Didascalia alternativa:

orientarsi nel cielo. Le più importanti sono: L'Orsa Maggiore, o Grande Carro. ● L'Orsa Minore, o Piccolo Carro. La stella che si trova all'estremità del Piccolo Carro è la Stella Polare: è posizionata in prossimità nel polo Nord celeste, intorno al quale avviene la rotazione della sfera celeste. Il Sole occupa posizioni diverse sulla sfera celeste, ad esempio: il 21 marzo, nella costellazione dei Pesci. il 23 settembre è in quella della Vergine. È uno spostamento apparente, tuttavia noi vediamo la stella percorrere un'orbita eclittica, attraverso le 12 costellazioni dello zodiaco, COME SI STUDIA IL COSMO?= Sulla Luna è stato possibile inviare delle sonde spaziali che hanno fotografato la loro superficie. La luce che percepiamo è un particolare tipo di onda elettromagnetica. Un'onda elettromagnetica è come un'onda del mare, con la differenza che ad oscillare non è l'acqua, ma un'entità non materiale detta campo elettromagnetico; è caratterizzata da una lunghezza d'onda e da una frequenza, tra loro inversamente proporzionali. Esistono onde elettromagnetiche di frequenza e lunghezza differenti, che formano lo spettro elettromagnetico: alcune sono visibili, e le percepiamo come colori, altre non lo sono, come i raggi X o le onde radio. DISTANZE ASTRONOMICHE La Luna è a 400 000 km dalla Terra, il Sole si trova a 150 milioni di km e Nettuno, il pianeta più lontano, dista 4,5 miliardi di km. In astronomia sono state introdotte altre unità di misura: le due più usate sono: L'unità astronomica (UA), equivalente alla distanza media Terra-Sole, circa 150 milioni di chilometri. L'anno-luce (a.l.): si utilizza per le stelle e le galassie e corrisponde alla distanza percorsa dalla luce in Un anno: la luce viaggia a 300 000 km/s, e corrisponde a 9463 miliardi di chilometri. Esiste anche un'altra unità di misura, molto usata dagli astronomi: il parsec (pc), che corrisponde a 3,26 a.l., ossia a 30 860 miliardi di km. LE STELLE Le stelle sono corpi celesti luminosi costituiti da enormi masse di gas incandescenti che emettono continuamente energia in forma di luce e di calore. Le stelle differiscono tra loro per caratteristiche come luminosità, colore, dimensioni, massa e densità. LUMINOSITA DELLE STELLE Le stelle hanno una luminosità molto variabile. Quella che rileviamo dalla Terra è una luminosità apparente, perché la «quantità di luce» che giunge alla Terra dipende dalla sua distanza. La luminosità di un corpo celeste si misura con una grandezza detta magnitudine (o luminosità) apparente. Nella scala delle magnitudini tra due gradi successivi la variazione di luminosità è di 2,5 volte Scanned with CamScanner La magnitudine assoluta di una stella dipende solo dalle sue dimensioni e dalla sua temperatura: più la stella è grande e calda, più è luminosa. Alcune stelle modificano la loro luminosità nel tempo, e per questo ne esistono due tipi: • Variabili pulsanti: se lo fanno in modo regolare e periodico. • Variabili esplosive: se evidenziano un improvviso aumento della brillantezza, ad esempio le novae e le supernovae. COLORE DELLE STELLE Le stelle differiscono anche per il colore (azzurre, bianche, gialle, arancioni, rosse), infatti possiedono temperature differenti sulla loro superficie: le più fredde sono le stelle rosse e le più calde quelle azzurre. In base alla temperatura superficiale le stelle si possono classificare in sette classi spettrali. DIMENSIONI DELLE STELLE Le stelle hanno dimensioni molto diverse: esistono stelle centinaia di volte più piccole del Sole, chiamate stelle nane, e stelle enormi migliaia di volte maggiori del Sole, chiamate stelle giganti e supergiganti. MASSA DELLE STELLE La massa di una stella è molto importante perché ne determina l'evoluzione: si va da stelle con una nassa 1/10 di quella solare a stelle con una massa 200 volte superiore a quella del Sole. DENSITA DELLE STELLE Anche la densità delle stelle è molto variabile: le più dense sono le stelle nane e le più rarefatte quelle giganti e supergiganti. DIAGRAMMA H-R Il diagramma H-R è un grafico in cui si collocano le stelle in base alla loro magnitudine assoluta e al loro colore o temperatura superficiale. La maggior parte delle stelle si trova nella sequenza principale, una fascia diagonale. Il nostro Sole si colloca a metà della sequenza principale perché è una stella gialla di media luminosità assoluta. Nella sequenza principale, la temperatura e la magnitudine delle giganti azzurre, collocate in alto a sinistra, sono elevate, mentre sono molto ridotte nelle nane rosse, in basso a destra. Fuori dalla sequenza principale, ci sono le giganti e supergiganti rosse in alto a destra,. con temperatura superficiale bassa ma elevata magnitudine, e le nane bianche in basso a sinistra, molto calde ma con ridotta magnitudine. 30 m SE Da 10.00 Sequence pr Nane bianche Tengerala speciale ( 4 AD 3 F2 Classe spettrale 1000 Gigant $ $. Luminosta asscauts (Scle 13 Le Stelle ProDucono energia= Le stelle producono energia per mezzo di processi di fusione nucleare. Si tratta della fusione di 4 nuclei atomici di idrogeno che si trasformano in un nucleo atomico di elio. Ma un nucleo di elio ha una massa minore della massa di 4 nuclei di idrogeno: quindi una parte della massa si trasforma in energia, secondo l'equazione di Einstein, E mc², dove: E: è l'energia prodotta dalla fusione. •m: è la massa che scompare. c: è la velocità della luce. La fusione nucleare avviene solo nel nucleo della stella, perché richiede temperature elevate. L'EVOLUZIONE DELLE STELLE Le stelle non sono eterne e immutabili, ma si formano, evolvono e scompaiono. È utile studiare l'evoluzione di una stella osservando il diagramma H-R, che può essere considerato una fotografia degli stadi di vita di una stella, dalla nascita, alla maturità, alla morte. LE STELLE NASCONO Le stelle si originano da enormi nubi di gas e polveri, le nebulose, che si contraggono sotto l'effetto della forza di attrazione gravitazionale. A causa della contrazione, la densità e la temperatura della nube aumentano. Si forma così una protostella, che emette calore sotto forma di radiazione Infrarossa e una debole luce rossa. Scanned with CamScanner Se la massa della protostella è abbastanza elevata, durante la contrazione la temperatura continua a crescere. Hanno quindi inizio le reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno e nasce la stella. LE STELLE SONO STABILI PER GRAN PARTE DELLA LORO VITA L'inizio delle reazioni di fusione nucleare produce un'enorme quantità di energia, che si trasferisce dal nucleo della stella verso le zone superficiali. Si crea una situazione di equilibrio, in cui la tendenza della stella a contrarsi, viene bilanciata dalla tendenza a espandersi: la stella è quindi in un periodo di stabilità. Le caratteristiche della stella dipendono dalla sua massa: • se è oltre 10 volte quella solare, è una gigante azzurra, che si consumerà abbastanza rapidamente. • se è inferiore a quella del Sole, è una nana rossa, che rimarrà accesa per miliardi di anni. Le stelle passano circa il 90% della loro vita in questa situazione di stabilità, ma a un certo punto l'idrogeno presente nel nucleo si esaurisce e la stella comincia a morire. LE STELLE MUOIONO Quando i processi di fusione dell'idrogeno giungono al termine, il nucleo della stella, comincia a contrarsi per l'effetto della gravità. L'evoluzione della stella dipende dalla sua massa: più la stella è massiccia, più la forza di attrazione gravitazionale è potente e la stella tende a contrarsi e a scaldarsi. Le stelle di massa inferiore a quella del Sole si contraggono diventando delle nane bianche: la temperatura del nucleo aumenta, ma non a sufficienza per innescare altre reazioni nucleari. La stella quindi, si spegne diventando un corpo oscuro con enormi dimensioni, la nana nera. Le stelle di massa uguale o poco superiore a quella del Sole si contraggono liberando molta energia, che porta a un aumento di temperatura del nucleo e quindi all'innesco di nuove reazioni di fusione. L'energia prodotta è molto elevata e determina l'espansione degli strati esterni della stella, che diventa gigantesca e si raffredda, trasformandosi in una gigante rossa che esaurisce il suo combustibile, si contrae e diventa una nana bianca al centro dl una nube di gas incandescente, la nebulosa planetaria. Se la stella ha una massa molto maggiore di quella del Sole diventa una supergigante rossa: le reazioni di fusione nucleare proseguono formando la maggior parte degli elementi chimici. Quando le reazioni nucleari si interrompono la stella si contrae, diventa sempre più calda fino ad esplodere con estrema violenza, diventando una supernova. Se la stella aveva in origine una massa corrispondente a 10-20 masse solari, ciò che rimane di essa dopo l'esplosione si trasforma in una stella di neutroni di densità elevatissima; se invece la stella era ancora più massiccia, 30-50 masse solari, diventa un buco nero, così denso da attrarre e inglobare ogni oggetto che gli passi vicino. Le stelle di neutroni sono state identificate con le pulsar, pulsating star, ovvero sorgenti di onde radio a intermittenza; i buchi neri sono stati individuati grazie agli effetti gravitazionali della loro presenza su stelle a vicine e alla produzione di lampi di raggi gamma. LA VIA LATTEA La Via Lattea è la striscia luminosa e biancastra che attraversa il cielo notturno: fu Galileo, grazie all'uso del cannocchiale, a capire che era formata da un numero enorme di stelle non distinguibili a occhio nudo. La Via Lattea è la galassia a cui appartiene il nostro Sistema Solare: contiene centinaia di miliardi di stelle e un numero ignoto di sistemi solari, ha un diametro di circa 100000 anni-luce e uno spessore variabile da 1000 anni luce sino a 15 000 anni-luce. Ha la forma di un disco appiattito, con una zona centrale, il nucleo galattico, da cui escono dei bracci a spirale. Le stelle della Via Lattea compiono un movimento di rotazione intorno al centro della galassia: il nostro Sistema Solare è situato in un braccio a una distanza di circa 30 000 anni-luce dal centro. Scanned with CamScanner LE GALASSIE Le galassie sono di quattro tipi: • A spirale: sono caratterizzate dalla presenza di bracci a spirale, che partono dal nucleo centrale. A spirale barrata: i bracci partono dagli estremi di una barra che attraversa il nucleo centrale. Irregolari: hanno forme diverse e contengono solo stelle giovani, gas e polveri interstellari. Ellittiche: hanno una forma ellissoidale, una distribuzione omogenea delle stelle e una luminosità decrescente dal centro verso la periferia. Esistono miliardi di galassie nell'universo: si raccolgono in ammassi galattici, contenenti migliaia di galassie. La Via Lattea, con Andromeda e una ventina di galassie minori, fa parte di un ammasso detto gruppo locale. A loro volta gli ammassi sono raggruppati in enormi superammassi di galassie, circondati da immensi spazi "vuoti" estesi per milioni di a.l. QUASAR: SORGENTI DI ENERGIA Negli anni Sessanta, gli astronomi scoprirono che alcuni oggetti celesti si trovavano a distanze enormi dalla Terra: furono chiamati quasar, quasi stellar radio source, perché emettevano onde radio di altissima intensità. Oggi si ritiene che si tratti di galassie nel cui nucleo un buco nero gigantesco assorbe il materiale circostante emettendo un'enorme quantità di energia. L'ORIGINE DELL'UNIVERSO Il colore della luce emessa da tutte le galassie risulta "più rosso"; questo fenomeno, chiamato redshift, viene interpretato come una prova del fatto che le galassie si stanno allontanando a velocità elevatissima. Ma se le galassie si allontanano l'una dall'altra significa che l'universo si espande. Secondo la teoria del Big Bang, l'universo ha avuto origine da un piccolo punto dello spazio in cui era concentrata un'enorme quantità di energia, in seguito a una violentissima esplosione. Negli istanti successivi al Big Bang si formarono le prime particelle di materia: elettroni, protoni, neutroni e nuclei di elio. Dopo centinaia di migliaia di anni, protoni, neutroni ed elettroni formarono gli atomi di idrogeno ed elio. Nei milioni di anni successivi, dall'idrogeno e dall'ello si formarono le stelle e poi, tutti gli altri atomi presenti nell'universo. Negli anni Sessanta gli scienziati hanno trovato una prova a sostegno di questa teoria: la radiazione fossile di fondo. Adesso l'universo è in fase di espansione, sulla spinta dell'esplosione iniziale e dei processi di fusione nucleare che si verificano nelle stelle, ma è anche soggetto all'azione contraria della forza di gravità. Proprio dalla massa totale dell'universo, dipenderà la sua futura evoluzione. Si possono ipotizzare tre diversi scenari: Universo aperto: Se la materia presente nell'universo non è sufficiente a contrastare la sua tendenza a espandersi, esso continuerà a farlo per sempre. A un certo punto le stelle si spegneranno e ogni forma di vita scomparirà, e ci sarà una morte fredda. Universo piatto: Se la densità media dell'universo fosse uguale alla densità critica, esso continuerebbe a espandersi, ma con velocità decrescente. Anche in questo caso l'esito sarà la morte fredda. Universo chiuso: Se la quantità di materia presente nell'universo è così elevata da far si che l'attrazione gravitazionale vinca contro la spinta all'espansione, esso a un certo punto cesserà di espandersi e comincerà a contrarsi, diventando sempre più denso e caldo, per tornare a concentrarsi in un punto (Big Crunch, ossia «grande implosione»): si avrà un nuovo Big Bang e si formerà un nuovo universo, e ci sarà una morte calda. Scanned with CamScanner