fra due successivi passaggi della Luna allo stesso nodo. E' uguale a 27,2 giorni.

Mese siderale - Durata del periodo di rivoluzione della Luna attorno alla Terra. Durata 27,3 giorni.

Mese sinodico - Periodo di tempo fra due fasi lunari uguali. E' uguale a 29,5 giorni.

Meteora (stella cadente) - Raggio di luce causato da un meteoroide che si consuma per attrito con gli strati atmosferici.

Meteorite - Meteoroide, che attraversando l'atmosfera terrestre, resiste all'attrito con essa per via delle sue grandi dimensioni, riuscendo così a raggiungere la superficie e causando un impatto con essa.

Meteoroide - Corpo roccioso vagante nel sistema solare.

Mezzanotte - Culminazione inferiore del Sole.

Mezzocielo - Punto di intersezione fra il meridiano del luogo e l'equatore celeste.

Mezzogiorno - Culminazione superiore del Sole.

Mezzo intergalattico - Materia molto rarefatta che riempie lo spazio fra le galassie.

Mezzo interplanetario - Gas e polveri situati nello spazio compreso fra i corpi del sistema solare.

Mezzo interstellare - Gas e polveri situati nello spazio interstellare.

Montatura - Dicesi della struttura portante degli strumenti ottici che per l'osservazione celeste si basa sulle coordinate astronomiche, distinguendosi così in: altazimutale, equatoriale o meridiana.

Moto diurno - Rotazione apparente della sfera celeste, da Est ad Ovest, dovuto al moto rotatorio della Terra attorno al proprio asse nella direzione contraria.

Moto planetario - Moto apparente dei pianeti nel cielo (od orbitale nel sistema solare). Si distingue in retrogrado, se avviene da oriente verso occidente (od in senso orario, se visto dal Nord dell'eclittica), ed in diretto (antiorario) nella direzione contraria.

160

N

Nadir - Punto di intersezione inferiore della verticale del luogo con la sfera celeste. E' l'opposto dello Zenit.

Nana bianca - Stadio finale della vita di una stella, di dimensioni pari a quelle solari, che raggiunge uno stato di equilibrio con lente emissioni di energia da parte del nucleo.

Nana nera - Residui gassosi di una nana bianca che ha esaurito completamente le ultime scorte di energia.

Nana rossa - Stella di dimensioni pari a circa 100 volte la massa di Giove.

Nebulosa - Nube di gas e polvere interstellare che può essere oscura, se assorbe la luce di una stella impedendone la visuale, o luminosa, se riflette (nebulosa a riflessione) o viene ionizzata (nebulosa ad emissione) dalla luce di stelle vicine.

Nebulosa planetaria - Gas emessi, sotto forma di anello in rapida espansione, dagli strati esterni di una stella nelle sue ultime fasi di vita.

Neutroni, stella di - Stella collassata di dimensioni pari a circa 3-4 volte la massa solare composta principalmente da neutroni.

Newtoniano - Telescopio riflettore basato su un sistema di specchi.

Nodo - Generalmente indica l'intersezione di un'orbita con il piano dell'eclittica. Può essere ascendente o discendente.

Novae - Stelle variabili che aumentano improvvisamente la luminosità di migliaia di volte, per poi tornare ai valori normali.

Nube di Oort - Regione situata ai confini del sistema solare dal quale provengono diverse comete.

Nucleo galattico - La parte centrale di una galassia a spirale da cui si dipartono spiraleggiando i bracci di spirale che formano il disco galattico.

Nucleosintesi stellare - Il processo di formazione di elementi chimici all'interno delle stelle.

Numero d'oro - Numero d'ordine, compreso fra 1 e 19, che indicava ognuno degli anni nell'ambito del ciclo di Metone.

Nutazione - Movimento oscillatorio dell'asse del pianeta Terra dovuto all'attrazione gravitazionale della Luna.

O

Obiettivo - Lente o specchio principale di un telescopio, che ha lo scopo di raccogliere la luce proveniente dall'oggetto osservato.

161

Occultazione - Fenomeno astronomico che si verifica allorchè un corpo celeste passando davanti ad un altro ne oscura la sua visuale nel cielo.

Oculare - Lente che ingradisce l'immagine focale di un telescopio. E' di diverso tipo: Kellner, Plossl, Erfle ed Ortoscopico.

Opposizione - Configurazione planetaria di un corpo del sistema solare che dista dal Sole, rispetto alla Terra, di un angolo di 180° o di 12 ore in ascensione retta.

Orarie, stelle - Stelle che descrivono nel cielo un arco di cerchio per metà sopra l'orizzonte e per l'altra sotto di esso.

Orbita - Traiettoria di un corpo celeste che ruota attorno ad un altro per via della forza gravitazionale. Generalmente è di forma ellittica.

Orizzonte - Intersezione del piano tangente al luogo d'osservazione con la sfera celeste.

Orizzonte degli eventi - Limite spaziale del centro di massa di un buco nero, oltre il quale la radiazione luminosa rimane vincolata gravitazionalmente al nucleo.

Ortoscopico - Tipo di oculare.

Ottante - Strumento utilizzato in antichità per rilevare l'altezza sull'orizzonte di una stella.

P

Parallasse - Apparente spostamento angolare di una stella. Può essere annua, se riferita al moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole, o diurna se riferita al moto di rotazione terrestre. Da essa si risale alla distanza astronomica di un corpo celeste.

Parallelo - Circolo paralleli all'equatore terrestre sui quali viene misurata la longitudine.

Paraselenio - Fenomeno ottico che si verifica nell'atmosfera allorchè dei cristalli di ghiaccio riflettendo il chiarore lunare danno vita ad una immagine riflessa della Luna.

Parelio - Analogo al precedente riguarda il Sole.

Parsec - Unità di misura delle distanze interstellari, equivalente a circa 3 anni luce, che corrispondono ad uno spostamento angolare nel cielo di un primo d'arco da parte di una stella che viene osservata da due punti distanti fra loro una unità astronomica (dist. media fra Sole e Terra).

Passaggio al perielio - Istante del transito di ogni corpo del sistema solare per il punto più prossimo al Sole.

Periastro - Punto dell'orbita ellittica di una stella binaria di minor distanza dal fuoco.

Perigeo - Punto dell'orbita della Luna, o di un satellite artificiale, di minima distanza dalla Terra.

Perielio - Punto dell'orbita di un corpo del sistema solare di minima distanza dal Sole.

162

Periodo orbitale - Intervallo di tempo impiegato da un corpo celeste a descrivere una rivoluzione completa.

Periodo siderale - Intervallo di tempo compreso fra due successivi passaggi di un corpo celeste per lo stesso punto della sua orbita.

Perturbazioni - Variazioni dell'orbita di un corpo celeste causate da passaggi ravvicinati a grandi masse che con la loro forza gravitazionale ne sconvolgono gli elementi orbitali.

Pianeta - Corpo celeste che orbita attorno al Sole caratterizzato da una massa capace di mantenere una struttura rigida, rotonda e resistente alle proprie forze gravitazionali e sufficiente a ripulire la sua orbita dai corpi minori che si trovano nelle proprie vicinanze.

Pianeta Nano - Corpo celeste che non è un satellite e che orbita attorno al Sole ed è caratterizzato da una massa capace di mantenere una struttura rigida, rotonda e resistente alle proprie forze gravitazionali, ma insufficiente a ripulire la sua orbita dai corpi minori che si trovano nelle proprie vicinanze.

Pianetini - Piccoli corpi del sistema solare caratterizzati dalle dimensioni e dalle orbite irregolari. Detti anche asteroidi occupano un'orbita fra Marte e Giove che per questo viene detta fascia degli asteroidi.

Piano orbitale - Piano descritto dall'orbita di un corpo celeste.

Planetario - Strumento che ricrea artificialmente su una volta sferica i movimenti della sfera celeste e dei corpi celesti.

Polare, stella - Stella dell'Orsa minore che approssimativamente indica il polo Nord celeste.

Poli - In generale, estremità dell'asse di rotazione di ogni corpo celeste.

Poli celesti - Punti di intersezione del prolungamento dell'asse terrestre, l'asse celeste, con la sfera celeste.

Poli terrestri - Punti di intersezione dell'asse terrestre con la superficie terrestre.

Polvere interstellare - Piccole particelle di materia che occupano lo spazio interstellare.

Potere risolutivo - Capacità di uno strumento ottico di discernere le immagini stellari di due astri molto vicini.

Precessione degli equinozi - Oscillazione dell'asse terrestre, per effetto della forza gravitazionale del Sole e della Luna sul nostro pianeta, che conferisce un movimento a forma di trottola all'asse celeste, che descrive così un cerchio in circa 26000 anni. Una sua conseguenza è la variazione di tutti i riferimenti celesti, principalmente degli equinozi, che anticipano ogni anno di circa 20 minuti.

Protostella - Stato embrionale di una nube di gas interstellare in contrazione che poi darà vita ad una stella.

Protuberanze - Enormi getti gassosi che si dipartono dalla fotosfera solare per centinaia di migliaia di km.

Pulsar - Oggetti stellari che ruotando emettono fasci di onde radio.

163

Punto d'Ariete - Punto di riferimento assoluto della sfera celeste corrispondente all'equinozio di primavera.

Punti cardinali - Intersezioni del meridiano e dell'equatore celeste con l'orizzonte, che in tal modo generano i 4 punti cardinali: Nord, Sud, Est ed Ovest.

Pupilla d'uscita - Misura del raggio di luce uscente dall'oculare di un telescopio. E' pari al diametro dell'oculare diviso l'ingrandimento.

Q

Quadrante - Antico strumento astronomico atto a misurare la latitudine celeste.

Quadratura - Configurazione di un corpo celeste che dalla Terra viene visto ad una distanza angolare di 90 gradi dal Sole.

Quasars - Oggetti extragalattici quasi stellari, molto luminosi, spesso caratterizzati da grandi emissioni di energia.

R

Raddrizzatore - Sistema di lenti di un telescopio rifrattore, utilizzati per invertire l'immagine nell'osservazione terrestre.

Raggio vettore - Linea congiungente il Sole con la posizione di un pianeta lungo la sua orbita.

Radiante - Punto apparente del cielo dal quale sembrano provenire le meteore durante una pioggia di stelle cadenti.

Radiazione cosmica di fondo - Radiazione che giunge in maniera isotropa da ogni parte dell'universo. Sembra essere un'eco di quell'immane esplosione, il Big Bang, che diede vita all'universo.

Radioastronomia - Parte dell'astronomia che studia i corpi celesti sulla base delle onde radio da esse emesse.

Radiogalassie - Oggetti galattici che emettono energia sotto forma di onde radio.

Radiotelescopio - Strumento astronomico consistente in una grande antenna parabolica ed in un apparato ricevente che, amplicando i segnali provenienti dallo spazio, li elabora.

Redshift - Fenomeno riguardante le galassie ed i loro moti di allontanamento. Scoperto da E.Hubble, consiste nell'effetto doppler che fa variare lo spettro delle galassie in funzione della loro velocità radiale di allontanamento rispetto al punto di osservazione.

Reticolo - Crocicchio posto al centro dell'oculare di un cercatore che ha lo scopo di facilitare il puntamento di un oggetto celeste. Può essere anche illuminato.

Retrogrado - Direzione del moto celeste di un pianeta da Est verso Ovest, od anche in senso orario, se osservato dal Nord dell'eclittica.

164

Riflessione - Proprietà dei raggi luminosi che deviano dalla direzione originaria quando toccano una superficie riflettente.

Riflettore - Tipo di telescopio che come raccoglitore di luce adotta uno specchio parabolico che dirige i raggi luminosi verso l'oculare.

Rifrattore - Telescopio costituito da due lenti, l'obiettivo e l'oculare, che sfrutta il principio della rifrazione della luce.

Rifrazione - Fenomeno che riguarda la luce che devia dalla direzione originaria allorchè questa attraversa un mezzo caratterizzato da strati di diversa densità. E' il caso della rifrazione atmosferica che fà apparire deviata la luce stellare.

Rivoluzione - Moto orbitale di uno o piu' corpi attorno ad un centro di massa.

Rotazione - Moto rotatorio di un corpo celeste attorno ad un asse.

S

Saros, ciclo di - Periodo di tempo uguale a 18 anni 10 giorni ed 8 ore dopo il quale le eclissi solari e lunari si ripetono alle medesime condizioni.

Satellite - In genere ogni corpo minore che orbita attorno ad un altro di dimensioni molto maggiori. Nel caso della Terra possono essere anche artificiali.

Schiacciamento polare - Appiattimento delle regioni polari di un pianeta, dovuto alla forza centrifuga derivante dal moto di rotazione. In generale rapporto fra il raggio equatoriale e quello polare.

Schwarzschild, raggio di - Raggio minimo di una sfera oltre il quale un corpo celeste contraendosi diviene un buco nero. Analogo all'orizzonte degli eventi.

Scintillazione - Fenomeno dell'atmosfera terrestre che assorbendo una certa quantità di luce fa apparire l'immagine stellare in movimento.

Segno zodiacale - Ognuno dei 12 settori di 30 gradi di cui è composto lo zodiaco.

Semiasse maggiore - La metà dell'asse maggiore di ogni orbita ellittica. Si misura in unità astronomiche.

Sequenza principale - La fase di maggior attività di ogni stella nel corso della sua evoluzione.

Seyfert, galassie di - Tipi di galassie attive caratterizzate dall'emissione di energia in grandi quantità.

Sestante - Strumento astronomico atto alla misurazione dell'altezza sull'orizzonte del Sole o di qualsiasi altro corpo celeste.

Sfera celeste - Astrazione geometrica di forma sferica, concentrica alla Terra, sulla quale appaiono proiettati tutti i corpi celesti per effetto prospettico.

Sigizie - Punti dell'orbita lunare dove la Luna, il Sole e la Terra sono allineati.

165

Singolarità - Regione centrale di un buco nero che sfugge ad ogni legge fisica.

Solstizi - Punti dell'eclittica, e corrispondentemente della sfera celeste, dove il Sole raggiunge la massima e minima declinazione del suo percorso annuale apparente. Relativi alle stagioni sono detti solstizio d'inverno e solstizio d'estate.

Spettro - Insieme delle diverse lunghezze d'onda che compongono la luce.

Spettrografo - Strumento per l'osservazione e lo studio dello spettro.

Spicula - Breve emissione gassosa della cromosfera solare.

Stagioni - Intervallo di tempo impiegato dalla Terra per passare da un punto equinoziale ad uno solstiziale e viceversa.

Stelle binarie - Sistema stellare composto da due stelle legate gravitazionalmente ed orbitanti attorno ad un comune centro di massa.

Stelle di neutroni - Stelle nella fase finale della propria evoluzione, essenzialmente composte da neutroni.

Stelle orarie - Stelle delle quali si conosce con esattezza la posizione celeste, ed usate per la determinazione del tempo siderale.

Superiore - Pianeta la cui orbita è dislocata al di là di quella terrestre.

Supernovae - Stelle di grandi dimensioni che esplodono in maniera catastrofica aumentando la propria luminosità nel cielo per miliardi di volte, lasciando come residuo una nebulosa in espansione.

T

Telescopio - Strumento ottico impiegato nell'osservazione astronomica. A seconda del sistema ottico cui si riferiscono si distinguono principalmente in: rifrattori e riflettori.

Tempo solare - Misurazione del tempo basata sul moto diurno ed annuale del Sole nel cielo, e conseguentemente sui moti del pianeta Terra. L'unità di misura è il secondo, sottomultiplo del giorno che è pari a circa 24 ore.

Tempo siderale - Misurazione del tempo basato sull'intervallo di tempo compreso fra due successivi passaggi di una stella al meridiano. Inferiore a quello solare, è pari a 23 ore e 56 minuti.

Tempo universale - Tempo locale del meridiano di Greenwich di longitudine 0°.

Terminatore - Linea di separazione fra l'emisfero illuminato e quello buio di un corpo celeste.

Transito - Passaggio di un corpo celeste al meridiano o davanti al disco di un altro corpo di dimensioni maggiori.

166

Tropici - Paralleli delle coordinate geografiche terrestri distanti dall'equatore +23.5 gradi, quello del Cancro, e -23,5 gradi quello del Capricorno. Sono chiamati con i rispettivi nomi delle costellazioni sulle quali appariva proiettato il Sole nell'antichità, ai rispettivi solstizi d'estate e d'inverno, cui ora non corrispondono piu' per effetto della precessione degli equinozi.

U

Ultravioletta - Radiazione elettromagnetica emanata dal Sole.

Unità astronomica - Distanza media della Terra dal Sole. E' pari a 149,6 milioni di km.

Universale, tempo (T.U.) - Corrispondente al tempo medio di Greenwich.

V

Variabili, stelle - Stelle che variano la propria luminosità in funzione di caratteristiche geometriche (eclissi) o fisiche (alternanza di espansioni e contrazioni).

Velocità radiale - Misura della velocità in relazione alla direzione di osservazione.

Vento solare - Flusso di particelle irradiate dal Sole in ogni direzione del sistema solare.

Vento stellare - Flusso di particelle irradiate dalle stelle.

Via Lattea - Fascia celeste lattiginosa creata dal piano equatoriale della nostra galassia.

Z

Zenit - Intersezione della verticale del luogo con la volta celeste.

Zodiaco - Settore celeste, concentrico all'eclittica, e suddiviso in dodici segni zodiacali di 30 gradi ciascuno. Rappresenta l'insieme delle 12 costellazioni che il Sole attraversa durante il suo ciclo annuale. A causa della precessione degli equinozi le costellazioni che originariamente occupavano un segno sono attualmente spostate in quello a fianco, anche se per convenzione gli astronomi hanno sinora mantenuto la disposizione iniziale dei segni zodiacali.

Zodiacale, luce - Luminosità dovuta a nubi di polvere interplanetaria, che illuminata dalla luce solare è vista all'alba od al tramonto in direzione dell'eclittica essendo appunto situata lungo il suo piano.

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