Ambiente Celeste

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Unità 2 - L’ambiente celeste


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L’osservazione del cielo notturno

• Quando la sera alziamo gli occhi al cielo, possiamo distinguere

– Circa 6000 stelle– La Luna– Alcuni pianeti del Sistema Solare

• Le stelle brillano di luce propria• I pianeti sono visibili perché riflettono la luce proveniente

dal Sole


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La sfera celeste, nel corso della notte, sembra ruotare attorno a noi in senso antiorario

Attorno alla stella polare (emisfero settentrionale)

Attorno alla Croce del Sud (emisfero meridionale)


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1. La Sfera celeste

Stelle in rotazione


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Un esempio di costellazione: Orione

• Descrizione: Forse la più bella tra le costellazioni, sicuramente tra le più facili da individuare.

• È abbastanza evidente la figura del cacciatore con lo scudo e il bastone pronto a colpire il Toro , la cintura e la spada appesa a quest'ultima.

• Ai suoi piedi si trovano le costellazioni rappresentanti i suoi due cani da caccia favoriti, il Cane Maggiore ed il Cane Minore.

• Visibile in: Inverno/Inizio Primavera

E’ solo un effettodella prospettiva


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3. La posizione delle stelle

La costellazione di Orione


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1. La Sfera celeste

Punti di riferimento sulla Sfera celeste


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1. La Sfera celeste

Individuare la Stella polare sulla Sfera celeste


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Grazie al sistema delle coordinate celesti èidentificata la posizione assoluta dell’astro, indipendente dalla località in cui si trova l’osservatore


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In apparenza il Sole percorre un’orbita – che prende il nome di Eclittica e giace sullo stesso piano dell’orbita terrestre – la quale attraversa in successione dodici costellazioni


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Le distanze astronomiche

• Unità astronomica (U.A.): distanza media Terra-Sole (149.600.000 Km)

• Anno-luce (a.l.): distanza percorsa dalla luce in un anno (9.463 miliardi di Km)

• Parsec (parallasse-secondo, pc, parallasse di un secondo d’arco): distanza da cui il semiasse maggiore dell’orbita terrestre è visto sotto un angolo di 1”(206265 U.A. = 3,26 a.l.)


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La parallasse è lo spostamento apparente di una stella, rispetto a uno sfondo di stelle lontanissime,quando è osservata da due punti separati da una certa distanza.Più la stella è vicina, maggiore è lo spostamentoMetodo utile fino a 1/100 di arcosecondo

d (distanza in pc) =1/p”


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Le stelle presentano caratteristiche differenti (dimensione, massa, composizione chimica, temperatura superficiale, colore, luminosità).


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• LUMINOSITA’: potenza (W) emessa dalla sorgente. Varia con

– Dimensioni– Distanza dalla Terra – Tipo di stelle

• Gli antichi avevano raggruppato le stelle visibili in 6 classi di luminosità

• Strumento: fotometro fotoelettrico

• Unità di misura: MagnitudineMagnitudine (scala negativa)

Stelle a confronto


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La differenza di 1 unità di magnitudine è pari a una differenza di luminosità di 2,5 volte

Stella di magnitudine 2: 2,5 volte più luminosa di una stella di magnitudine 3(2,5x2,5) 6,25 volte più luminosa di una stella di magnitudine 4


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Magnitudine apparente e assoluta

• Con i fotometri fotoelettrici misuro la magnitudine magnitudine apparenteapparente , ovvero la luminosità apparente (m)

• La Magnitudine assolutaMagnitudine assoluta (M) corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se fossero ad una distanza standard di 10 parsec (32,6 32,6 a.l.a.l.); è un valore confrontabile

• Per calcolare la Magnitudine assoluta M di una stella a distanza d (espressa in parsec)

M = m + 5 – 5 log d


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Facciamo un po’ di calcoli…

-26,8m4,7Sole

0,27m4,4Alpha Centauri

-1,4m1,4Sirio

Magn. apparenteMagn. assolutaStella


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Alcune stelle hanno luminosità variabile

La luminosità varia a intervalli regolari, con periodo funzione di M


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E se non conosco la distanza?

• Le stelle, in base ai loro spettri, possono essere suddivise in classi

• Stelle appartenenti alla medesima classe spettralehanno in media la stessa luminosità intrinseca


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• Le stelle sono composte principalmente di gas (H, He). Il resto degli elementi ammonta ad appena l’1%

• Il colorecolore di una stella dipende dalla sua temperatura superficiale(all’aumentare della temperatura di un corpo, diminuisce la lunghezzad’onda delle radiazioni che emette)BluBlu RossaRossaPiù calda Meno calda(30000 K) (3000 K)

Colore e temperatura


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Analisi della luce

Spettroscopia .È la disciplina che analizza la luce emessa dai corpi celesti. Il primo spettro di un corpo celeste, il Sole, fu realizzato da Fraunhofer all’inizio dell’Ottocento.

Andamento dell’intensità

in funzione della

lunghezza d’onda

Righe nere in assorbimento

Spettro continuo che

scompone la luce bianca

del Sole


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Analisi della luce

Spettro continuo .

È lo spettro in emissione caratteristico della materia (solido, liquido o gas compresso) ad elevata temperatura.

Sovrapposizione di immagini della

fenditura a tutte le lunghezze d’onda


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Analisi della luce

Spettro a righe in assorbimento .È lo spettro discontinuo caratteristico di un gas rarefatto «freddo» che assorbe solo alcune lunghezze d’onda dello spettro continuo.

Le righe nere sono immagini della fenditura

alle lunghezze d’onda assorbite dal gas «freddo»


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Le righe degli spettri dipendono dalla natura chimica della sorgente di luce


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Classi spettrali e temperatura

Le atmosfere stellari hanno composizione chimica notevolmente uniformeLe differenze negli spettri si correlano a differenze in temperatura


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Le dimensioni delle stelle sono molto variabili

Sole 1cm (diametro 1400.000 km)Antares 8 m


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Le stelle si muovonoEFFETTO DOPPLER

Se la sorgente si muove verso l’osservatore si ha lo spostamento verso il blu ;Se la sorgente si allontana si ha lo spostamento verso il rosso


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Le nebulose

Ammassi di materia interstellare (polveri, idrogeno, gas ionizzati)Alcune nebulose ospitano al loro interno fenomenidi formazione stellare


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Stelle ed evoluzione stellare

• Stelle: globi di gas che emettono enormi quantità di energia (radiazione elettromagnetica)

• Nelle stelle pressione e temperatura aumentano andando dall’esterno verso l’interno, facendo dilatare i gas e contrastando il collasso gravitazionalecollasso gravitazionale dovuto al peso degli stati sovrastanti


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Il diagramma H-R • Diagramma cartesiano che mostra la distribuzione delle stelle (di un ammasso) in funzione della temperatura superficiale e della luminosità(rispetto al Sole)


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• La presenza di diversi gruppi è conseguenza del fatto che le stelle nascono, vivono e hanno una fine


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Nascita delle stelle • In una nebulosa, si instaurano processi di contrazione gravitazionale intorno a dei “nuclei” più densi (globuli di Bok)

• Col proseguire della contrazione, aumenta la temperatura: si forma una protostella (corpo caldo che emette radiazione IR)

• Se la massa iniziale è scarsa si forma una nana brunanana bruna (stella mancata)

• Se è sufficiente (raggiungo 15 milioni di K) comincia fusione termonucleare

• La stella entra in una fase di stabilità (gas si espande fino a compensare forza gravità)


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Cosa succede quando finisce H?

• Se massa iniziale <0,5 volte Sole si forma direttamente una nana bianca, che si raffredda progressivamente

• Se massa iniziale >0,5 volte Sole: • collasso gravitazionale fa raggiungere 100 milioni di K

• comincia fusione He in C

• gigante rossa (nuovo equilibrio)


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Masse diverse, destini diversi

• Se massa iniziale tra 0,8 e 8 masse solari: nebulosa nebulosa planetariaplanetaria, seguita da nana biancanana bianca

• Se massa iniziale supera di almeno una decina di volte Sole: cominciano nuove fasi di fusione nucleare seguite da contrazione, che portano a formare gli elementi fino a Fe.

• Dopo: supernovasupernova,, seguita daseguita da stella a neutroni o da stella a neutroni o da buco nero buco nero (se massa iniziale qualche decina di volte (se massa iniziale qualche decina di volte Sole)Sole)


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Le supernove

Nell’esplosione si generano i restanti elementi chimici


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Buchi neri: corpi freddi, a senso unico• Oggetto dotato di un immenso campo gravitazionale,

da cui non può uscire neanche la luce


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La vita del Sole


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GALASSIE

Le galassie sono raggruppamenti di stelle (centinaia di miliardi) e materia interstellare, spesso concentrata in nebulose.

Spesso le stelle, all’interno di una galassia, sono riunite in ammassi

Le galassie possono essere classificate in base alla formaAlcune galassie sono visibili ad occhio nudo

galassia a spirale


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galassia ellittica

galassia a spirale barrata

galassia irregolare


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La Galassia La nostra Galassia

Nel disco centrale si formano nuove stelle, nell’alone galattico no


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Le nebulose

Ammassi di materia interstellare (polveri, idrogeno, gas ionizzati)Alcune nebulose ospitano al loro interno fenomenidi formazione stellare


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Gli ammassi e i superammassi galatticiLe galassie tendono ad unirsi in gruppi, contenenti centinaia –migliaiadi galassie, che ruotano attorno a un centro.

La nostra Galassia fa parte di un ammasso detto Gruppo Locale (diametro di milioni di a.l.).

A loro volta gli ammassi tendono ad unirsi in superammassi (diametro di centinaia di milioni di a.l.)

La distribuzione di ammassi e superammassi nell’Universo non èuniforme

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