.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
Galassie e
Corpi celesti.
La Galassia.
Una galassia è un ammasso di miliardi di stelle legate tra loro dall'attrazione gravitazionale e disposte nello spazio generalmente a forma di spirale o di disco. Anche la Terra e il Sistema Solare fanno parte di una galassia: la Via Lattea. La nostra galassia ha un diametro di circa 100.000 anni/luce e ruota a una velocità di circa 300 Km/sec, compiendo un giro completo all'incirca ogni 200 milioni di anni. La galassia più vicina alla nostra è quella di Andromeda che dista circa 2 milioni di anni luce dalla Terra ed è visibile anche a occhio nudo. Fò l'astronomo americano Hubble a scoprire, nel 1923, che esistono molteplici galassie. Si calcola che nell'universo ne esistano 100 miliardi! - e fu lui a classificarle in tre tipi, secondo la loro forma: ellittiche, spirali e spirali-barrate. Successivamente si sono scoperte anche altre galassie abbastanza inconsuete dette irregolari.
Si distinguono le seguenti tipologie:
Galassie a Spirale.
Galassie a spirale M31: galassia di Andromeda.
Le galassie a spirale sono ricche di polveri e di gas e si possono dividere in due classi: le normali S, caratterizzate da una simmetria circolare del nucleo e dei bracci a spirale, e le spirali barrate SB che si distinguono dalle precedenti per la presenza di una barra luminosa che attraversa il loro nucleo. In genere le stelle presenti nel nucleo appartengono ad una classe che gli astronomi chiamano di Popolazione II: ovvero sono di formazione più antica, mentre nei bracci si trovano quelle di Popolazione I, più giovani. Come esempio di galassia a spirale non possiamo non citare la nostra galassia o la bella galassia di Andromeda (M31), l’unica ad essere visibile ad occhio nudo; entrambe appartengono alla sottoclasse Sb.
Galassie Ellittiche.
Galassie Ellittiche galassia M87
Tutt’altra storia per le galassie ellittiche: si presentano come sistemi abbastanza semplici, caratterizzati da un nucleo molto intenso, la cui luminosità superficiale diminuisce dal centro verso la periferia. La loro struttura può variare dalla forma circolare, classificata come E0, a quella estremamente piatta, denominata E7.
Povere di polvere e di gas, le stelle che contengono sono per la maggior parte di Popolazione II, ovvero stelle formatesi molto anticamente e in maggioranza rosse; infatti la teoria dell’evoluzione stellare mostra che le stelle più vecchie tendono ad assumere questo colore. Un bellissimo esempio di galassia ellittica è M87, che è pure definita come attiva perché mostra anche uno spettacolare getto di materia uscente dal suo nucleo. Gli scienziati pensano che questo getto sia originato da un buco nero all’interno del nucleo avente una massa più di tre miliardi di volte superiore a quella del Sole contenuta in uno spazio non più grande del nostro sistema solare.
Galassie Irregolari.
Le galassie irregolari sono ricche di polvere e di gas e vengono indicate così poiché la loro forma non presenta una simmetria di rotazione. Ne fanno parte la Grande e la Piccola Nube di Magellano visibili nell’altro emisfero, che sono due piccole galassie satelliti della Via Lattea, e nel catalogo Messier citiamo la galassia “sigaro” M82
I corpi celesti nell'Universo!
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.
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.
Stelle
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.
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.
Pianeti Extra
I PIANETI EXTRASOLARE:
Sono 200 i pianeti extrasolari individuati e adesso, per la prima volta, fotografati. Sulla rivista Science Express sono state pubblicate le immagini di quattro grandi pianeti esterni al Sistema Solare. Di questi il più vicino alla Terra si chiama Fomalhaut b e ruota attorno alla stella più brillante della costellazione del Pesce Australe, Fomalhaut. A catturare le immagini del pianeta il telescopio spaziale Hubble della Nasa.
I telescopi Keck e Gemini Nord, situati alle Hawai, hanno fotografato gli altri tre pianeti che si trovano in prossimità della luminosa stella appartenente alla costellazione di Pegaso.
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.
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 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.
· Halley. Encke. Kohoutek. Tempel-Tuttle. · Grigg-Skjellerup. Giacobini-Zinner. 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.
Calcoli matematici Stellari.