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Astronomia sistema solare

 

Sistema solare


Tratto da wikipedia : Il sistema solare è il sistema planetario costituito dai vari oggetti celesti mantenuti in orbita dalla forza di gravità del Sole; vi appartiene anche la Terra. È costituito da otto pianeti, dai rispettivi satelliti naturali, da cinque pianeti nani e da miliardi di corpi minori. Quest'ultima categoria comprende gli asteroidi, in gran parte ripartiti fra due cinture asteroidali (la fascia principale e la fascia di Kuiper), le comete, le meteoroidi e la polvere interplanetaria.

In modo schematico, il sistema solare è composto dal Sole, da quattro pianeti rocciosi interni, dalla fascia principale degli asteroidi, dai quattro giganti gassosi esterni, da cinque pianeti nani, dalla cintura di Kuiper, dal disco diffuso e dalla ipotetica nube di Oort, sede di gran parte delle comete.

Il vento solare, un flusso di plasma generato dall'espansione continua della corona solare, permea l'intero sistema solare. Questo crea una bolla nel mezzo interstellare conosciuta come eliosfera, che si estende fino oltre alla metà del disco diffuso. In ordine di distanza dal Sole, gli otto pianeti sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno. A metà 2008 cinque oggetti del sistema solare sono stati classificati come pianeti nani: Cerere, situato nella fascia degli asteroidi, e altri quattro corpi situati al di là dell'orbita di Nettuno, Plutone (in precedenza classificato come il nono pianeta), Haumea, Makemake, e Eris.

Sei dei pianeti e tre dei pianeti nani hanno in orbita attorno a essi dei satelliti naturali; inoltre tutti i pianeti esterni sono circondati da anelli planetari, composti di polvere e altre particelle.


 

 

Astronomia sistema solare

 

L'astronomia è una scienza che si occupa di tutti i corpi celesti dell'universo, tra cui i pianeti, i satelliti, le comete, gli asteroidi, le stelle, la materia interstellare, le galassie e gli ammassi di galassie. La moderna astronomia si divide in branche distinte: l'astrometria, che è lo studio e l'osservazione delle posizioni e dei moti degli astri; la meccanica celeste, cioè lo studio matematico dei moti degli astri sulla base della teoria della gravitazione; l'astrofisica, vale a dire lo studio della composizione chimica e dello stato fisico degli astri, condotto sulla base dell'analisi spettrale e delle leggi della fisica; e, infine, la cosmologia, che è lo studio dell'universo nel suo insieme.

 

Sistema solare

 

Sistema solare Sistema di corpi celesti di cui fanno parte il Sole, i nove pianeti con i loro satelliti, le comete, migliaia di asteroidi (pianetini) e i meteoriti; lo spazio in cui orbitano questi corpi ha forma simile a quella di una sfera, con un diametro di circa 20.000 miliardi di chilometri, ed è riempito dalla cosiddetta materia interplanetaria, composta prevalentemente da polveri finissime e gas. Il sistema solare è l'unico sistema planetario di cui sia stata accertata e ampiamente documentata l'esistenza. Nel corso degli anni Ottanta è stato rilevato che attorno ad alcune stelle, come Vega, orbitano corpi composti da materia fredda; l'ipotesi più accreditata sostiene che non si tratti di pianeti quanto piuttosto di nane brune. Molti astronomi ritengono tuttavia che i sistemi planetari siano molto comuni nell'universo: in base a recenti studi sembra che attorno alle stelle 51 Pegasi, 70 Virginis, 47 Ursae Majoris, ruotino uno o più pianeti. Vedi Astronomia.

Il Sole e il vento solare

Il Sole è una stella tipica, di dimensioni e luminosità medie. L'energia che irraggia ha origine in un nucleo centrale dove si verificano condizioni di temperatura e pressione tali da innescare violente reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno in elio (vedi Energia nucleare). Nonostante questo processo porti a convertire e bruciare 600 milioni di tonnellate di idrogeno ogni secondo, la massa del Sole (2×1027 tonnellate) è tale da consentirgli di continuare a brillare per altri cinque miliardi di anni.

Il Sole è una stella molto attiva. Sulla sua superficie si formano, secondo cicli di 11 anni, delle regioni scure che prendono il nome di macchie solari, alle quali sono associati intensi campi magnetici. Queste strutture non interessano tutta la superficie solare, ma compaiono solo a latitudini comprese tra i tra 40° N e i 40° S. Connesse al fenomeno delle macchie solari sono improvvise emissioni di energia e di particelle cariche (brillamenti), che possono causare disturbi ai segnali radio sulla Terra e aurore boreali. Il Sole emette inoltre un continuo flusso di particelle cariche che si propaga a spirale, in virtù della rotazione della stella, in tutto il sistema. Tale fenomeno, definito vento solare, è molto violento e può arrivare a modellare le code ionizzate delle comete. Tracce dei suoi effetti sono state rinvenute sul suolo lunare dagli astronauti che parteciparono alle missioni Apollo, nel corso delle prime esplorazioni dello spazio.

I pianeti maggiori

 

I nove pianeti del sistema solare vengono comunemente divisi in due gruppi: pianeti interni (Mercurio, Venere, Terra e Marte) ed esterni (Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone). I pianeti interni sono piccoli e composti essenzialmente di rocce e ferro, mentre quelli esterni, con l'eccezione di Plutone, hanno dimensioni maggiori e sono composti principalmente di idrogeno, elio e ghiaccio.

La superficie di Mercurio presenta numerosi crateri dovuti all'impatto di meteoriti. Il pianeta, circondato da un'atmosfera molto sottile, ha un'alta densità dovuta probabilmente alla grande massa di ferro che ne costituisce il nucleo. Venere è avvolto da un'atmosfera di anidride carbonica 90 volte più densa di quella terrestre; ciò provoca un intenso effetto serra e un conseguente riscaldamento della superficie, dove la temperatura supera i 450 °C. La Terra è l'unico pianeta su cui vi siano acqua allo stato liquido e forme di vita. Esistono prove di una passata presenza di acqua anche su Marte; tuttavia oggi questo pianeta è circondato da un'atmosfera molto sottile, che rende la superficie arida e fredda, con grandi calotte polari di anidride carbonica (CO2) allo stato solido. Giove è il pianeta più grande del sistema solare; è avvolto da caratteristiche nubi dai colori pastello e da un'atmosfera composta di idrogeno ed elio; l'immensa magnetosfera, gli anelli e i satelliti ne fanno un vero e proprio sistema planetario. L'altro grande pianeta del sistema, Saturno, è circondato, come Giove, da un sistema di anelli e satelliti. Urano e Nettuno contengono minori quantità di idrogeno rispetto ai due pianeti giganti; Urano, in particolare, ruota intorno a un asse che giace quasi sul piano dell'orbita. Plutone è l'ultimo tra i pianeti scoperti sino a oggi; ha un diametro molto piccolo, un'orbita ellittica molto eccentrica, e la sua distanza dal Sole è tale (circa 6 miliardi di km) da farne il pianeta più freddo del sistema solare.

Altri corpi del sistema solare

 

Oltre ai pianeti, fanno parte del sistema solare anche gli asteroidi (o pianetini), i meteoriti e le comete. Gli asteroidi sono corpi rocciosi che si trovano per la maggior parte in un'ampia fascia tra le orbite di Marte e Giove. Sono migliaia e le loro dimensioni variano dai 1000 km del diametro di Cerere, a quelle di microscopici grani di polvere. I meteoriti sono frammenti rocciosi che si staccano dagli asteroidi e cadono su corpi più grandi quali pianeti, satelliti e stelle. Alcuni di essi con l'ingresso nell'atmosfera si consumano per effetto dell'attrito, lasciando una scia luminosa e dando origine al fenomeno delle meteore. Studi di laboratorio sui meteoriti hanno permesso di ricavare molte informazioni sullo stato primordiale del sistema solare. Le superfici di Mercurio, di Marte e di molti satelliti (tra cui la Luna) mostrano gli effetti di un intenso bombardamento di meteoriti avvenuto agli inizi dell'evoluzione del sistema solare. Sulla Terra i segni dell'impatto di meteoriti sono stati in gran parte cancellati dall'erosione.

Le comete sono aggregati di polveri rocciose, ammoniaca, ossido di carbonio e anidride carbonica, del diametro compreso tra i 5 e 10 km. Descrivono orbite ellittiche molto eccentriche e ruotano attorno al Sole a distanze enormi. Quando si avvicinano al Sole, per effetto della radiazione emessa dalla stella, i gas evaporano e intorno al nucleo centrale si formano le spettacolari chiome e code. La cometa più famosa è quella di Halley, che ritorna nel sistema solare interno ogni 76 anni circa; il suo passaggio più recente, nel 1986, non è stato tuttavia particolarmente appariscente. Nel luglio del 1994 frammenti della cometa Shoemaker-Levy 9 caddero nell'atmosfera di Giove a una velocità di circa 210.000 km/h. Nell'impatto, l'enorme energia cinetica dei frammenti si convertì in calore, lasciando segni visibili nelle nubi del pianeta. Anche le superfici dei satelliti ghiacciati dei pianeti esterni sono segnate dall'impatto con nuclei di comete. Chirone, un oggetto che orbita tra Saturno e Urano e che si riteneva fosse un asteroide, sembra in realtà essere un grande nucleo cometario non più attivo. Parimenti, alcuni asteroidi che attraversano l'orbita della Terra sembrano essere il resto roccioso di comete estinte.

Movimento dei pianeti e dei satelliti

 

Tranne Venere e Urano, che ruotano in senso orario, tutti i pianeti ruotano intorno al proprio asse e orbitano attorno al Sole in senso antiorario. L'intero sistema è situato approssimativamente su un piano; solo Mercurio e, soprattutto, Plutone hanno orbite inclinate.

I sistemi di satelliti hanno un comportamento che rispecchia quello dei pianeti cui appartengono. Alcuni satelliti di Giove, Saturno e Nettuno descrivono orbite retrograde; altri satelliti hanno orbite fortemente ellittiche. Nell'orbita di Giove, inoltre, due gruppi di asteroidi, detti Troiani, precedono e seguono il pianeta di circa 60°; lo stesso fenomeno si verifica per alcuni piccoli corpi in orbita attorno a Saturno.

Origine del sistema solare

Sono sempre esistite cosmologie e teorie sull'origine del sistema solare. In epoca moderna, il filosofo Immanuel Kant (Storia universale della natura e teoria del cielo, 1755) e il fisico e matematico francese Pierre-Simon de Laplace (Esposizione del sistema del mondo, 1796), formularono un'ipotesi secondo la quale il sistema solare si sarebbe formato da una nube di gas, dalla quale si sarebbero originati una serie di anelli e, in seguito, i pianeti. Dubbi circa la stabilità degli anelli condussero gli scienziati a considerare altre ipotesi come l'impatto del Sole con un'altra stella. Ma anche quest'idea fu abbandonata quando si provò che tali incontri sono estremamente rari e, soprattutto, che i gas caldi tendono a dissiparsi, piuttosto che a condensare, rendendo impossibile la formazione dei pianeti.

Le teorie correnti fanno risalire la formazione del sistema solare a quella del Sole, avvenuta circa 4,7 miliardi di anni fa. La frammentazione e il collasso gravitazionale di una nube di gas e polveri, innescati forse dall'esplosione di una supernova vicina, potrebbero aver portato alla formazione di una nebulosa solare primordiale (tracce di isotopi anomali, che rivelerebbero l'esplosione di una supernova prima della formazione del Sole, sono state rinvenute in alcuni meteoriti). Il Sole si sarebbe poi formato nella regione centrale, più densa, della nube. Quindi sarebbero venuti i pianeti e, successivamente, a maggiori distanze dal centro della nebulosa, i gas, condensando, avrebbero raggiunto lo stato nel quale oggi si trovano su Giove e nel sistema solare esterno. L'ipotesi che vede la contemporanea formazione di stelle e pianeti, già molto affascinante in sé, confermerebbe inoltre l'esistenza di sistemi di corpi celesti analoghi al nostro sistema solare. Vedi anche Esobiologia.

 

 

 

Giove Quinto pianeta in ordine di distanza dal Sole e primo come dimensioni tra quelli del sistema solare. Ha volume 1400 volte maggiore di quello della Terra, ma la sua densità media è circa un quarto di quella terrestre: ciò indica che esso è formato da gas piuttosto che da metalli e rocce come i pianeti interni.

Orbita attorno al Sole a una distanza media di circa 780 milioni di chilometri (5,2 volte maggiore di quella della Terra), compiendo una rivoluzione completa in 11,9 anni; il suo periodo di rotazione è di 9,9 ore e non è uniforme. La rapida rotazione produce uno schiacciamento ai poli del pianeta, visibile anche al telescopio. Giove mostra delle bande, rese più appariscenti dai colori pastello delle nubi, dovute alla presenza di forti correnti atmosferiche; una delle strutture più notevoli è la famosa regione ovoidale color ocra nota come Grande Macchia Rossa. I colori sono dovuti a tracce di composti che si formano a seguito di reazioni chimiche indotte dalla luce ultravioletta, da scariche elettriche e dal calore; alcuni di questi composti sembrano simili alle molecole organiche che si formarono sulla Terra primordiale e che gettarono le basi della vita. Vedi Esobiologia.

Composizione, struttura e campo magnetico

 

 

La conoscenza scientifica del sistema di Giove aumentò enormemente nel 1979, con le straordinarie missioni delle sonde Voyager 1 e 2, lanciate dalla NASA. Le osservazioni spettroscopiche dalla Terra avevano già mostrato che la maggior parte dell'atmosfera di Giove è composta di idrogeno molecolare; gli studi nell'infrarosso delle sonde Voyager indicarono che l'87% circa è H2, e che la restante parte è costituita da elio e da quantità estremamente ridotte di vapor d'acqua, metano, neon e acido solforico. La bassa densità osservata suggerisce che l'interno del pianeta abbia sostanzialmente la stessa composizione dell'atmosfera. Giove è composto perlopiù dai due elementi più leggeri e più abbondanti dell'universo, e presenta quindi una composizione molto simile a quella del Sole e delle altre stelle. L'enorme pianeta rappresenterebbe perciò una condensazione diretta di una parte della nebulosa solare primordiale, la grande nube di gas e polveri interstellari dalla quale si formò l'intero sistema solare, circa 4,6 miliardi di anni fa.

Giove irradia nello spazio circa il doppio dell'energia che riceve dal Sole e la fonte di questa energia sembra essere un lento collasso gravitazionale dell'intero pianeta.

La turbolenta atmosfera di Giove è fredda. Inoltre periodiche fluttuazioni di temperatura negli strati superiori rivelano un sistema di venti variabile, simile a quello delle regioni equatoriali della stratosfera terrestre. Le fotografie che documentano i cambiamenti nelle nubi di Giove mostrano la nascita e l'evoluzione di enormi sistemi ciclonici. L'analisi dei dati raccolti nel 1995 dalla sonda Galileo permetterà comunque di approfondire le nostre conoscenze.

Alle basse temperature dell'alta atmosfera gioviana (circa -125 °C), l'ammoniaca ghiaccia formando i bianchi cirri visibili in molte fotografie trasmesse dalle sonde Voyager. Nelle regioni più profonde può condensare anche l'idrosolfuro di ammonio, che si raccoglie nelle nubi che formano lo strato scuro diffuso del pianeta.

La temperatura alla sommità di queste nubi è circa -50 °C, e la pressione atmosferica è pressoché doppia rispetto a quella terrestre, misurata al livello del mare. Benché sia direttamente visibile solo lo strato più esterno del pianeta, i calcoli mostrano che la temperatura e la pressione continuano ad aumentare verso l'interno, determinando condizioni fisiche alle quali l'idrogeno liquefa per poi transire allo stato metallico altamente conduttore. Nel centro potrebbe esistere un nucleo di materiale solido.

In prossimità della superficie, il campo magnetico di Giove è 14 volte più intenso di quello terrestre e produce enormi fasce di radiazione nelle quali vengono intrappolate particelle cariche che circondano il pianeta fino a una distanza di 10 milioni di km.

Satelliti e anelli

 

Sono stati scoperti finora sedici satelliti di Giove. I quattro maggiori (Io, Europa, Ganimede e Callisto) vennero individuati da Galileo, nel 1610.

Le moderne osservazioni mostrano che la densità media dei satelliti principali varia con la distanza dal pianeta, in modo simile a quanto accade per i pianeti del sistema solare. Io ed Europa, vicini a Giove, sono densi e rocciosi come i pianeti interni (Mercurio, Venere): Ganimede e Callisto, più lontani, sono composti perlopiù da ghiaccio d'acqua e hanno densità relativamente bassa. Probabilmente durante il processo di formazione, sia dei pianeti sia di questi satelliti, la vicinanza al corpo centrale (rispettivamente il Sole o Giove) impedì la condensazione delle sostanze più leggere.

La crosta ghiacciata di Callisto e Ganimede è segnata da numerosi crateri, segni di un antico bombardamento probabilmente da parte di nuclei di comete, simile al bombardamento di asteroidi che subì la Luna. Al contrario, la superficie di Europa è estremamente liscia: il satellite è ricoperto da uno strato di ghiaccio, percorso da una fitta e intricata rete di fratture, sotto il quale potrebbe esserci acqua liquida.

La superficie del satellite più interessante, Io, ha un aspetto singolare: vi sono zone giallastre, marroni e bianche punteggiate di nero. Io è sconvolto dal vulcanismo: circa dieci vulcani erano in eruzione nel 1979, al momento del passaggio del Voyager, e vi sono prove di eruzioni successive. Dalle bocche vulcaniche viene emesso biossido di zolfo che si condensa sulla superficie, formando un'atmosfera locale temporanea.Gli altri satelliti di Giove sono molto più piccoli e meno studiati di quelli galileiani. Gli otto più esterni formano due gruppi distinti e sono probabilmente dei corpi catturati dall'intenso campo gravitazionale del pianeta.Vicino al pianeta, le sonde Voyager scoprirono un debole sistema di anelli. Il materiale di cui sono formati potrebbe essere prodotto dalla disintegrazione di piccolissimi satelliti che si muovono all'interno degli anelli stessi, oppure dal satellite Metis che si trova appena all'esterno di essi.

 

Sistema solare

 

Il Sistema Solare

Vi sono

• 9 pianeti
• i loro satelliti
• 1800 pianetini, detti asteroidi
• circa un migliaio di comete
• innumerevoli meteoriti

 

I corpi del sistema solare ruotano intorno al Sole, unica fonte di energia termica del sistema. La massa solare costituisce il 99,8% della materia presente nel sistema solare.

Questo compie due moti:

• di rivoluzione all’interno della sua stessa galassia, secondo una traiettoria curva ellissoidale. Per compiere un giro completo impiega circa 200 milioni di anni
• di traslazione verso la costellazione di Ercole alla velocità di circa 20 km/s.

 

Ipotesi sull’origine del sistema solare

 

Kant (1755) & Laplace (1796) :

 

 una nube di gas ricca di idrogeno, elio e polveri cosmiche, che ruotava su se stessa

 

 

• comincia a contrarsi sotto l’effetto della forza di gravità, aumentando la sua velocità di rotazione
• assume una forma appiattita
• si forma un disco intorno al nucleo centrale, chiamato in seguito PROTOSOLE, più denso e caldo
• la forza centrifuga allontana dalla massa centrale degli anelli di materiale gassoso
• dalla condensazione di questi anelli si sono formati i pianeti

Nuova ipotesi che si basa sulla precedente

• il nucleo del protesole si riscalda fino a raggiungere le temperature necessarie per le reazioni termonucleari
• nelle regioni circostanti cominciano a condensarsi i primi frammenti dalla cui aggregazione sarebbero derivati in seguito i pianeti
• alcun di questi frammenti si sarebbero progressivamente accresciuti attraverso collisioni e attirando i frammenti più piccoli presenti nello spazio circostante. Si sarebbero formati così i PROTOPIANETI, dai quali sarebbero derivati gli attuali pianeti.

 

 

Il Sole

 

Unica stella che non ci appare come un punto nel cielo.

DISTANZA DALLA TERRA : 149,6 milioni (unità astronomica)
DIAMETRO : 110 diametri

VOLUME SUPERIORE : più di 1 milione di volumi terrestri

MASSA : 330 000 vote la massa terrestre

DENSITÀ : 1,4 g/cm3

COSTITUZIONE : 94% idrogeno  5,9% elio     0,1 tutti gli altri elementi conosciuti

TEMPERATURA : la superficie solare ha temperatura pari a 6000 K (→ colore giallo). All’interno arriva fino a 15 milioni K per innescare le trasformazioni termonucleari

MOTI :

• di traslazione, insieme al sistema solare
• di rotazione intorno al proprio asse, quasi perpendicolare al piano dell’orbita terrestre, in direzione ovest-est, di durata pari a 25-30 gg

 

La Struttura Del Sole

 

 

NUCLEO : qui avvengono le reazioni termonucleari, con l’emissione di una grandissima quantità di energia. La temperatura è di 15 milioni K. Pressione e densità sono elevatissime. I nuclei dei vari elementi si separano dagli elettroni e la materia passa allo stato di plasma.

ZONA RADIATIVA : trasmette per irraggiamento agli strati più esterni l’energia prodotta nel nucleo. I gas non sono liberi di muoversi per l’elevatissima pressione

ZONA CONVETTIVA : sono presenti enormi movimenti ascendenti e discendenti di gas, che trasferiscono il loro calore all’esterno

FOTOSFERA : corrisponde al disco luminoso che normalmente vediamo. E’ composta per il 90% d’idrogeno e dal 10% di elio. La temperatura è di 6000 K.

Granuli : zone più luminose di diametro notevole(anche 100 km). Hanno vita breve anche solo pochi minuti

Macchie solari : zone scure fredde, che appaiono con una certa periodicità (CICLO SOLARE: intervallo medio fra due massimi successivi). Sono aree molto vaste e ci appaiono nere solo perché qui la temperatura scende a 4000 K. Ciascuna macchia è profonda qualche centinaio di chilometri. Di solito si presentano a coppie o in gruppi, di numero che va da un minimo di 10 a un massimo di 100.

A ogni macchia è associato un intenso campo magnetico, che impedisce l’afflusso di gas caldi, ed è la causa della diminuzione di temperatura sulla superficie. Così in ogni coppia di macchie una ha polarità opposta a quella vicina.

Le macchie solari sono associate a zone molto attive e turbolenti della fotosfera :

      Facole : zone di luminosità elevata rispetto al resto della fotosfera. Si trovano in prossimità delle macchie solari e durano più a lungo di esse

Protuberanze : enormi getti di materiale incandescente che possono raggiungere altezze fino a 400 000 Km; formano archi giganteschi lunghi anche 100 000 – 200 000 Km

Spicole : lingue di idrogeno incandescente che si estendono verso l’altro e penetrano nella corona

Brillamenti : improvviso intensificarsi della luminosità della fotosfera. Liberano enormi quantità di energia sotto forma di radiazioni ultraviolette, onde radio e raggi X.

CROMOSFERA : strato di gas fortemente colorato, che può essere osservato solo durante le eclissi o con un particolare filtro ottico. Ha uno spessore di 10 000 Km.

Presenta un colore rossastro dovuto alle radiazioni emesse dall’idrogeno sottoposto alle basse pressioni della cromosfera

CORONA SOLARE : parte più esterna dell’atmosfera solare e diventa via via più rarefatta man mano che ci allontana dalla superficie del Sole. Gli atomi si trovano ad altissima temperatura. Ci sono zone dette BUCHI CORONALI, dove non si osservano gas, anche se è presente un forte movimento di gas ionizzati che sfuggono dalla corona in tutte le direzioni, prendendo il nome di VENTO SOLARE.

 

Attività Solare

La superficie terrestre è caratterizzata da movimenti, variazioni locali e improvvise luminosità. L’intensità di tali fenomeni dà origine a due momenti:

tranquilli, detti di Sole quieto

movimentati, detti di attività solare

Conseguenze Dell’attività Solare

 

TEMPESTE MAGNETICHE : alterazioni del campo magnetico terrestre, dovute alle particelle cariche emesse dalle zone solari eccitate

AURORE POLARI : conseguenze dell’interazione fra particelle solari e gas presenti nelle regioni alte della nostra atmosfera. Dal sole arrivano particelle cariche, che provocano la ionizzazione degli atomi della zona più esterna all’atmosfera terrestre e l’emissione di una luce colorata. Sono visibili solo dai poli

            

GEOGRAFIA ASTRONOMICA – MOVIMENTI DELLA TERRA & GEODESIA

 

Orizzonte sensibile = linea che abbracciamo con lo sguardo. Aumenta col crescere dell’altezza.

 

Curvatura della superficie terrestre:

• la stella polare a nord è crescente, a sud decrescente.
• Comparsa/scomparsa graduale di un oggetto all’orizzonte
• La gravità agisce secondo i raggi di una sfera
• “eclissi di luna” (l’ombra circolare della terra viene proiettata sulla Luna dal sole)

 

Forma particolare di nessun solido geometrico.

 

Geoide: solido, la cui superficie è sempre perpendicolare alla direzione del filo a piombo. L’accelerazione varia da punto a punto in base alla distanza dal centro della terra. Le depressioni e i rilievi si colmano a vicenda creando una superficie liscia.

 

Dimensioni:

Se la terra viene considerata una sfera basta misurare un qualsiasi arco di meridiano (circolo massimo passante per i poli).

 

Eratostene di Cirene:

Alessandria e Siene si trovano sullo stesso meridiano ad una distanza di 5000 stadi. Il 21 giugno i raggi del sole a Siene sono verticali ed il sole si trova allo Zenit. Facendo la stessa prova ad Alessandria si accorge però che i raggi del sole (sempre al 21 giugno) formano un angolo ed il sole di conseguenza non si trova allo zenit. Supponendo che tutti i raggi del sole arrivino paralleli a causa della grande distanza del sole dalla terra, l’angolo di incidenza a Siene e ad Alessandria sarà lo stesso. Essendo l’angolo 1/50 di 360°, l’arco risulterà essere 1/50 di 2pr.

 

 

 

Di conseguenza è stato possibile ricavare la misura del raggio terrestre: circa 6000 km.

Lo Schiacciamento Polare:

 

Verificato tramite l’oscillazione del pendolo.

A Parigi una oscillazione completa ha la durata di 1 secondo.

Alla Caienna (più vicina all’equatore) l’oscillazione è più lenta.

Si deduce che l’attrazione gravitazionale è maggiore ai poli e minore all’equatore. Ciò dipende dalla distanza dal centro della Terra. Infatti all’equatore si è circa 21 km più lontani dal centro della terra che ai poli.

La forza centrifuga dovuta alla rotazione terrestre è invece massima all’equatore e minima ai poli. Il Raggio medio terrestre è di 6371 km.

Raggo polare = a

Raggio equatoriale = b

Schiacciamento polare = (a-b)/a = 1/297

Precedentemente il metro era definito come la 40 milionesima parte del raggio terrestre.

La densità terrestre M/V è di 5,52 g/cm3

 

Il Reticolato Geografico

Meridiani e paralleli sono infiniti, ma considerando quelli di grado sono:

360 meridiani (180 meridiani + 180 antimeridiani)

180 paralleli (90 nord e 90 sud)

Latitudine: distanza angolare di un punto dall’equatore. Viene definita come lat. Nord o Sud e varia da 0 a 90°.

Longitudine: distanza angolare di un punto dal meridiano di riferimento. Viene definita come long. Est o Ovest e varia da 0 a 180°.

 

 

SISTEMA ASSOLUTO – RIFERIMENTI CELESTI

 

Coluro (equinoziale): meridiano fondamentale che passa per il punto gamma ed è perpendicolare all’equatore celeste. Non dipende dal punto dove si trova l’osservatore.

Latitudine: Declinazione Celeste

Longitudine: Ascensione Retta

L’equatore celeste è un piano perpendicolare all’asse terrestre.

L’eclittica è il piano passante per l’orbita della terra.

Nel caso l’asse terrestre fosse perpendicolare all’eclittica , questa andrebbe a coincidere con l’equatore celeste. L’asse terrestre forma però un angolo di 23° e 27’

La linea di intersezione del piano dell’eclittica e dell’equatore celesta è detta la Linea degli Equinozi. Caratterizzata dal punto gamma (detto dell’ariete) e omega. La terra si trova al punto gamma il 21 di marzo.

 

 

MOTO DI ROTAZIONE

 

Avviene intorno al proprio asse da Ovest verso Est (antiorario). Il giorno Sidereo dura 23h56m04s. La velocità angolare è identica in tutti i punti, mentre la velocità lineare varia al variare della Latitudine (equatore = 463 m/s , poli = 0 m/s). La forza centrifuga diminuisce col decrescere della velocità lineare, ma aumenta la forza di gravità.

 

 

Prove:

• osservando due stelle ad orari diversi si nota che lo spostamento reciproco delle due stelle è costante poiché è la terra che si muove.
• Tutti i pianeti ruotano (analogia)
• Esperienza di Guglielmini (Bologna – Torre degli Asinelli): Premesse
• Velocità angolare uguale su tutti i punti della sup. terrestre
• Velocità lineare variabile ( a causa della diversa distanza dall’asse terrestre).

Di conseguenza la velocità sulla torre è maggiore della velocità sulla terra. Lasciando quindi cadere dei gravi che dovrebbero cadere in C’ avviene un leggero spostamento verso est, che è spiegabile solo con la rotazione della terra in senso antiorario.

RITARDO = Spostamento verso Ovest

ANTICIPO = Spostamento verso Est.

 

• Prova di Focault (1851 – Pantheon – Parigi):

Collega un pendolo al soffitto con un filo molto lungo e osserva l’oscillazione per diverse ore. Al pendolo era attaccato una punta che strisciava sulla sabbia posta sul pavimento. Si notò che il piano di oscillazione ruotava in senso Orario (teoricamente dovrebbe rimanere fermo il piano di riferimento). Di conseguenza si dedusse che la rotazione era dovuta al pavimento e venne spiegato il movimento antiorario della terra. Se il pendolo fosse collocato al polo, il suo asse coinciderebbe con l’asse terrestre e farebbe una rotazione completa di 360° in un giorno intero. Se fosse posto all’equatore non vi sarebbe nessuna rotazione in quanto la terra non ruota intorno all’asse equatoriale. A Parigi, con una latitudine intermedia la rotazione avviene più lentamente (ca. 32 ore).

La relazione è la seguente:  dove b sta ad indicare la latitudine del punto geografico. Quindi se il seno di b fosse 1, b misurerebbe 90° e a risulterebbe = 1.

 

• Variazione della accelerazione gravitazionale in base alla latitudine. Ciò è causato dallo schiacciamento polare e dalla forza centrifuga. La forca centrifuga è perpendicolare all’asse di rotazione terrestre ed è diretta verso l’esterno. La forza centripete è diretta verso l’interno con intensità costante.  dove w indica la velocità angolare, R indica la distanza dall’asse di rotazione ed m indica la massa.

 

 

 

CONSEGUENZE

 

• Spostamento della direzione dei corpi in moto sulla superficie terrestre. Legge di Ferrel. A causa della rotazione terrestre un corpo viene deviato dalla sua direzione iniziale: verso destra se collocato nell’emisfero boreale, e verso sinistra nell’emisfero australe. Verso i poli i corpi arriveranno con anticipo poiché spostandosi verso i poli la velocità lineare terrestre diminuisce, mentre se si dirigeranno all’equatore arriveranno con ritardo poiché la velocità lineare è massima all’equatore. Ciò è dato dalla Forza di Coriolis: in realtà si tratta di uno spostamento apparente o relativo in quanto ciò che si muove realmente è la terra. Questa forza è rappresentata da  dove V è la velocità di trasferimento di un corpo e beta è la latitudine. Questa forza è definita forza deviante. Viene applicata per spiegare direzione di venti e correnti.

 

• Alternarsi giorno/notte: i raggi solari arrivano tutti paralleli ed illuminano la parte rivolta verso il sole. I due emisferi (illuminato e non-illuminato) sono separati dal “circolo di illuminazione”. Fascia di una certa ampiezza poiché il passaggio dal giorno alla notte è graduale.

 

MOTO DI RIVOLUZIONE

 

La terra descrive un’orbita ellittica di cui il sole è un fuoco. La terra si muove in senso antiorario se osservata dal Nord celeste. La distanza media tra terra e sole è di 150 milioni di km. La terra si trova in Perielio a gennaio ed in Afelio a luglio. Le stagioni non sono dovute al variare della distanza dal sole. L’orbita terrestre è quasi circolare, tanto che la sua eccentricità è solo di 0,017. La velocità della terra nel moto di rivoluzione è di 29,8 km /s. Il sole durante l’anno se osservato dalla terra si sposta da Ovest verso Est.

 

PROVE:

• Analogie con gli altri pianeti del sistema solare.
• Periodicità annua di alcuni gruppi di stelle cadenti (la terra passa periodicamente in punti con grande quantità di elementi meteoritici).
• Aberrazione della luce proveniente dagli astri: quando si osserva un astro, lo osserviamo con una direzione apparente. Poiché mentre osserviamo la terra si sposta. Se osserviamo con un telescopio dobbiamo inclinarlo leggermente in avanti nel senso di rivoluzione terrestre, perché la luce impiega del tempo a percorrere l’asse del telescopio. Di conseguenza la terra si sarà spostata in un altro punto dell’orbita. La velocità della terra sull’orbita è minore di quella della luce quindi l’inclinazione sarà minima. L’angolo varia e aumenta al perielio e diminuisce all’afelio. Aberrazione diurna: è dovuto alla rotazione della terra ed è un movimento molto più lento di quello di rivoluzione, quindi l’angolo è molto più piccolo, e varia con la latitudine. (Diminuisce dall’equatore verso i poli).
• L’asse terrestre è inclinato di 23°27’ rispetto alla perpendicolare all’orbita
• In tempi brevi l’asse si mantiene parallelo a se stesso durante l’orbita.

 

CONSEGUENZE

 

• Se l’asse terrestre fosse perpendicolare al piano dell’orbita non vi sarebbero più le stagioni e sia il giorno che la notte durerebbero ovunque 12 ore. L’unica variabilità del sistema sarebbe la distanza dal sole. Oggi solo al 23 settembre e al 21 marzo il giorno e la notte hanno la durata di 12 ore ovunque. Varia a Nord e a Sud la durata del giorno. Ai poli invece si arriva ad avere 6 mesi di buio e 6 mesi di luce. Gli equinozi del 21 marzo e del 23 settembre rappresentano rispettivamente il punto gamma e il punto omega. Quando il sole si trova in uno di questi punti, giace sull’equatore celeste e si trova allo zenit all’equatore. Ai solstizi (estate = 21 giugno; inverno = 22 dicembre) il sole raggiunge rispettivamente a Nord e a Sud la sua massima elevazione rispetto al piano equatoriale terrestre. I raggi risultano perpendicolari rispettivamente al tropico del Cancro e del Capricorno. La differenza di durata tra giorno e notte aumenta più ci si sposta verso i poli. I luoghi compresi tra il circolo polare artico e il Polo Nord sono illuminati per tutta la durata della rotazione, mentre la calotta antartica sono al buio (22/6). All’equatore vi sono sempre 12 ore di giorno e 12 di notte. Durante l’inverno la terra si trova più vicina al sole. La linea degli equinozi è la linea che passa per il centro del Sole e unisce i due punti dell’orbita in cui i raggi solari sono allo Zenit all’equatore. La linea dei solstizi unisce i due punti in cui il sole è alla massima elevazione rispetto all’equatore. La linea degli Apsidi è la linea che congiunge Afelio con Perielio.

 

 

DURATA DEL GIORNO – GIORNO SOLARE E SIDEREO

 

Il giorno civile ha una durata di 24 ore, mentre il giorno sidereo ne ha una di 23h56m04s. Il giorno solare ha una durata di circa 24 ore. Prendiamo in considerazione un astro in allineamento con il sole: Affinché il punto P torni in allineamento con la stella passano 23h56m04s. Se vogliamo che il punto si allinei con il sole dobbiamo aspettare circa 4 minuti. Il giorno solare varia di conseguenza ed è più breve in estate e più lungo di inverno. Infatti la velocità al perielio è maggiore mentre all’afelio è minore.

 

 

MOVIMENTI SECONDARI DELLA TERRA

 

• Moto di traslazione: tutto il sistema solare si muove verso la costellazione di Ercole
• Asse terrestre inclinato di 23° e 27’ rispetto al piano dell’eclittica.
• Il sole e la luna agiscono sulla terra e tendono a far raddrizzare l’asse terrestre (far coincidere l’equatore col piano dell’orbita). Ciò non avviene a causa della forza centrifuga dovuta alla rotazione. Il risultato di queste forze si riassume nel moto doppio conico o luni-solare. A causa di queste forze l’asse terrestre ruota in senso orario compiendo una rotazione annua di 50”. Ogni 26000 anni si ritrova nella posizione di partenza.

 

 

 

Conseguenza del moto doppio conico:

 

Con lo spostamento dell’asse si sposta anche l’equatore: ciò provoca una rotazione della linea degli equinozi in senso orario (est => Ovest). Di conseguenza l’intersezione tra il piano dell’eclittica e il piano equatoriale cambia e si sposta anche il punto gamma. Così dopo circa 13000 anni il punto gamma e il punto omega si scambiano di posto. Anche la linea degli apsidi però ruota durante l’anno: ruota di 11” in senso antiorario ogni anno, a causa dell’influenza degli altri corpi celesti. Sommando i due movimenti si arriva ad uno spostamento di 61” che è definito la Precessione degli Equinozi. Ciò influisce sull’alternanza delle stagioni e sullo spostamento del punto gamma che si sposta di costellazione in costellazione circa ogni 1000 anni. Questo movimento accentua la differenza tra anno solare ed anno sidereo.

• Anno solare = lo spostamento apparente del sole, perché si considera il tempo che il sole impiega a passare consecutivamente 2 volte sullo stesso tropico: 356d5h48m46s
• Anno sidereo = spostamento in 356d6h9m10s

L’anno solare è influenzato dalla precessione degli equinozi che anticipa di 20 minuti per arrivare al punto gamma.

 

 

 

DIMENSIONI TERRESTRI:

 

Raggio equatoriale (a):                       6378 km

Raggio polare (b):                              6356 km

Schiacciamento polare (a-b)/a:           1/297

Lunghezza circolo meridiano:            40009 km

Lunghezza Equatore:                         40076 km

Massa:                                                5,976x1027 g

Densità:                                              5,52 g/cm3

G:                                                       9,81 m/s2

 

 

Il paesaggio lunare

 

 

 

Quale fu il motivo che spinse Galileo a osservare la luna? Probabilmente il tentativo di confermare un’ipotesi da lui stesso avanzata, in un opuscolo satirico pubblicato nel 1606 sotto lo pseudonimo di Alimberto Mauri, ovvero che le irregolarità visibili ad occhio nudo sulla superficie lunare fossero dovute all’esistenza di montagne. Il telescopio in possesso dello scienziato sarebbe già stato in grado di corrobare questa ipotesi ma, nel novembre 1609, Galileo eliminò ogni dubbio grazie a un nuovo cannocchiale capace di ingrandire l’immagine 15 volte. Nel marzo 1610, ideò poi uno strumento, menzionato nel Sidereus Nuncius, che ingrandiva fino a 30 volte. Generalmente si è ritenuto che Galileo abbia utilizzato quest’ultimo telescopio per gran parte delle sue osservazioni. In realtà il telescopio effettivamente impiegato da Galileo ingrandiva 18 o 20 volte; il riferimento a un telescopio a 30 ingrandimenti può essere un’aggiunta eseguita al momento della stampa. Un errore contenuto in due passaggi del Sidereus Nuncius conferma questa interpretazione. Nel primo Galileo scrive: “Bellissima cosa e oltremodo a vedersi attraente è il poter rimirare il corpo lunare, da noi remoto per quasi sessanta diametri terrestri, così da vicino, come se distasse di due soltanto di dette misure; sicché il suo diametro apparisca quasi trenta volte maggiore”.

La distanza della Luna è circa di 60 raggi terrestri, non diametri, cosa che Galileo sapeva molto bene; se questa fosse osservabile “come se distasse di due soltanto di suddette misure”, risulterebbe perciò ingrandita 15 e non 30 volte. È probabile quindi che Galileo abbia rivisto il suo testo poco prima di mandarlo in stampa e che, dopo aver raddoppiato l’ingrandimento (da 15 a 30), egli abbia inserito un frettoloso ed erroneo aggiustamento al testo duplicando la distanza (da 60 raggi a 60 diametri). L’errore è confermato anche da un passo rintracciato un paio di pagine più avanti e che chiaramente Galileo non corresse: “Mirai la Luna così da vicino, come se fosse distante appena due diametri terrestri” (ossia ingrandita 15 volte).

Alcuni fra i disegni della Luna pubblicati sul Sidereus Nuncius, che rivoluzionarono le conoscenze dell’epoca sul nostro satellite, rivelano quali problemi di divulgazione egli sia stato costretto ad affrontare.

Le illustrazioni della Luna nel primo e nell’ultimo quarto mostrano una librazione (oscillazione apparente per la quale le parti vicine al margine del disco lunare sono in alternanza visibili e invisibili) di 9 gradi misurati verticalmente da un cratere (più tardi chiamato Albategnius) che Galileo scelse per illustrare l’ombra gettata dalle montagne della Luna. Questa circostanza ha permesso a Guglielmo Righini di datare le osservazioni al 3 e al 18 dicembre 1609. Tuttavia un confronto fra la Luna all’ultimo quarto vista da un moderno telescopio e quella disegnata da Galileo rivela che in quest’ultima le dimensioni del cratere sono molto più grandi. Notando la differenza di illuminazione del cratere fra il primo e l’ultimo quarto e individuando nel fenomeno un’importante indizio dell’esistenza di montagne sulla Luna, Galileo si preoccupò che esso non sfuggisse all’attenzione dei suoi lettori; a questo scopo modificò le dimensioni del disegno per far risaltare gli elementi più importanti. Queste osservazioni, dunque, non celano alcun enigma telescopico, ma evidenziano solamente l’applicazione di un buon metodo pedagogico.

 

William R. Shea

“Le scienze” numero 347 – luglio 1997

 

Confronto fra la Luna all’ultimo quarto, vista dal moderno telescopio del Lick Observatory (a sinistra), e un disegno di Galileo pubblicato nel Sidereus Nuncius.

 

 

La Luna

 

 

La Luna è l’unico satellite naturale della Terra ed è anche il più interno fra tutti i satelliti del nostro Sistema planetario, cioè il primo che si incontra procedendo dal Sole verso l’esterno. E’ un astro privo di luce propria, costituito da materiali allo stato solido, la cui massa totale è pari a 1/81 di quella della Terra.

 

Un satellite di dimensioni rispettabili

 

La massa e la grandezza della Luna, modeste rispetto a quelle di tanti altri corpi celesti esistenti nell’Universo, sono abbastanza ragguardevoli se paragonate a quelle degli altri 35 satelliti del Sistema solare.

Anche se dalla Terra si osserva sempre la stessa faccia della Luna, persino a occhio nudo si ha l’impressione che essa abbia una forma sferica. E’ stato calcolato che il suo raggio è di circa 1.738 km (1/4 del raggio medio della Terra), la sua superficie di 38 milioni di km² (1/14 della sup. terrestre) e il suo volume è pari a 1/49 circa del volume della Terra.

Tramite fotografie ottenute con potenti telescopi e riprese da sonde spaziali si è scoperto che la Luna, come la Terra, non è perfettamente sferica, ma ha la forma di un ellissoide a tre assi, con il diametro maggiore rivolto verso la Terra.

La densità della Luna è di circa 3,3; leggermente maggiore della densità della crosta terrestre ma inferiore alla densità media della Terra, pari a 5,5.

Il valore della densità sembra confermare l’ipotesi che la Luna si sia originata dalla Terra, da cui si sarebbe staccata a causa della rotazione molto veloce del nostro pianeta appena formatosi e dalla forza di attrazione esercitata dal Sole; la maggiore densità della Terra sarebbe spiegata ammettendo che questa abbia conservato la parte centrale e più densa del corpo originario. Attualmente prevale però la teoria che la Luna abbia avuto un’origine simile a quella dei pianeti, tanto che il sistema Terra-Luna è considerato un pianeta doppio.

A causa delle dimensioni e della massa minori rispetto a quelle terrestri, il valore della gravità sulla superficie lunare è circa 1/6 di quello esistente sulla superficie terrestre.

 

Un corpo celeste completamente arido

 

La Luna non ha un’atmosfera gassosa e non ha presenza di acqua.

La mancanza di atmosfera e di acqua può essere spiegata considerando che, secondo la teoria cinetica che le molecole dei gas sono dotate di un movimento per cui si urtano incessantemente, spostandosi con una velocità tanto più elevata quanto maggiore è la temperatura; sappiamo anche che per ogni corpo posto ad una certa distanza da un determinato astro esiste un limite di velocità (velocità di fuga) al di là del quale il corpo non può più essere trattenuto dall’astro, ma sfugge alla sua attrazione gravitazionale disperdendosi nello spazio. In epoche passate sulla Luna si sono avute certamente temperature tali da produrre nelle molecole degli eventuali gas presenti velocità maggiori di quella di fuga; questo perché sulla Luna, dove la gravità presenta un valore basso, la velocità di fuga è piuttosto piccola (2,4 km/s). Allo stesso modo si spiega la mancanza di acqua sulla superficie lunare: anche solo per effetto del riscaldamento solare, l’acqua eventualmente presente sarebbe sottoposta ad un’evaporazione continua e quindi si disperderebbe nello spazio.

L’assenza di un involucro gassoso come quello che costituisce l’atmosfera terrestre fa sì che sulla Luna non si abbiano fenomeni crepuscolari, quindi il passaggio dall’illuminazione all’oscurità (e viceversa) è molto brusco. Inoltre i periodi di illuminazione e di oscurità hanno una lunga durata (circa 15 giorni ciascuno) perché la rotazione lunare è molto lenta. Considerando che il suolo lunare non solo non è protetto né da un’atmosfera, né da vegetazione o da nubi, ma è costituito da materiali che trattengono una parte dell’energia ricevuta dal Sole, si comprende come esso si riscaldi fortemente durante il periodo di illuminazione e si raffreddi rapidamente durante il periodo di oscurità. Perciò il suolo lunare presenta temperature che durante il dì superano i 110°C e durante la notte possono scendere bruscamente al di sotto dei -150°C.

La luminosità totale della Luna durante le fasi di “Luna piena” è circa 400.000 volte inferiore a quella del Sole. Ciò perché il potere riflettente (albedo) della superficie lunare è di circa 0,07, quindi solo il 7% della luce solare ricevuta viene rinviata verso di noi, mentre il rimanente 93% viene assorbito dal suolo lunare, trasformato in calore e poi disperso per rapido irraggiamento a causa dell’assenza di atmosfera.

 

 

I movimenti della luna

 

Se osserviamo il nostro satellite nel corso di un giorno possiamo vedere che la Luna compie un movimento analogo a quello del Sole e degli astri della Sfera celeste, sorgendo a levante e tramontando a ponente. Questo movimento però è solo apparente, dovuto alla rotazione terrestre.

Se prolunghiamo la nostra osservazione nel tempo, prendendo in considerazione le diverse posizioni che la Luna assume rispetto alle stelle, ci rendiamo conto che essa compie anche un altro movimento, descrivendo sulla Sfera celeste, in poco più di 27 giorni, un circolo massimo da ponente a levante: la Luna compie un moto antiorario intorno alla Terra, descrivendo un’orbita ellittica di cui la Terra occupa uno dei fuochi, secondo le leggi di Keplero.

Il comportamento della Luna in realtà è molto più complesso, perché il sistema Terra-Luna non si trova isolato nello spazio: oltre a girare attorno al Sole e a partecipare ai moti del Sistema solare, della Galassia e dell’Universo, subisce delle perturbazioni dovute all’azione gravitazionale degli altri corpi celesti. La Luna compie quindi diversi movimenti simultanei, tra cui il moto di rotazione intorno al proprio asse, il moto di rivoluzione intorno alla Terra, il moto di traslazione insieme alla Terra intorno al Sole.

 

Una rotazione più lenta di quella terrestre

 

Il movimento di rotazione si compie intorno all’asse lunare da Est verso Ovest, con una velocità angolare media di 13° al giorno; la durata di una rotazione completa della Luna è quindi di 27d7h43m12s, uguale a quella del moto di rivoluzione, per cui la Luna rivolge alla Terra sempre la stessa “faccia”.

La rotazione della Luna non è perfettamente uniforme: l’attrazione che la Terra esercita in maggior misura sul rigonfiamento equatoriale della Luna provoca in essa delle oscillazioni (librazioni).

La Luna compie anche delle altre oscillazioni che ci consentono di scorgere un po’ più della metà della sua superficie. Queste ultime sono dette librazioni apparenti, poiché non appartengono alla Luna, ma derivano dalle diverse posizioni e velocità con cui essa descrive la sua orbita attorno alla Terra o dallo spostamento di quest’ultima nello spazio.

L’asse di rotazione della Luna forma un angolo di 6°41¢ con la normale al piano della sua orbita; quindi dalla Terra noi vediamo alternativamente il Polo nord e il Polo sud della Luna. Inoltre, a causa della diversa velocità con cui avviene la rivoluzione lunare nei vari punti dell’orbita, la rotazione della Luna, si trova ora in anticipo ora in ritardo rispetto al moto di rivoluzione; ciò ci permette di vedere in certi momenti qualcosa di più del bordo occidentale e in altri qualcosa di più del bordo orientale della superficie lunare.

 

 

 

 

Un insieme di moti del sistema Terra-Luna

 

Analogamente agli altri satelliti, anche la Luna si muove rispetto al proprio pianeta e ai vari corpi del Sistema solare e dell’Universo.

Il movimento di rivoluzione della Luna si effettua in senso antiorario lungo un’orbita ellittica di cui la Terra occupa uno dei due fuochi. L’ellisse orbitale lunare è un po’ più schiacciata di quella terrestre, ma comunque assimilabile ad una circonferenza; il valore dell’eccentricità è infatti di 0,055 circa. Nel corso della rivoluzione la Luna non si trova sempre alla stessa distanza dalla Terra: il punto più vicino alla Terra (perigeo), è a circa 356.000 km dalla Terra e quello più lontano (apogeo), a circa 407.000 km; la distanza media si aggira intorno ai 384.000 km.

Il piano su cui giace l’orbita lunare non coincide con quello dell’orbita terrestre, ma è inclinato rispetto a questo di 5°09¢. L’orbita lunare interseca il piano dell’orbita terrestre in due punti che sono detti nodi, uniti dalla linea dei nodi. La velocità con cui la Luna compie il suo moto di rivoluzione attorno alla Terra si aggira intorno a 1 km/s, ed è maggiore in prossimità del perigeo e minore in prossimità dell’apogeo. Per la durata della rivoluzione bisogna distinguere se essa è riferita ad una stella della Sfera celeste oppure all’allineamento Terra-Sole: nel primo caso si ha la rivoluzione siderea (o mese sidereo), nel secondo la rivoluzione sinodica (o mese sinodico o lunazione).

La riv. sinodica è più lunga della riv. siderea di due giorni. Tale differenza è dovuta al fatto che quando la Luna ha terminato di compiere una effettiva rivoluzione intorno alla Terra (riv. siderea), la Terra non si trova più nello stesso punto, e quindi la Luna, per ritrovarsi nello stesso punto rispetto all’allineamento Terra-Sole, dovrà percorrere un tratto supplementare della sua orbita.

La Luna e la Terra si muovono intorno ad un baricentro comune, che si trova all’interno della Terra ad una certa distanza dal suo centro, perciò il moto di rivoluzione della Luna si può considerare poco diverso da quello che si avrebbe se essa girasse realmente intorno alla Terra. Tuttavia il fatto che il baricentro del sistema Terra-Luna si trova non coincide con il centro della Terra non può essere trascurato, in quanto influisce sul fenomeno delle maree, le quali sono dovute non solo all’attrazione gravitazionale esercitata dalla Luna e dal Sole, ma anche alla forza centrifuga connessa al moto di rivoluzione del sistema Terra-Luna attorno al baricentro comune.

Nel compiere il suo moto attorno alla Terra la Luna si sposta anche intorno al Sole: ne deriva un movimento di traslazione che si effettua nello stesso senso e con la stessa velocità angolare con cui la Terra compie il suo moto di rivoluzione. La traiettoria lunare riferita al Sole è una specie di ovale deformata, un po’ sinuosa, che taglia l’orbita terrestre 24 o 25 volte. Essa viene chiamata epicicloide e ha la caratteristica di rivolgere la sua concavità sempre dalla parte del Sole: la Luna è infatti l’unico satellite del Sistema solare la cui orbita è sempre concava verso il Sole.

Esistono numerosi altri moti della Luna, simultanei ai precedenti ma molto più lenti; alcuni di essi consistono in perturbazioni dovute all’azione attrattiva del Sole. Tra i più importanti vi sono:

• Il moto di regressione della linea dei nodi: essa non rimane fissa nello spazio, ma si va spostando continuamente, ruotando in senso orario con un periodo di circa 18,6 anni.
• La rotazione dell’asse maggiore dell’orbita lunare: la linea che congiunge il perigeo con l’apogeo ruota in senso antiorario, come l’asse maggiore dell’orbita terrestre, compiendo un giro completo in 8,85 anni.

Naturalmente, insieme alla Terra, la Luna partecipa al movimento che il Sole e tutti i corpi del Sistema solare compiono verso la Costellazione di Ercole, e quindi anche alla rotazione della nostra Galassia e alla sua recessione, ossia all’espansione dell’Universo.        

 

 

Le fasi lunari e le eclissi

 

Se osserviamo la Luna in serate successive ci rendiamo conto che le sue condizioni di illuminazione non sono sempre le stesse. I diversi aspetti della Luna (fasi lunari) si ripetono con la stessa successione ogni mese sinodico; essi sono dovuti, infatti, alle varie posizioni che la Luna assume non solo rispetto alla Terra, ma anche rispetto al Sole.

 

Un continuo susseguirsi di noviluni e pleniluni

 

Quando la luna si trova in congiunzione, ossia dalla stessa parte del Sole (rispetto alla Terra), l’emisfero che essa rivolge verso di noi non viene colpito dai raggi solari e quindi risulta oscuro: abbiamo allora la fase di Luna nuova (o novilunio). Quando invece la Luna si trova in opposizione, la sua metà illuminata è quella rivolta verso di noi ed allora abbiamo la fase di Luna piena (o plenilunio). Le posizioni corrispondenti a queste due fasi sono dette anche sizigie.

Fra queste due posizioni se ne hanno altre due che vengono chiamate quadrature: esse si verificano quando la Luna, la Terra e il Sole occupano i vertici di un triangolo rettangolo ideale, con la Terra situata dalla parte dell’angolo retto. In entrambi i casi dell’emisfero lunare illuminato dal Sole vediamo soltanto la metà rivolta verso di noi, quindi un quarto della superficie lunare, quindi le due fasi corrispondenti si chiamano primo quarto e ultimo quarto.

Fra queste quattro fasi principali, si hanno tutte le possibili condizioni di illuminazione intermedie. Subito dopo il novilunio dalla Terra si comincia a vedere una piccola porzione del disco lunare, a forma di falce che va crescendo di larghezza fino la plenilunio; durante questo periodo la Luna sorge e tramonta dopo il Sole e il margine esterno della falce lunare illuminata è rivolta verso ponente. Dal plenilunio al novilunio la porzione di superficie lunare illuminata si va progressivamente riducendo, fino ad assumere l’aspetto di un arco sottilissimo che poi scompare del tutto; in questo periodo la Luna sorge e tramonta prima del Sole e la convessità della falce è rivolta verso levante.

Osservando la Luna durante il novilunio e nei giorni prossimi a questa fase, possiamo notare che anche la parte oscura del disco lunare è rischiarata da un debole chiarore grigiastro, da una luce cinerea. Sono i raggi solari che colpiscono la Terra ad essere riflessi da questa verso la Luna la quale li rimanda verso di noi con una intensità luminosa molto ridotta.

Poiché una rivoluzione sinodica dura circa 29 giorni e mezzo, in un anno si hanno 12 mesi sinodici, o lunazioni, con un avanzo di circa 11d5h. Le fasi lunari non si ripetono sempre alla stessa data: ciò si verifica ogni 235 mesi sinodici, circa 19 anni (ciclo aureo). Il ciclo aureo permette di stabilire la data di un plenilunio o di un novilunio passato o futuro, e anche la data della Pasqua, che viene celebrata sempre la prima domenica seguente il plenilunio che si verifica dopo l’equinozio di primavera.

 

L’ombra della Terra sulla Luna e le occultazioni del Sole

 

La Luna e la Terra possono essere considerati come corpi opachi di forma quasi sferica; essi vengono perciò illuminati solo sull’emisfero rivolto verso il Sole, mentre dalla parte opposta inviano nello spazio dei coni d’ombra la cui ampiezza dipende sia dalle dimensioni dei due corpi e da quelle del Sole che dalle distanze alla quali essi si trovano rispetto al Sole.

Se nelle posizioni di sizigie il Sole, la Terra e la Luna si trovassero realmente sulla stessa linea retta, durante ogni mese lunare nella fase di plenilunio il cono d’ombra della Terra oscurerebbe completamente la Luna e si avrebbe perciò un’eclisse di Luna, mentre nella fase di novilunio l’ombra della Luna potrebbe oscurare una porzione della superficie terrestre impedendovi la vista del Sole, provocando un’eclisse di Sole. Ma i piani dell’orbita lunare e dell’orbita terrestre non sono coincidenti, quindi le eclissi si verificano solo quando, oltre ad essere in fase di plenilunio o novilunio, la Luna viene a trovarsi in uno dei nodi (eclissi totali) o nelle vicinanze (eclissi parziali).

Le eclissi di Luna possono essere totali anche quando essa, in fase di plenilunio, trovandosi in prossimità di uno dei nodi, passa completamente dentro il cono d’ombra della Terra, molto ampio rispetto alle dimensioni del suo satellite.

Nelle eclissi parziali l’oscuramento può essere prodotto, oltre che da una parte del cono d’ombra, anche dalla zona di penombra che si allarga a ventaglio dietro la Terra; in questo caso si tratta di una vera eclisse solo se la Luna è oscurata in ¾ almeno della sua superficie.

A causa delle grandi dimensioni del Sole e della limitata estensione del cono d’ombra della Luna, le eclissi totali di Sole, che si verificano quando la Luna si trova in uno dei nodi durante il novilunio, interessano zone piuttosto ristrette della superficie terrestre. Queste eclissi sono osservabili come eclissi parziali di Sole da tutti i luoghi della Terra investiti dalla penombra, che si estende intorno all’ombra per migliaia di km.

Tra le eclissi di sole, presentano un interesse particolari le eclissi anulari, che si verificano quando la Luna si trova in uno dei nodi e contemporaneamente sta alla sua massima distanza dalla Terra. In queste condizioni il cono d’ombra della Luna non riesce a toccare la superficie terrestre e quindi essa non riesce a occultare completamente il disco solare, del quale si può vedere la parte periferica a forma di anello luminoso.

Poiché nelle eclissi solari l’occultamento del Sole è prodotto dall’ombra della Luna che si sposta velocemente sulla sua orbita, dai diversi luoghi della Terra che sono interessati successivamente al fenomeno l’eclisse può essere osservata per un periodo piuttosto breve (può superare di poco i sette minuti e mezzo per un’eclisse totale, mentre può raggiungere quasi i dodici minuti e mezzo per un’eclisse anulare). La durata del fenomeno può raggiungere complessivamente le quattro ore circa, dal momento in cui l’eclisse solare inizia a vedersi in un certo luogo al momento in cui non è più visibile in nessun luogo della Terra.

In un anno si possono avere dalle due alle sette eclissi: nel primo caso sono entrambe di Sole, nel secondo caso cinque di Sole e due di Luna; eccezionalmente se ne possono avere quattro di Sole e tre di Luna. Le eclissi di Sole sono quindi più frequenti di quelle di Luna. Tuttavia, dato che eclissi solari interessano sempre porzioni limitate della superficie terrestre, il tempo necessario perché da un punto della Terra si possano osservare due successive eclissi totali di Sole è in media di 360 anni circa. Nonostante il movimento di regressione della linea degli equinozi, esiste una certa periodicità del fenomeno delle eclissi: durante 233 lunazioni, cioè in poco più di 18 anni (ciclo delle eclissi) si verificano in media 43 eclissi solari e 28 eclissi lunari; e dato che dopo 233 lunazioni le posizioni reciproche del Sole, della Luna e dei nodi si ripetono quasi in maniera identica, le eclissi verificatesi precedentemente si ripetono più o meno con la stessa successione e alle stesse distanze di tempo.

 

 

Il paesaggio lunare

 

Mari di polvere scuri e terre alte chiare

 

Uno degli aspetti caratteristici del paesaggio lunare, osservabile anche a occhio nudo, è rappresentato dalla presenza di grandi macchie scura, chiamate mari (e talvolta oceani).

I mari si estendono per aree molto ampie, a fondo quasi piatto e coperto da una polvere soffice, che si suppone sia stata in buona parte lanciata dai crateri, caduta a distanza, rimescolata dai numerosi impatti dei meteoriti che hanno prodotto i crateri minori e leggermente elaborata dal “vento solare”.

La polvere dei mari è un miscuglio di particelle provenenti da vari luoghi vicini e lontani. I campioni prelevati durante le missioni dell’uomo sulla Luna hanno permesso di stabilire che le particelle sono in buona parte frammenti di rocce simili ad alcune nostre rocce eruttive, quindi sembra probabile che in parte le minuscole gocce fuse possano essere state lanciate da crateri vulcanici. La sabbia o polvere lunare è chiamata regolite, per analogia con il materiale detritico terrestre proveniente da rocce fortemente disgregate e frammentate.

Ancora più estese dei mari sono le terre alte, regioni più chiare, che costituiscono più del 70% della “faccia” rivolta verso di noi e quasi la totalità della “faccia” invisibile: in complesso esse coprono all’incirca l’85% della superficie lunare. Esse vengono indicate anche come altopiani, anche se non sono uniformi e monotone.

I rilievi lunari hanno forme diverse (catene montuose, orli di circhi e di crateri, colline) ed altitudini che superano anche i 9000 metri: essi sono quindi molto più alti rispetto a quelli terrestri, anche se non si possono fare paragoni precisi dato che sulla Luna non vi è un riferimento ben definito per le altitudini e le profondità, come il livello del mare terrestre.

I crateri e i circhi, che costellano tutta la superficie lunare, hanno due possibili spiegazioni: o sono buchi imbutiformi creati dalla caduta di meteoriti o sono dovuti all’intensa azione vulcanica avvenuta durante la consolidazione della Luna.

I crateri possono avere diametri di tutte le misure: da decine di km fino a qualche centimetro; quando il loro diametro supera i 40 km, fino a 240 km circa, si possono anche chiamare circhi. Molti crateri sono identici agli imbuti formati sulla Terra dalla caduta di grosse meteoriti. Si pensa che sulla Luna non si trovino i resti delle meteoriti perché la velocità di caduta dà un impatto così violento da polverizzarle completamente.

Forme tipiche della superficie lunare sono anche i solchi, fatti a trincea, dritti o sinuosi, in pendio o in pianura; essi sono stati interpretati come fessure per diminuzione di volume dovuta a raffreddamento, o linee di fuoriuscita di masse gassose, o canali scavati dallo scorrere di lava fusa, o vere e proprie faglie.

Vi sono poi le creste o dorsali, alte poche centinaia di metri, ma larghe anche diversi km e lunghe a volte centinaia di km. Esse sono presenti soltanto nei mari e spesso sono affiancate da colline tondeggianti, chiamate cupole o domi, considerate come una testimonianza della passata attività vulcanica sulla Luna.

E’ ormai accertata anche la presenza di aree che provocano perturbazioni nel tragitto dei satelliti artificiali in orbita intorno alla Luna, per un maggior effetto del campo gravitazionale, come se quelle zone nascondessero masse più dense; tali aree sono chiamate mascons. Esse si trovano in corrispondenza dei mari e perciò sono state interpretate da alcuni studiosi come i nuclei sepolti delle grosse meteoriti o degli asteroidi che hanno scavato i grandi “bacini marini”; altri studiosi ritengono invece che esse siano i serbatoi magmatici in cui si sono consolidate le rocce ignee più dense.

 

 

La composizione superficiale e l’interno della luna

 

Fra i risultati principali delle missioni lunari, forse il più importante è rappresentato dalla raccolta di polveri e rocce portate sulla Terra e analizzate: sono i primi campioni di materiali extraterrestri giunti a noi intatti, e non caduti come meteoriti modificate dall’attraversamento dell’atmosfera. In questi materiali lunari non sono state rinvenute tracce di vita, né sostanze organiche che possano far pensare ad un’evoluzione verso la nascita di esseri viventi, ma solo composti organici semplici (composti del carbonio come carburi e metano). Si pensa che il carbonio, presente in quantità piuttosto modeste, provenga in parte da fonti esterne alla Luna e in parte da fonti localizzate su di essa.

Esaminando le rocce lunari si è potuto stabilire che quelle dei mari hanno una composizione chimica e mineralogica simile a quella delle nostre rocce ignee effusive, o lave, povere in SiO2 e ricche in silicati di Al, Fe, Mg, Ca. Le rocce delle terre alte sono più chiare e mostrano caratteri delle rocce ignee intrusive; ricche di un silico-alluminato di Ca (anortite). Simili rocce, chiamate “anortositi”, sono piuttosto rare sulla Terra.

In base alle osservazioni stereoscopiche delle fotografie eseguite dalle sonde spaziali, è stata costruita una “carta geologica della Luna” nella quale, oltre alle differenze di costituzione chimica o morfologica, si vedono anche vari tipi fondamentali di attività vulcanica e meteoritica distanziati nel tempo. Sono stati distinti finora i periodi: Preimbrico, Imbrico, Procellariano, Eratosteniano e Copernicano; si è cercato quindi di fare una prima datazione relativa degli eventi principali della storia della Luna.

Alcune scoperte interessanti sono state fatte per mezzo degli strumenti lasciati sulla Luna. Per esempio i sismografi hanno rivelato diverse scosse, che potrebbero essere dovute a frane o a veri e propri assestamenti tettonici; altre scosse si registrano periodicamente quando la Luna si trova alla minima e massima distanza dalla Terra e si possono quindi spiegare con deformazioni prodotte dall’attrazione terrestre sulla massa solida lunare.

L’attività sismica lunare è dunque ridotta, ma non assente; è minore di quella terrestre poiché l’interno della Luna è più rigido e meno eterogeneo, tuttavia si pensa che al di sotto di una “litosfera” rigida, oltre i 1.000 km di profondità, esista una “astenosfera” plastica, una zona semifluida relativamente calda, ma meno estesa e attiva di quella presente all’interno della Terra.

 

 

L’origine e l’evoluzione della luna

 

Le principali ipotesi e teorie formulate sull’origine della Luna si possono raggruppare schematicamente in tre categorie principali, che tentano di spiegare la nascita di questo corpo celeste secondo meccanismi diversi: fissione, cattura e accrescimento.

 

Varie ipotesi e teorie a confronto

 

L’idea che la Luna si sia “staccata” dalla Terra fu avanzata da George Darwin nel XIX sec. Nella sua versione originaria, questa ipotesi della fissione presupponeva che un tempo la Terra si trovasse allo stato fuso e ruotasse su se stessa molto velocemente, compiendo un intero giro in circa 4 ore; in tali condizioni essa avrebbe potuto scindersi in due corpi a causa di ripetuti e alternati rigonfiamenti dovuti all’attrazione gravitazionale del Sole sulla massa terrestre: queste maree si sarebbero succedute ogni due ore aumentando via via di ampiezza, finché una grossa goccia di materiale fuso si sarebbe staccata dalla Terra dando origine alla Luna. Tale teoria fu abbandonata quando si dimostrò con i calcoli che le resistenze di attrito nell’ipotetico materiale fuso terrestre non avrebbero consentito alla marea di raggiungere l’altezza necessaria per un distacco.

Una versione più moderna della teoria della fissione sostiene che l’origine dell’instabilità rotazionale della Terra, che avrebbe causato il distacco della Luna, non sarebbe stata nelle maree, ma nel processo di formazione del nucleo terrestre. Cosicché, quando il materiale più pesante si concentrò verso il centro della Terra, questa aumentò la propria velocità di rotazione, fino a compiere un intero giro in meno di 2,6 ore. In tal modo la Terra primordiale sarebbe divenuta instabile ed avrebbe modificato la propria forma da quella di uno sferoide schiacciato a quella di una pera, finché il collo della pera si sarebbe rotto, per formare la Luna.

Secondo le ipotesi e teorie della cattura, un tempo la Luna era un corpo indipendente che si muoveva liberamente nel Sistema solare; ad un certo momento essa sarebbe giunta tanto vicina alla Terra da esserne attratta e messa in rotazione su un’orbita ellittica, secondo le “leggi di Keplero”.

Queste ipotesi presentano il vantaggio di risolvere il problema della diversità di composizione fra la Terra e la Luna, ma presentano anch’esse notevoli difficoltà, poiché ipotizzano un processo dinamico molto improbabile. Difatti, il fenomeno della cattura richiede un avvicinamento della Luna alla Terra con una velocità relativa inferiore ad 1 km/s e fino a una distanza minore di 2 raggi terrestri dalla superficie della Terra; i calcoli dimostrano invece che la Luna nel punto di minor distanza non può aver oltrepassato il “limite di Roche”, pari a 2,86 raggi terrestri: a questa distanza l’attrazione gravitazionale terrestre diviene maggiore della forza di gravità propria della Luna, provocandone la frantumazione. Per superare questa difficoltà si può pensare che ci sia stata soltanto una disgregazione parziale, limitata allo strato superficiale della Luna; i grossi frammenti così formatisi potrebbero essere poi ricaduti sulla Luna quando essa ha incominciato a ruotare intorno alla Terra. In tal modo si spiegherebbe la formazione dei grandi “bacini marini”.

Per i sostenitori delle teorie dell’accrescimento la Luna si sarebbe formata, dopo la Terra, dall’unione di materiali diversi che un tempo erano in orbita attorno al nostro pianeta. Queste ipotesi, che superano molti dei problemi già esaminati, non escludono un fenomeno di cattura; infatti, la Luna potrebbe essersi formata per accrescimento da materiali localizzati fuori del campo di gravità terrestre, e potrebbe essere stata catturata dalla Terra in un secondo momento. Sulla base delle ricerche più recenti possiamo solo affermare che certamente la Terra e la Luna si sono formate nella stessa regione del Sistema solare.

 

Una storia lunga e complessa

 

 Vengono distinti nella storia della Luna almeno sei stadi evolutivi successivi: l’origine della Luna, la separazione di una crosta, una prima epoca di vulcanismo, un periodo di bombardamento da parte di grossi corpi celesti, una seconda epoca di vulcanismo, un declino dell’attività lunare fino allo stato attuale di quiescenza.

La separazione della primitiva crosta lunare (secondo stadio) si è verificata, molto probabilmente, poco dopo la formazione della Luna (primo stadio), che risale a circa 4,6 miliardi di anni fa. Uno dei principali motivi che inducono a ritenere valida questa ipotesi consiste nella considerazione che la Luna appena formatasi dovrebbe essersi notevolmente riscaldata per l’aggregazione violenta e per gli impatti di minipianeti, frammenti e particelle ad elevata energia cinetica: il calore così prodotto può aver fuso lo strato più esterno; in questo materiale incandescente avrebbero iniziato a galleggiare le sostanze più leggere che, raffreddandosi, hanno formato poi le anortositi, che hanno un’età compresa tra i 4,6 e i 4,1 miliardi di anni.

Durante il terzo stadio dell’evoluzione della Luna sono comparse le brecce, un altro tipo di rocce molto diffuse sulle “terre alte”; esse sembrano legate ad una fusione parziale nell’interno stesso della Luna, con conseguenti gigantesche eruzioni superficiali, ed al bombardamento della superficie lunare da parte di grandi meteoriti. Questo bombardamento rappresenta il quarto stadio della storia della Luna, verificatosi intorno ai 4 miliardi di anni fa.

Mentre la pioggia di grossissime meteoriti diminuiva di intensità, la Luna entrava nel quinto stadio della sua evoluzione. Dai grandi bacini scavati dall’impatto delle meteoriti maggiori sono fuoriuscite a più riprese imponenti masse di lava, che solidificandosi hanno formato i basalti, i quali hanno prodotto le superfici dei “mari”, che ad occhio nudo appaiono come grandi pianure. Tale attività vulcanica si è protratta fino a circa 3 miliardi di anni fa.

Il sesto e ultimo stadio della storia della Luna è la quiescenza. Ormai la frequenza delle meteoriti vaganti nel Sistema solare è diminuita notevolmente, e l’involucro delle rocce fredde e rigide è aumentato di spessore man mano che il calore ha continuato ad essere perduto dalla superficie lunare. A questo punto la litosfera della Luna deve aver raggiunto uno spessore di circa 1.000 km. Sono continuati gli impatti di piccole meteoriti, ma la vitalità della Luna si è ristretta ad una parte del nucleo. Per il resto la Luna è un corpo celeste che viene considerato praticamente “morto”.

 

Sistema solare

 

Alla scoperta del nostro sistema solare.

 

Via Lattea: un mistero ancora irrisolto.

 

 

Nel cielo stellato è un segnale molto fioco, una regione tranquilla. In realtà è un’area dell’Universo di sorprendente violenza. Per anni gli scienziati hanno ritenuto la Via Lattea una galassia quieta, priva di grandi sconvolgimenti. Ultimamente questo luogo comune è caduto. Quella striscia di luce fioca che taglia in due la volta celeste risulta essere sede di temperature di miliardi di gradi, catastrofici venti di fotoni e particelle, piogge di radiazioni, potenti campi magnetici, colossali fontane di gas bollente e forze gravitazionali capaci di spaccare in due una stella. Studi e osservazioni recenti hanno infatti dimostrato come la quiete della Via Lattea sia solo apparente. L’aspetto tranquillo e immobile che la nostra galassia fornisce ai telescopi terrestri che la osservano è dovuto alla presenza di vaste nubi di gas e polveri che si addensano intorno al suo nucleo, nascondendo i miliardi di stelle che lo costituiscono. Grazie all’uso di telescopi di maggiore portata, gli studiosi sono riusciti ad oltrepassare tale barriera nuvolosa scoprendo l’esistenza di numerosi buchi neri al centro della Via Lattea. I buchi neri, parti dell’universo con una potente forza di gravità, a dispetto del loro nome, si riconoscono proprio a causa degli effetti luminosi che producono, o meglio, che produce la materia che essi risucchiano. Infatti i buchi neri attirano verso di sé miliardi di particelle di materia spaziale, che precipitano nel loro interno raggiungendo temperature elevatissime, con emissione di raggi ultravioletti. E sarebbero proprio questi raggi ultravioletti a conferire ai buchi neri una certa luminosità e a rendere possibile la loro individuazione. La caduta di particelle all’interno dei buchi neri è soltanto uno dei tanti fenomeni violenti che animano la Via Lattea. Gli scienziati hanno inoltre scoperto la presenza di venti di fotoni che circondano il centro dei buchi neri, accompagnati da campi magnetici così intensi da deviare le traiettorie di particelle che gravitano ad anni luce di distanza. Ma tanti sono ancora i misteri irrisolti per gli studiosi, come la natura degli archi e dei filamenti osservati intorno al centro della galassia, uno dei quali risulta essere 200mila volte più lungo dell’intero sistema solare; e che dire del gigantesco getto di antimateria che sgorga dal nucleo della galassia e si innalza per 3mila anni luce? L’Universo ci sta svelando alcuni dei suoi misteri, ma ne restano tanti altri da risolvere. Una cosa è certa: la Via Lattea non è affatto una galassia morta.  

 

La Terra

Dati

Massa : 5,976 × 1024

Campo Gravitazionale : attira a sé i corpi con una forza uguale al prodotto della massa del corpo per l’accelerazione di gravità (g)

Raggio Medio : 6371,22 Km

Densità Media : 5,5 g/cm3

Atmosfera : involucro gassoso abbastanza tenue, dello spessore di alcune centinaia di chilometri, composto di azoto, ossigeno e anidride carbonica. È essenzialmente per la sopravvivenza degli esseri viventi: fornisce loro molte sostanze necessarie e li protegge dalle radiazioni solari ultraviolette

Litosfera : involucro solido costituito da ossidi metallici e da silicio

Idrosfera : insieme delle acque presenti nei mari, negli oceani e sui continenti

Biosfera : insieme degli esseri viventi

Forma : approssimativamente sferica, sulla cui superficie sono presenti vaste aree oceaniche ed estese masse continentali

Particolarità : unico pianeta su cui sia presente acqua allo stato liquido e su cui si siano sviluppate forme di vita

 

Interno

Crosta : involucro più esterno, a diretto contatto con biosfera, idrosfera e atmosfera.

Molto sottile negli oceani, ha uno spessore maggiore in corrispondenza delle catene montuose.

È costituita da materiali pressoché eterogenei.

 

Mantello : strato sottostante la crosta, da cui si estende fino alla profondità di 2900 Km, dove inizia il nucleo. Dal momento che la parte superiore del mantello ha caratteristiche molto simili a quelle della crosta, la loro unione dà origine alla litosfera, che si estende fino ad una profondità di 100 Km

Astenosfera : strato caldo e plastico dove i materiali sono parzialmente fusi e perciò hanno una maggiore mobilità. Sotto di essa il mantello ritorna solido e rigido.

 

Nucleo : regione centrale della Terra, composta prevalentemente di ferro e nichel, ed è molto più densa del mantello o della crosta. Nella parte più esterna è liquido, mentre in quella più interna è allo stato solido

 

Dinamica della crosta terrestre

Processi endogeni : sono rappresentati dall’attività vulcanica, dall’attività sismica e da tutti i movimenti della crosta, il cui “motore” è il calore interno della Terra

Processi esogeni :  sono causati dai continui scambi che avvengono tra atmosfera, idrosfera, biosfera e materiali della crosta solida. L’idrosfera e l’atmosfera esercitano un’azione meccanica e reagiscono chimicamente con le sostanze solide della crosta, trasformandole e disgregandole.

 

 

 

Forma terrestre

La Terra non ha una forma perfettamente sferica. La figura geometrica che più si avvicina alla forma della Terra è un elissoide a tre assi. Dal punto di vista fisico la forma della Terra corrisponde al geoide, un solido la cui superficie, passante per il livello medio del mare, è perpendicolare in ogni punto alla direzione del filo a piombo. La superficie del geoide corrisponde alla forma, che la Terra assumerebbe se fosse coperta da una distesa continua e uniforme di acqua, e segue le variazioni di spessore e densità della litosfera.

            Geoide

• elissoide di riferimento internazionale : di Hayford (1909), in cui il raggio polare ed equatoriale differiscono di pochi metri.
• elissoide astrogeodetico : degli anni ’60, costruito in base ai dati ricavati dallo studio delle orbite dei satelliti artificiali

 

Sistema di riferimento terrestre

Asse di rotazione : linea immaginaria attorno a cui ruota la Terra

Poli geografici (Nord e Sud) : intersezione della superficie terrestre nei due punti che durante la rotazione restano fissi.

Equatore : circolo massimo equidistante dai poli. Il piano equatoriale divide la Terra in due emisferi :

• emisfero settentrionale o boreale
• emisfero meridionale o australe

Paralleli : circoli determinati dall’intersezione con la superficie terrestre di piani paralleli al piano equatoriale

Meridiani : circoli massimi passanti per i poli, o semicirconferenze immaginarie tracciate sulla superficie terrestre e passanti per i poli

            Meridiano fondamentale (di Greenwich)

 

Posizione di un punto sulla superficie terrestre

Coordinate relative o polari :

• punti cardinali :
• est
• ovest 
• nord   
• sud
• distanza dal centro del sistema, che coincide con il punto in cui si trova l’osservatore, è data dalla lunghezza del segmento che congiunge l’osservatore O con il punto P da individuare
• l’azimut è l’angolo compreso tra il segmento OP e il segmento che congiunge l’osservatore con il nord. Viene misurato a partire da nord in senso orario

Coordinate assolute o geografiche : 

• latitudine : distanza angolate tra il parallelo passante per P e l’equatore. Si misura in frazioni di grado
• longitudine : distanza angolare tra il meridiano passante per P e il meridiano fondamentale

 

 

                                                 I Pianeti.

 

Mercurio.

È il pianeta più interno poco più grande della Luna. Data la vicinanza  al sole la sua visibilità è limitata, per questo motivo i greci attribuivano la sua comparsa a due pianeti diversi, prima del sorgere del sole a Ermes e al calare del sole ad Apollo.

Caratteristica fondamentale è la presenza di Crateri da Impatto, creati da meteoriti che all’impatto con la superficie del pianeta creano delle depressioni circondate da orli, formati dal materiale ricaduto dopo l’impatto. Mercurio ruota attorno al sole in 88 giorni e sul proprio asse in 59.

La notte e il dì si susseguono ogni 88 giorni. La vicinanza al sole e la lunga durata del periodo di illuminazione fanno si che le temperature oscillino intorno i 425° di giorno e –175° di notte.

Mercurio è privo di atmosfera.

 

Venere.

La sua densa atmosfera è pari a 90 volte quella della terra, la parte più alta di questa comprende una coltre di nuvole di 25km e dista dalla superficie di 30km. Provocando un effetto serra l’atmosfera rende le temperature del pianeta molto elevate, circa 490° sia di giorno che di notte.

L’attività vulcanica di venere è somigliante a quella della terra, su venere sono stati individuati due enormi vulcani con una base di 5000m denominati “vulcani a scudo” .

L’anidride carbonica liberata da queste attività non viene come sulla terra sciolta dall’acqua e immagazzinata da vari organismi nei loro gusci o durante la fotosintesi, ma rimane nell’atmofera.

 

Marte.

Nuovi studi su marte bocciano la teoria di Schiaparelli che ritiene di aver individuato nel 1877 dei canali del tutto simili a reticoli fluviali. È stato appurato dunque che Marte almeno nella sua superficie è un pianeta morto con una debole atmosfera. Si ritiene che marte è stato, in passato, oggetto di un abbondante attività vulcanica, testimoniata dagli enormi vulcani che ancora oggi sono visibili, il più alto Mons Olympus è di circa 500km il larghezza e 27km in altezza.

Si pensa che comunque grandi quantità di acqua siamo presenti nel sottosuolo del pianeta e immobilizzate da una sorta di permafrost del tutto simile a quello che nella terra è presente ai poli.

Ai poli di marte il giaccio è invece immobilizzato dal ghiaccio secco (anidride carbonica solida).

Attorno a Marte ruotano due piccoli satelliti Phobos e Deimos si pensa che essi siamo due corpi strappati, da Marte, dalla fascia di asteroidi.

 

Giove.

Questo pianeta è più grande della terra di circa 1316 volte ed è sensibilmente depresso ai poli per la sua alta velocità di rotazione, che inoltre crea le bande rosse o scure su fondo chiaro parallele all’Equatore. Le bande chiare (zone) sono create dai gas che risalgono verso l’alto e corrispondono alle aree anticicloniche terrestri, quelle scure (fasce) sono create dai gas che riscendono e corrispondono alle aree cicloniche terrestri. Queste bande sono interrotte da macchie rosse o biancastre che si evolvono in tempi molto lunghi, la più nota e la più studiata di queste è la Grande macchia rossa. L’atmosfera di Giove è formata dall’85% di idrogeno e 15&di elio ed è spessa 1000km. La pressione fa sì che l’idrogeno sulla superficie sia allo stato liquido e a 24000km di profondità è stato ipotizzato un'altra trasformazione per la quale l’idrogeno liquido passa a idrogeno metallico. Se la massa di Giove fosse 10 volte maggiore si innescherebbe una nel nucleo una reazione termonucleare che trasformerebbe il pianeta in una piccola stella.

Attorno a Giove ruotano almeno 16 satelliti i quattro più grandi scoperti da Galileo sono i così detti satelliti Galileiani, Io, Europa, Ganimede, Callisto.

 

 

   

Saturno.

La caratteristica fondamentale di questo pianeta sono i quattro anelli visibili dalla terra, che separati da spazi vuoti (le divisioni scure) lo circondano.

Osservandoli dettagliatamente, si osserva però che sono formati da un migliaio di anelli sottili che insieme formano 7 insiemi di anelli dei quali 4 sono visibili dalla terra.

Gli anelli non sono né un sistema rigido né  compatto ma insiemi di corpi su orbite concentriche e sono formati da frammenti di ghiaccio e polveri. I vortici che si osservano sono dovuti all’interazione dei corpi con il campo magnetico del pianeta.

I satelliti che ruotano intorno a Saturno sono 18 molto craterizzati e sono formati da ghiaccio d’acqua. Il più lontano di questi, Titano, è l’unico a possedere un atmosfera di colore arancione ed è il doppio della Luna.

 

Urano.

Il suo asse di rotazione giace sullo stesso piano dell’orbita. La durata del periodo di rivoluzione è di 84 anni le zone polari passano da 40 anni di giorno a 40 di notte. L’atmosfera di Urano è composta da idrogeno elio e metano che ne caratterizza il colore.

La temperatura è di circa –208° al polo rivolto verso il sole e –215° all’equatore.

 

Nettuno.

Nel 1846 venne scoperto in base a calcoli sulla carta.

Nettuno ruota su se stesso in 16 ore ma la sua lontananza dal sole lo porta ad effettuare un periodo di rivoluzione intorno ad esso di circa 164,8. Intorno a Nettuno ruotano 3 anelli e 8 satelliti il maggiore dei quali è Tritone. 

 

Plutone.

Fu scoperto su lastre fotografiche nel 1930.

La caratteristica principale di plutone è l’eccentricità della sua orbita tanto che il perielio si trova all’interno dell’orbita di Nettuno. Per completare il periodo di rivoluzione attorno al sole ci vogliono circa 248 anni.

 

Leggi di Keplero.

1. I pianeti descrivono orbite ellittiche, quasi complanari, aventi tutte un fuoco comune nel quale si trova il sole. Il senso della rivoluzione intorno al sole è, in genere, antiorario.

 

Il raggio che unisce il centro del Sole al centro di un pianeta descrive superfici con aree

            uguali in intervalli di tempi uguali. Un pianeta si muove più velocemente quando è più

            vicino al  Sole (perielio) e più lentamente quando è più lontano (afelio).                                            

 

1. I quadrati dei tempi che i pianeti impiegano a percorrere le loro orbite sono 

            proporzionali ai cubi delle loro distanze medie dal sole.  La velocità media di un pianeta

                  è tanto minore quanto più esso è ontano dal sole.

 

Newton:                              

Legge di Gravitazione Universale.

Due corpi si attirano in modo direttamente proporzionale alla loro massa e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.

 

Definizioni:

Ellissoide o Sferoide: data l’elevata rotazione sull’asse la terra è leggermente schiacciata ai poli e ha dunque una forma del solido che si ottiene facendo ruotare un ellisse attorno  l’asse minore. Precisamente la terra è un ellissoide a tre assi ma i due assi differiscono tra loro di poco.

Geoide: la forma che convenzionalmente è stata data alla terra, quella di un solido la cui superficie

              è perpendicolare in ogni punto alla direzione del filo a piombo. La superficie del geoide è

              equipotenziale cioè in tutti i suoi punti varia di accelerazione di gravità ma è uguale il

              lavoro per spostare un oggetto a distanza infinita.

Metro: la quarantamilionesima parte del meridiano terrestre.

Nuovo Metro: la distanza percorsa nel vuoto dalla luce nell’intervallo di tempo di 1/299 792 458 di secondo.

Paralleli: tracciando un piano perpendicolare all’asse e passante per il centro della terra

               (equatore, circolo massimo) si ottengono due emisferi (sett. o boreale, mer. o australe)

               altri piani non passanti per il centro formano i Paralleli. Convenzionalmente sono 180.

Meridiani: circoli massimi tutti uguali ottenuti immaginando di tagliare la terra in piani contenenti

                  l’asse. Convenzionalmente sono 360.

Latitudine: distanza angolare di un punto dall’Equatore e corrisponde all’ampiezza dell’angolo

                   al centro della terra che sottende l’arco di meridiano congiungente il punto all’Equatore.

Longitudine: la distanza angolare di un punto da un determinato meridiano misurata sull’arco

                     di parallelo passante in quel punto. Il meridiano di riferimento è lo 0° di Greenwich.

                     A volte si usano invece i meridiani nazionali in Italia Monte Mario.

 

VENERE

DEFINIZIONE

Il secondo pianeta del sistema solare pur essendo il pianeta che più si approssima alla Terra(0,27 U.A., pari a circa 40 milioni di chilometri), è stato anche uno degli oggetti celesti più misteriosi.

Il pianeta riflette il 69% della luce solare che l’investe e perciò solo con difficoltà offre visione di qualche dettaglio.

Nel 1890, Schiaparelli credette di stabilire in 225 giorni il periodo della rotazione assiale di Venere, (sincrono a quello di rivoluzione).

Verso la fine degli anni Sessanta, venne rivelata una circostanza paradossale, poiché osservazioni nell’ultravioletto sembravano denotare un periodo rotazionale di 3-4 giorni, in contrasto con quello di 243 giorni denotato dalle prime prospezioni radar.

Poiché le osservazioni ottiche si riferivano ai livelli atmosferici del pianeta e quelle in radiofrequenza utilizzavano gli echi riflessi dalla superficie solida, ne derivava questa contraddizione. Dalla superficie venusiana il sole, se fosse visibile, sorgerebbe a ovest per tramontare a est.

LE ESPLORAZIONI SPAZIALI

con i primi rilevamenti radar, nel 1962 ha avuto inizio l’esplorazione spaziale di Venere con le sonde sovietiche della classe Venera; le due sonde gemelle Vega hanno sganciato moduli di atterraggio e palloni sonda. Per la presenza della spessa coltre di nubi, la superficie è osservabile solo da veicoli che vi atterrino sopra.

Le prime fotografie sono state inviate dalle sonde Venera 9 e Venera 10 e sono state realizzate con le apparecchiature radar del veicolo statunitense Pionner 12.

Questo tipo di ricognizione ha comunque raggiunto le migliori definizioni grazie a Pioneer-Venus e Magellano. Il colossale paraboloide di Arecibo (300 m di diametro) costituisce il patrimonio più esauriente di cui oggi gli astronomi dispongono per approfondire la conoscenza scientifica dal pianeta. In numerose regioni pianeggianti, si notano accumuli di depositi (forse polveri9 addossati a ostacoli naturali, ed elevazioni di natura vulcanica inferiori ai 15 km di diametro.

In talune regioni, vi sono strutture crateriche (caldere) di 60-65 km di diametro. I depositi di lave basaltiche, le tracce di canyons, rifts, ecc, attestano l’originaria natura plutonica.

ATTIVITA’ ENDOGENA

I fenomeni tettonici hanno agito in modo sensibilmente diverso che sulla Terra. Si notano alcune intumescenze (coronae) delimitate da recinti in scarpate di 2000-3000 m di dislivello. L ‘ assenza di acqua allo stato liquido, unita alla plasticità della crosta solida, avrebbe impedito la frattura in grandi zolle continentali e frenato ogni processo di deriva.

Al contrario, le spinte ascensionali provenienti da alcune zone "calde", si sarebbero limitate a sollevare i sovrastanti strati crostali dando luogo alle coronae venusiane.

ATTIVITA’ ERUTTIVA

La prima indagine eseguita attraverso il telescopio spaziale Hubble ha consentito di eseguire una precisa valutazione della concentrazione di anidride solforosa(SO2), una sostanza che, sulla Terra, viene liberata in gran quantità nel corso delle eruzioni componendosi con l’ossigeno e con il vapor d’acqua, finisce con il trasformarsi in acido solforico.

Le ricerche hanno mostrato i segni evidenti di come la quantità di SO2 nelle nubi di Venere sia andato decrescendo di continuo. Da questo tipo di comportamento si capisce che un’imponente manifestazione di vulcanismo si sia prodotta su Venere in un passato piuttosto recente. L’evento forse risale a non oltre 20-25 anni. Il quesito che ora si pongono gli esperti è di individuare quale sia la bocca vulcanica resasi protagonista di un evento tanto grandioso.

I dati oggi disponibili sull’atmosfera di Venere dimostrano che si tratta di una miscela gassosa composta per il 96% di CO2(ANIDRIDE CARBONICA) e per il 4% circa di azoto (N2): in tracce, sono presenti ossigeno molecolare (O2), ossido di carbonio (CO), vapor acqueo (H2O) (0,005%)e, in maggior percentuale, biossido di zolfo (SO2) (0,02%), argo e kripton(gas).

Il limite superiore dell’atmosfera venusiana si pone a 115 km sul livello medio del suolo, a quelle quote, gli effetti fotochimici della radiazione solare producono una nebbia di goccioline opaca alla luce solare, fino a dar luogo a una coltre di nubi color giallastro che sprofonda per 40-50 km e assorbe in modo completo la luce diretta del sole;alla sommità delle nubi, la pressione e le temperature registrate si aggirano sui 200 milibar(UNITA’ DI MISURA DELLA PRESSIONE ATMOSFERICA) e sui

-40 °C. Sono state registrate le correnti aeree di 360km/h alla quali va imputata la rapidissima rotazione della nubi.

Alla base di quest’ultima, le correnti si riducono. Pressione e temperatura aumentano fino a 465°C:l’enorme tasso di calore accumulato è conseguenza dell’imponente "effetto serra" sviluppatosi su scala planetaria.

L’ASPETTO FISICO

Le immagini delle Venera , mostrano un suolo arido e pietroso; vi si distinguono due regioni più elevate (altopiani). Le depressioni vengono indicate col termine di planitia; il raggio medio del pianeta è pari a 6051,4 km, la superficie consiste per il 65 % di regioni pianeggianti, ondulate, 1500 e -500 m sopra e sotto il livello di riferimento.

La crosta di Venere è molto più spessa di quella terrestre e i vulcani attivi vi nascono come conseguenza di fratture locali della crosta, non è stato rilevato campo magnetico.

All’interno, il pianeta sembra contenere un nucleo centrale meno sviluppato del terrestre.

 

Sistema solare

Mercurio

 

Mercurio è un oggetto deludente per gli osservatori. Anche attraverso i più grandi telescopi, appare soltanto come una macchia arancione quasi completamente priva di caratteristiche salienti, meno distinta della Luna vista ad occhio nudo, che attraversa un ciclo di fasi mentre ruota intorno al Sole con un periodo orbitale di 88 giorni. La maggior Parte degli astronomi deve quindi accontentarsi di dare semplicemente un’occhiata a questo oggetto esclusivo, durante una delle sue periodiche apparizioni nel cielo del mattino o della sera. Poiché ;mercurio è il pianeta più vicino al Sole, esso e il Sole non appaiono mai molto distinti nel cielo. Vi sono due buoni periodi x osservare Mercurio. Il primo è quando tramonta dopo il Sole in primavera (marzo-aprile nell’emisfero boreale, settembre-ottobre nell’emisfero australe).Il secondo sorge prima del Sole in autunno (settembre-ottobre nell’emisfero boreale, marzo-aprile nell’emisfero australe).

Un’ulteriore complicazione è data dal fatto che la sua orbita +è marcatamente ellittica e la sua distanza dal Sole varia da 46 a 70 milioni di km, sicché anche in queste occasioni vi sono momenti in cui Mercurio è più facile da vedere che non in altri. Anche quando Mercurio si trova nella posizione migliore, per vederlo bisogna che l’orizzonte sia molto limpido; un binocolo è utile per scorgerlo nella luce crepuscolare, perché Mercurio non può mai essere visto in un cielo completamente buio. Con tutte queste complicazioni, non sorprende che molte persone che abitano in città non vedono mai questo pianeta. Ciononostante, vale la pena di osservarlo, perché, al suo massimo splendore, può brillare a una magnitudine di –1 o più!!!.

La difficoltà di osservare Mercurio ha portato a un errore di lunga data per quanto riguarda il tempo che esso impiega per ruotare intorno al proprio asse. Verso la fine dell’800, l’astronomo italiano Giovanni Schiapparelli, dopo una lunga serie di osservazioni, avanzò l’ipotesi che il pianeta ruotasse sul proprio asse in 88 giorni, lo stesso tempo impiegato per compiere una rivoluzione intorno al Sole. Esso rivolgerebbe quindi verso il Sole sempre la stessa faccia, come fa la Luna con la Terra. Nel 1920, Eugene Anoniadi, un astronomo di origine greca, compilò una mappa di mercurio basata sull’assunto di un periodo di rotazione di 88 giorni. Questa mappa sembrava sistemare la faccenda una volta per tutte.

Poi, nel 1965, sopraggiunse una sorpresa, al Radio-osservatorio di Arecibo, gli astronomi Rolf Dyce e Gordon Pettengill fecero rimbalzare onde radio sulla superficie di Mercurio. Dalle variazioni di frequenza delle onde riflesse, dedussero che Mercurio ha un periodo di rotazione di 59 giorni, due terzi del suo periodo orbitale. Quindi i realtà il Sole sorge e tramonta su mercurio, sia pure molto lentamente. Nel suo moto apparente, visto dalla superficie del pianeta, il sole impiega 176 giorni terrestri a compiere un giro completo; durante questo tempo, Mercurio compie due rivoluzioni intorno al Sole e ruota tre volte intorno al proprio asse.

Visto da Mercurio, il Sole appare due volte più grande che visto dalla Terra. A mezzogiorno, sull’equatore, l’intenso calore del Sole arroventa le rocce superficiali di Mercurio a oltre 400 °C, temperatura sufficiente a fondere lo stagno e il piombo. Senza un’atmosfera che trattenga il calore, la superficie del pianeta scende a –170 °C durante la lunga notte. Il lato illuminato di Mercurio è continuamente bruciato da dosi letali di radiazioni solari ad alta energia.

Da molto tempo gli astronomi avevano supposto che l’aspetto di Mercurio fosse simile a quello della nostra Luna. Con un diametro di 4880 km, esso è infatti solo del 50% più grande della Luna. L’unico pianeta del sistema solare più piccolo della Luna è Plutone. Ma toccò alla sonda spaziale Mariner 10 mostrare, nel 1974, quanto simili siano realmente Mercurio e la Luna. Quando il Mariner 10 passò accanto a Mercurio, le sue apparecchiature fotografarono una superficie costellata di crateri di tutte le dimensioni, simili agli altipiani lunari. Mariner 10 fotografò poco più di un terzo della superficie di Mercurio ma, assumendo che questa parte sia rappresentativa dell’intero pianeta, ciò è sufficiente a dirci molto sulla storia di Mercurio, prima totalmente ignota. I crateri di Mercurio appaiono quasi identici a quelli lunari. Ci sono crateri giovani e profondi, crateri antichi erosi, crateri con pareti terrazzate, picchi centrali e sistemi a raggiera. Molte di queste formazioni sono state battezzate con nomi di artisti, compositori e scrittori, infrangendo così il qualsiasi monopolio che i nomi di astronomi hanno detenuto sulla superficie dei corpi del sistema solare. Ora su  Mercurio troviamo, ad esempio, i nomi di Bach, Mozart, Van Gogh e Cechov.

Talora è difficile distinguere, di primo acchito, una fotografia di Mercurio da una della Luna. Quasi certamente, i crateri su entrambi questi corpi celesti si sono formati nello stesso modo, per l’impatto di grandi meteoriti, nelle prime fasi della storia del sistema solare.

 Una notevole differenza è che, su Mercurio il materiale espulso dai crateri non è andato lontano come sulla Luna, perché sulla superficie di Mercurio la forza di gravità è maggiore, oltre due volte quella della Luna (ma ancora soltanto il 38% di quella della Terra). Un’altra conseguenza della maggiore gravità di Mercurio è che i crateri tendono a esser più bassi, in rapporto al diametro, di quelli lunari.

Mercurio ha inoltre formazioni simili a scogliere, lunghe centinaia di chilometri e alte 2000-4000 metri, mentre sulla Luna non esiste nulla di simile. Si ritiene che si siano formate quando il nucleo del pianeta si raffreddò, contraendosi e provocando una compressione e una fagliatura nelle rocce della crosta. Le rocce superficiali di Mercurio sono in realtà di colore leggermente più scuro dei quelle della Luna, e riflettono solo il 6% della luce incidente, contro il 7% delle rocce lunari; Mercurio hai in effetti la superficie più scura di qualsiasi altro pianeta del sistema solare.

Tra molti dei grandi crateri di Mercurio vi sono aree crosta antica punteggiata soltanto da piccoli crateri. Queste arre, chiamate pianure intercrateriche, non hanno alcuna corrispondenza  sulla Luna. Sono evidentemente più antiche dei grandi crateri, e possono essere esempi della crosta originaria di Mercurio. La crosta originaria della Luna, invece, è stata completamente sconvolta dagli impatti, sicché nessuna sua parte è rimasta inalterata. Alternativamente, può darsi che al crosta originaria di Mercurio sia stata sconvolta come quella della Luna, ma che successivamente sia stata nuovamente livellata dall’attività vulcanica. La questione può essere risolta solo da un’analisi di campioni di roccia prelevati dal pianeta. Altre aree di particolare interesse per uno studio di prima mano sono i profondi crateri vicino ai poli, al cui interno non penetra mai la luce del Sole e in cui si conservano quindi, come in un frigorifero, i gas eventualmente sprigionati dal pianeta nel corso della sua storia.

Di tutte le formazioni viste dal Mariner 10, la più cospicua è un’enorme struttura a bersaglio, parzialmente nascosta dall’ombra, chiamata Bacino Caloris. Il suo diametro è di 1400 km, simile a quello del Mare Imbrium sulla Luna. Essa è stata probabilmente formata dall’impatto di un asteroide dopo che la maggior parte della superficie era già stata butterata dai crateri. Il Bacino Caloris contiene diversi anelli concentrici di montagne, ed è circondato da una raggiera di solchi e crinali. Cosa più importante dal punto di vista geologico, il suo interno, e gran parte della pianura circostante, è stato inondato di lava.

L’attività geologica si estinse su Mercurio oltre tre miliardi di anni fa, come sulla Luna. Da allora poco è cambiato, se non per l’occasionale impatto di qualche meteorite. Nonostante la sua somiglianza esterna con la Luna, si ritiene che, all’interno, Mercurio sia molto simile alla Terra. Per il suo piccolo diametro, Mercurio ha una massa relativamente grande: questo implica che abbia un nucleo di ferro grande tre quarti del suo diametro, cioè quanto la Luna. L’esistenza di un nucleo di ferro fu direttamente confermata quando Mariner 10 rilevò un campo magnetico intorno al pianeta, sia pure di un’intensità pari solo all’uno per cento di quello della Terra, ma comunque di gran lunga più intenso dei campi magnetici di Venere e Marte. A modo suo, Mercurio è un mondo affascinante, da cui possiamo imparare molto sull’origine e sull’evoluzione del sistema solare.

 

 

Nettuno

 

Nettuno è l'ottavo pianeta dal Sole ed il quarto per diametro. Nettuno è più piccolo di Urano, ma è più pesante.

        orbita:    4.504.000.000 km (30,06 UA) dal Sole

        diametro:  49.532 km (equatoriale)

        massa:     1,0247e26 kg

   Nella mitologia romana Nettuno (in Greco: Poseidone) era il dio del mare.

   Dopo la scoperta di Urano ci si rese conto che la sua orbita non era conforme alle leggi di Newton. Si ipotizzò quindi l'esistenza di un pianeta più lontano che con la sua massa perturbava l'orbita di Urano. Nettuno fu osservato per la prima volta da Galle e d'Arrest il 23 settembre 1846 molto vicino alla zona nella quale si doveva trovare secondo i calcoli di Adams e Le Verrier basati sull'osservazione di Giove, Saturno e Urano. Attorno a questa scoperta nacque una disputa tra inglesi e Francesi ma non personalmente tra Adams e Le Verrier) su chi avesse il diritto di assegnare il nome al nuovo pianeta; Le osservazioni seguenti hanno mostrato che l'orbita calcolata da Adams e Le Verrier era diversa da quella attuale del pianeta. Se la ricerca fosse stata ritardata di pochi anni sarebbe stato impossibile ritrovare il pianeta nella posizione prevista.

   Nettuno è stato visitato soltanto dalla sonda Voyager 2 il 25 Agosto 1989. Quasi tutto quello che conosciamo sul pianeta deriva da questo incontro.

   A causa della forte eccentricità della sua orbita Plutone interseca l'orbita di Nettuno Dal 1979 Nettuno è il pianeta più lontano dal Sole; Plutone recupererà il suo primato nel corso del 1999.

   La composizione di Nettuno è probabilmente simile a quella di Urano: "ghiacci" e roccia con circa il 15% di idrogeno e tracce di elio. Come Urano, e a differenza di giove e Saturno, non si possono distinguere degli strati interni distinti data la composizione più o meno uniforme. Esiste però un nucleo roccioso con una massa pari a quella della Terra. L'atmosfera è composta principalmente di elio ed idrogeno con tracce di metano.

   Il colore blu con il quale ci appare il pianeta è il risultato dell'assorbimento della luce rossa da parte del metano atmosferico.

   Come gli altri pianeti gassosi, Nettuno possiede venti velocissimi confinati all'interno di bande di latitudine e grandi vortici. I venti di Nettuno sono i più veloci del sistema solare raggiungendo i 2000 km/h.

   Come Giove e Saturno, Nettuno possiede una sorgente di calore interno che irraggia un'energia doppia rispetto a quella che riceve dal Sole.

   Al momento dell'incontro con il Voyager, la struttura più evidente era la Grande macchia scura nell'emisfero meridionale. Essa misura la metà della Grande macchia rossa di Giove (pari quindi al diametro terrestre). All'interno della macchia i venti soffiano ad una velocità pari a 300 metri al secondo. Il Voyager 2 osservo altre piccole macchie scure nell'emisfero meridionale ed una piccola macchia bianca ed irregolare che sfreccia attorno a Nettuno ogni 16 ore ed e conosciuta col nome di "Scooter". La sua natura è ancora misteriosa

   Le osservazioni compiute con l'HST nel 1994 mostrano che la grande macchia scura è scomparsa! O si è semplicemente dissipata o ha assunto una diversa forma. Pochi mesi più tardi l'HST ha scoperto una nuova macchia scura nell'emisfero settentrionale di Nettuno; questo indica che l'atmosfera del pianeta cambia rapidamente, forse a causa delle differenze di temperatura tra la base e la sommità delle nubi.

   Nettuno possiede anche degli anelli. Le osservazioni compiute da Terra mostrano solo dei deboli archi e non un anello intero, ma le immagini del Voyager 2 mostrano anelli completi con delle macchie chiare. Uno degli anelli mostra una curiosa struttura intrecciata .

   Come quelli di Urano e di Giove, gli anelli di Nettuno sono molto scuri e la loro composizione ci è ancora ignota.

   Gli anelli di Nettuno possiedono dei nomi propri: il più esterno è Adams (che contiene tre prominenti archi chiamati Libertà, Uguaglianza e Fraternità), viene poi un anello senza nome che coorbita con Galatea, poi Leverrier (le cui estensioni più esterne sono chiamate Lassell ed Arago), ed infine il debole, ma largo Galle.

   Il campo magnetico di Nettuno è generato probabilmente dal movimento di materiale conduttivo (probabilmente acqua) negli strati intermedi.

   Nettuno può essere osservato con un binocolo (se si conosce esattamente la direzione verso cui guardare), ma è necessario un grande telescopio per poter sperare di vedere qualcosa più di un debole disco luminoso.

 

Plutone

Scoperto il 18 febbraio 1930 dall’americano Tombaugh in base alle perturbazioni che produce sull’orbita di Nettuno è il più piccolo pianeta del S.S. Non è mai stato visitato da una sonda.

La sua orbita è un’ellisse molto più schiacciata e presenta un’inclinazione di 17,2° rispetto il piano dell’orbita terrestre. La sua orbita di 247,7 anni interseca quella di Nettuno per una ventina di anni (1979-1999) facendolo diventare il più esterno del S.S.

Notevoli sono stati i problemi per la stima della massa che sembrava variasse fra i 0,18 e gli 6,6masse terrestri e la densità arrivava a 11,3 come quella del piombo. La soluzione si è avuta nel 1978 quando si è dimostrato che P. ha un grande satellite: Caronte che ruota alla distanza di 19400 km rimanendo sempre sulla verticale dello stesso punto della superficie planetaria dato che il suo periodo di rivoluzione è uguale a quello di rotazione di P(6g e 9h); tento che se si tirasse un filo tra i due pianeti resterebbe sempre teso.

La sua massa dovrebbe essere pari a 0.002 masse terrestri (20% lunare)e la densità circa 2 g/cm3. Il che fa pensare che il pianeta sia un blocco di ghiaccio ricoperto da una crosta di CO2 e metano ghiacciati.

Fotografato dall’Hubble Space Telescope si sono potute avere maggiori informazioni sul pianeta. Diametro di 2350 km, mentre C. è 1186.

Insieme P. e C. formano un doppio sistema di pianeti ruotando l’uno attorno all’altro.

Altra prova che la superficie è di metano solido è la temperatura di -223 °C(zero assoluto -273 °C), il quale quando è più vicino al sole evapora dando origine ad una tenue atmosfera.

La luminosità varia ad indicare che la superficie ghiacciata non è uniforme.

Forse P. era un satellite di Nettuno, ma il periodo orbitale è 3/2 quello di N. e la sincronizzazione delle orbite fa si che quando P. è in perielio N. è molto lontano. Inoltre l’inclinazione tiene lontano i due pianeti nei periodi critici.

Ipotesi alternativa è che si sia formato su un’orbita eliocentrica indipendente e sia l’oggetto maggiore e più vicino di una serie asteroidi e comete orbitanti all’esterno.

Tra i componenti anche azoto e monossido di carbonio ghiacciati. Su C. non c’è il metano, ma per lo più ghiaccio.

 

MARTE

Pianeta del sistema solare; il primo dei pianeti «superiori», cioè con distanza dal Sole maggiore di quella della Terra (in media 226,4 milioni di km). M. compie la sua rivoluzione intorno al Sole in circa 687 giorni terrestri e si muove lungo un'orbita inclinata sull'eclittica di solo 1° 51'; la sua distanza dalla Terra varia da circa 56 a circa 400 milioni di km; il suo diametro reale medio è di 6.760 km; volume e massa sono rispettivamente lo 0,15 e lo 0,108 di quelli terrestri. È noto fin dall'antichità per il suo colore rossiccio. Le stagioni si succedono in modo analogo a quanto avviene sulla Terra con una durata per ciascuna di 6 mesi circa. M. è circondato da un'atmosfera avente uno spessore pari a 22 centesimi circa di quello terrestre; tale atmosfera è più rarefatta della nostra essendo minori il raggio e la massa del pianeta. Il principale costituente dell'atmosfera marziana è il biossido di carbonio (95%) a cui si aggiungono azoto (2,7%), argo (1,6%) e altri gas in percentuali minori (ossigeno, ossido di carbonio e vapor acqueo). La pressione atmosferica media alla superficie è di circa 7 millibar. La temperatura media del globo è di -54 °C, con escursioni termiche, fra la notte e il giorno, molto accentuate, circa 50 °C. M. ha un colore rossastro dovuto al colore predominante delle «terre» o «deserti» che coprono circa i due terzi della superficie del pianeta. Parte del disco è occupata da zone oscure («mari» o «macchie») numerose soprattutto nell'emisfero australe. All'osservazione visuale la superficie di M. presenta caratteristiche tracce scure che sembrano collegare tra loro le differenti configurazioni della superficie: sono queste i famosi «canali», così chiamati dall'astronomo padre A. Secchi per analogia con i «mari» della Luna. Importanti informazioni sono state fornite, negli anni Novanta, dalle osservazioni del telescopio Hubble.

 

IL SISTEMA SOLARE

 

IL SOLE

 

Il Sole è una stella intorno al quale girano i pianeti del sistema solare.

Il Sole è diviso in diverse zone:

1. la corona esterna, in cui viaggiano a 300/500 km al secondo delle particelle rarefatte della temperatura di 5 milioni di gradi.
2. La cromosfera dove avvengono dei brillamenti e delle esplosioni nucleari che liberano enormi quantità di energia pari a 2 miliardi di bombe atomiche.
3. Zona convettiva, che raggiunge i 2 miliardi di gradi e in cui avvengono movimenti di plasma.
4. Zona radiativa in cui si trovano pochi fotoni luminosi e molti raggi gamma e raggi X
5. Nucleo centrale, dove avvengono le reazioni termonucleari (due atomi di idrogeno fondendosi formano un atono di elio, con una liberazione di energia).

Il Sole ha circa 5 miliardi di anni e tra lo stesso tempo, quando avrà consumato l'idrogeno, diventerà una gigante rossa e si espanderà fino alla Terra. Poi si ritirerà fino a diventare una nana bianca.

 

 

I PIANETI

 

I pianeti che ruotano intorno al Sole sono 9: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno, Plutone.

Tra Marte e Giove si trova la fascia degli asteroidi.

VENERE

 

Il pianeta più simile alla Terra come dimensioni è Venere, nonostante sia inabitabile.

Su Venere il giorno dura 264 giorni (terrestri) che corrispondono a circa 8 mesi.

L'atmosfera, una spessa cappa di 60 km (che corrispondono alla pressione di un chilometro d'acqua) è attraversata da numerosi lampi.

Venere aveva originariamente un'atmosfera simile a quella terrestre, con oceani d'acqua che sono stati fatti evaporare dall'effetto serra.

Ora i 3/4 della superficie sono coperti di lava (i vulcani sono stati attivi fino a 300 milioni di anni fa).

Su Venere c'è una temperatura di 470 gradi.

 

MARTE

 

Su Marte l'escursione termica è di +22, -80 gradi.

Marte viene anche detto pianeta rosso per il ferro ossidato presente sulla sua superficie.

Nell'atmosfera avvengono spesso tempeste di sabbia.

Su Marte a causa della bassa pressione non può esistere acqua alla stato liquido, perché si ribella e diventa vapore o ghiaccio (sulle calotte polari).

Su Marte si trova la montagna più alta del sistema solare, il monte Olimpo, che raggiunge l'altezza di 24000 metri e la larghezza di 600 km.

Marte possiede due satelliti, Phobos e Deimos, due asteroidi catturati dall'attrazione del pianeta.

Hanno entrambi una forma irregolare, e una bassa forza di gravità.

Su Marte vennero osservati da Schiaparelli dei canali che si rivelarono poi delle illusioni ottiche.

 

LA FASCIA DEI METEORITI

 

Tra Marte e Giove esiste la fascia dei meteoriti, composta da rocce orbitanti.

Esistono due ipotesi per spiegare la sua esistenza: la prima è che esistesse un pianeta ora esploso, la seconda e che sia del materiale della nebulosa primordiale non aggregato.

 

GIOVE

 

Giove è il pianete più grande del sistema solare (1000volte la Terra).

E' una stella mancata formata di idrogeno metallico e elio, con un nucleo roccioso grande come la Terra, e manda più calore di quello che riceve dal Sole.

Nella sua atmosfera avvengono grandi uragani come la macchia rossa, grande all'incirca come la Terra, e formata di idrogeno e ammoniaca.

Ha 16 satelliti e dei sottili anelli formati dalle eruzioni di Io.

Europa, un altro satellite, è ricoperto di ghiaccio, e sotto di esso potrebbe esistere acqua allo stato liquido.

 

 

ENERGIA SOLARE

 

 L’Energia solare è l’energia raggiante prodotta nel Sole per effetto di reazioni nucleari e trasmessa alla Terra sotto forma di radiazione elettromagnetica.

L'intensità della radiazione solare, cioè la quantità di energia che il Sole irraggia ogni secondo su 1 cm2 di superficie terrestre, è detta costante solare.

Trasformazione naturale dell'energia solare

L'energia solare, accumulata nell'atmosfera terrestre, negli oceani e negli organismi vegetali è fondamentale per la maggior parte dei processi vitali e dei fenomeni fisici che hanno luogo sulla Terra: è ad esempio indispensabile nel processo di fotosintesi che consente lo sviluppo della vita vegetale; è importante per il ciclo idrologico cui sono associate le precipitazioni; è responsabile dei venti, tuttora utilizzati come risorsa locale di elettricità.

Per sottolineare il valore di questa fonte di energia, basti pensare che senza di essa non si sarebbe verificata la formazione di combustibili fossili come carbone, petrolio, gas naturale, né sarebbe possibile lo sfruttamento del legno. L'energia solare accumulata negli oceani dà luogo a gradienti verticali di temperatura che, inquadrati nell'ambito di un ciclo termodinamico, potrebbero forse essere sfruttati per produrre energia meccanica trasformabile in elettricità; questa possibilità, finora puramente teorica, richiederebbe l'impiego di dispositivi di dimensioni colossali.

 

Raccolta diretta di energia solare

 

Per sfruttare la radiazione solare si ricorre a impianti a pannelli solari o collettori solari. L'energia così ottenuta può essere usata sotto forma di calore per riscaldare un gas o un fluido, oppure può essere convertita direttamente in elettricità sfruttando le proprietà fisiche di particolari materiali.

 

Raffreddamento solare

L'energia solare può essere utilizzata anche nei processi di raffreddamento, poiché un normale ciclo di refrigerazione richiede l'impiego di una fonte di calore. Dato che per un funzionamento efficiente dei dispositivi di assorbimento occorrono temperature superiori ai 150 °C, per questo tipo di applicazione è indispensabile l'uso di collettori a concentrazione.

Le celle solari, realizzate con sottili lamelle di silicio cristallino o altri materiali semiconduttori, convertono la radiazione solare direttamente in elettricità con rendimento superiore al 30%. Gli impieghi attuali delle celle solari sono limitati a dispositivi di bassa potenza che non possono essere riforniti di energia, come gli strumenti a bordo di sonde spaziali.

 

 

La natura intermittente della radiazione solare come fonte energetica rende indispensabile l'uso di dispositivi di accumulazione dell'energia prodotta in esubero durante le ore o i periodi favorevoli, in modo che essa possa essere resa disponibile, ad esempio, durante la notte. Oltre alla semplice acqua, si possono impiegare apparecchi più compatti che si basano sulle proprietà di cambiamento di fase di particolari miscele saline. Anche le batterie possono essere usate per serbare l'energia elettrica in eccesso prodotta dal vento

 

ASTRONOMIA

(studio dei corpi celesti)

 

 

 

Classificazione delle stelle in basa alla luminosità: 23 tipi di magnitudine (lo splendore di una stella). La differenza di luminosità tra una stella di 1° e 6° magnitudine è di 100 volte. La luminosità di una stella non dipende dalla temperatura e dalle dimensioni ma dalla distanza. Magnitudine apparente: come ci appare, magnitudine assoluta: come se la stella fosse disposta a 100 parsec. Più il valore della magnitudine è piccolo e più è la luminosità.

Parsec: la distanza dalla quale l’unità astronomica viene vista sotto l’angolo di un secondo.

Unità astronomica: distanza media tra terra e sole (149.500.000 di Km, 3,26 anni luce).

Gli antichi per individuare le stelle le avevano raggruppate in costellazioni, con nomi legati alla mitologia greca. I greci avevano individuato 44 costellazioni, oggi ne conosciamo 88, dove le stelle vengono numerate in base al loro splendore, e chiamate con le lettere dell’alfabeto greco e il nome della costellazione al genitivo.

Sfera celeste: sfera immaginaria che ruota attorno all’asse della terra proiettato all’infinito. Su questa sfera si individuano il polo nord celeste e il polo sud celeste.

Circoli massimi: passano per i poli nord e sud celesti.

Eclittica: è determinata dall’apparente movimento del sole intorno alla terra, è inclinata di 23°27’.

Latitudine e longitudine celeste.

Sistema equatoriale: prende come riferimento il coluro degli equinozi (circolo massimo che passa per i punti equinoziali: punto gamma o di ariete).

Declinazione: ordinata, distanza angolare della stella dall’equatore celeste, viene misurata in primi e secondi.

Ascensione retta: distanza tra il circolo orario (circolo massimo per i oli nord e sud celesti) per la stella e il punto gamma, viene misurata in minuti, primi e secondi.

Sistema alt-azimutale.

Orizzonte celeste: intersezione del piano parallelo al piano di tangenza dell’osservatore con la sfera celeste, è un circolo massimo.

Circolo verticale: è il circolo meridiano, è un circolo massimo che passa per il nord e sud celesti e per lo zenit e il nadir.

L’intersezione del circolo meridiano con l’orizzonte determinano il nord e il sud.

L’intersezione tra l’orizzonte e l’equatore celeste determina l’est e l’ovest.

Altezza: distanza dell’astro dall’orizzonte.

Azimut: distanza come angolo più piccolo dal sud.

La classificazione delle stelle avviene tramite la magnitudine assoluta. La luminosità dipende dalle dimensioni e dalla temperatura. Le dimensioni dipendono dalla massa e la temperatura dalla temperatura intrinseca, che è in funzione della massa.

Sole:

nucleo: avvengono le reazioni.

Zona intermedia: zona radiante, l’energia viene trasmessa per eccitazione.

Zona convettiva: l’energia viene trasmessa per convenzione.

Superficie = fotosfera.

Più la stella è luminosa e calda, più la sua luce tende al bianco o all’azzurro. Più la temperatura è basa minore è la temperatura interna del nucleo.

Considerando la luminosità della stella e la temperatura superficiale si è osservato che c’è una relazione tra magnitudo, temperatura superficiale e classe spettrale.

La temperatura minima è intorno ai 3.000° K, la temperatura superficiale del sole è di 6.000° K, la temperatura massima è 30.000/35.000° K (emettono una luce quasi bluastra, sono stelle che costituiscono una classe spettrale di tipo O).

CLASSI SPETTRALI:

O   B   A   F   G   K   M   R   N   S   H

O: stelle azzurre

B: luce biancastra, 25/30.000° K

A: bianco giallastre, 20/15.000° K

F: giallo chiaro, 10.000° K

G: giallo rossastro, 6.000° K

da K ad H: stelle rosse, 30° K.

In funzione della temperatura superficiale si ha la composizione della fotosfera.

Stelle:

ammassi gassosi formati principalmente da idrogeno ed elio. 75% di idrogeno, quasi 25% di elio, quello che avanza è comprende tutti gli altri elementi.

C’è una stretta relazione tra temperatura superficiale e composizione delle stelle. Le stelle di tipo O sono chiamate stele a elio ionizzato.

Ad ogni elemento corrisponde una banda di emissione.

Classi spettrali: spettro di emissione della luce delle stelle. La luce che proviene dalle stelle risulta costituita da righe nere di assorbimento. Maggiore è la temperatura della stella minore è il numero delle righe degli spettri e viceversa.

L’aspetto dello spettro di una stella è in funzione della temperatura.

Analizzando gli spettri, la temperatura superficiale e la luminosità venne individuato un raggruppamento di stelle che non si disponevano a caso: diagrammi H-R.

Se si analizzano zone dello spazio con varie luminosità e spettri, successivamente  ci si accorse che questa classificazione era in stretta relazione con lo stato evolutivo delle stelle e che i diagrammi HR sono completamente diversi.

Materia interstellare: materia che si trova tra una stella e l’altra, se non c’è materia interstellare non si possono formare le stelle.

Formazione delle stelle:

la stella è un ammasso di gas in equilibrio tra 2 forze: la forza gravitativa e la forza radiante, legata alle reazioni nucleari, che tende a disperdere il gas, quando le 2 forze si equilibrano si ha una stella. La forza gravitazionale è in funzione della massa.

Le reazioni termonucleari iniziano quando la temperatura si aggira intorno a 1.000.000° K, l’idrogeno si trasforma in elio. Da questa reazione viene prodotta una grandissima quantità di energia. E=mc2

L’elio che si produce presenta un difetto di 0,004 unità di massa atomica. Quest’energia serve a sollevare gli strati esterni della stella e si oppone alla forza che tenderebbe a comprimere la stella. Maggiore è la massa che si contrae, maggiore è la temperatura, maggiore è la velocità con la quale si consuma la stella.

Se la massa è sufficiente a raggiungere di nuovo la temperatura per le reazioni termonucleari si hanno di nuovo reazioni, altrimenti piano piano rischia di spegnersi, è il caso delle nane bianche, ed è anche il destino del sole.

Altre stelle possono dare origine a stelle a neutroni, di dimensioni più piccole di quelle delle nane bianche, è un ammasso di materia di 10 Km di diametro, dove la forza gravitazionale è talmente forte che gli elettroni cadono sul nucleo e si formano i neutroni.

Enorme esplosione: fenomeno delle supernove, al posto di una stella compare qualcosa di molto luminoso che nel giro di un anno diminuisce la propria luminosità.

Pulsar: emettono radiazioni che colpiscono la materia che circonda la stella ionizzandola, ed emette radiazioni che vengono captate dalla terra ad intermittenza.

Buco nero: non arriva luce, la forza con la quale si contrae la materia è talmente intensa che produrre energia e attrae tanto la materia che neanche la luce riesce a sfuggire al centro del buco nero, bisognerebbe avere una velocità superiore a quella della luce. Si formano buchi neri quando la massa che rimane è 5-6 volte la massa del sole.

Ogni stella ha un proprio spettro stellare. Gli scienziati hanno classificato le stelle in base agli spettri stellari, per le cose che avevano in comune.

Ci rendiamo conto dei buchi neri attraverso le modifiche nello spazio.

Lo spettro è la luce che viene emessa da una stella, le stelle si studiano attraverso lo studio dello spettro stellare.

Un altro strumento è il radar, lo studio delle radiazioni.

 

 

 

Lo studio delle macchie solari da Galileo ai giorni nostri.

 

 

1. Le osservazioni sulle macchie solari da Galileo a George Hale

 

Il fenomeno delle macchie solari era noto alle più antiche popolazioni perché, essendo visibile anche ad occhio nudo al tempo della grandissima attività del Sole, non poteva sfuggire all‘attenzione, specialmente quando il sole appariva con una minore luminosità a causa dell’assorbimento da parte degli strati più bassi dell’atmosfera terrestre. Sebbene soltanto oggi si sia giunti in possesso dei mezzi tecnologici che offrono la concreta possibilità di studiare e comprendere la loro natura, le macchie solari dovevano essere osservate con una certa regolarità e continuità, poiché gli studi condotti su antichi documenti di varie popolazioni permettono di stabilire i periodi del minimo e del massimo del ciclo d’attività del Sole che va dal 649 d. c. al 660 d.c. Solo l’invenzione dei telescopi diede la possibilità di accertare che le macchie si formavano sul sole e ruotavano insieme ad esso intorno al suo asse.

Pochi mesi dopo la scoperta dei satelliti di Giove fu Galileo, nel Luglio 1610, a notare con un telescopio alcune macchie sulla superficie del Sole. Incerto riguardo la natura del fenomeno che aveva osservato, contrariamente a quanto aveva fatto con le sue prime scoperte, che erano state immediatamente rese pubbliche nel suo Sidereus nuncius, non si pronunciò riguardo questa scoperta. Fu solo tra Marzo e Maggio del 1611, durante la sua permanenza a Roma, probabilmente sentendosi sicuro che le sue osservazioni sulle macchie non erano frutto di un illusione, che le fece osservare, naturalmente attraverso un telescopio, “a molti prelati e altri gentiluomini”.Nel frattempo un giovane studente, Johannes Fabricius di Wittemberg, molto interessato d’astronomia, poco tempo dopo aver osservato alcune macchie sul sole, pubblicò, nel Marzo del 1611, la sua Narratio de maculis in sole observatis et apparente earum cum sole conversione (Resoconto sulle macchie solari osservate e la loro apparente conversione con il Sole). Ancora nel Marzo del 1611, il Padre Gesuita Christopher Scheiner, ad Ingolstadt, annunciò la scoperta di macchie sul sole e poco dopo scrisse il suo Tres epistolae de maculis solaribus scriptae a Marcum Welserum (Tre lettere sulle macchie solari scritte a Marcus Welser), celandosi sotto lo pseudonimo Appeles latens post tabulam (Apelle nascosto dietro il quadro).

Probabilmente prima che queste lettere giungessero nelle sue mani Galileo con la sua solita precisione e chiarezza aveva scritto, nel suo Discorso intorno alle cose che stanno in su l’acqua o che in quella si muovono dedicata al Granduca Cosimo de’ Medici :”Avendo fatto ripetute osservazioni sono convinto alla fine che le macchie sono oggetti vicini alla superficie del globo solare, dove vengono continuamente prodotte e dissolte, alcune rapidamente altre lentamente; e anche che vengono trasportate intorno al sole dal suo moto di rotazione, che viene completato in un periodo di circa un mese lunare. Questo è di per sé un avvenimento di prima importanza, e lo é ancor di più nelle sue implicazioni “.Come si può vedere, è già un passo notevole verso la spiegazione del fenomeno, nettamente superiore alle ipotesi fatte da altri osservatori.

Keplero, dopo aver letto l’opuscolo di Fabricius e le lettere di “Apelle”, riuscì ad osservare le macchie, poiché nel frattempo aveva ricevuto anche l’accurata discussione di Galileo riguardo la loro natura. Keplero asseriva di aver già previsto che il sole ruotava su sé stesso con un periodo di rivoluzione più breve di quello di Mercurio intorno al sole (88 giorni), infatti le macchie provano che il periodo di rotazione del sole è compreso tra 25 e 28 giorni. Riguardo la natura fisica delle macchie, Keplero pensava che, poiché ruotavano con differenti velocità e non procedevano parallelamente all'eclittica, non erano attaccate al globo solare sebbene non fossero molto distanti da esso. Per queste ed altre ragioni, come la loro regolare apparizione e scomparsa e la mobilità della loro forma, si poteva ipotizzare che fossero qualcosa d’analogo alle nuvole terrestri. Nesssuno eccetto Dio, poteva conoscere l’origine di queste formazioni nere sul fiammeggiante globo solare, né poteva spingersi oltre la loro analogia con un fenomeno terrestre.

Nel Maggio del 1612 la risposta di Galileo a Welser era pronta: questa risposta fu pubbblicata nel 1613 dall’Accademia dei Lincei, nel famoso opuscolo: Istoria e dimostrazioni intorno alle macchie solari e loro accidenti. Ancora oggi dopo le ricerche e la conoscenza acquisita sulle macchie solari, nessuno potrebbe leggere quest’opuscolo senza essere colpito dalla pronta, chiara e decisa risposta alle tre lettere di Scheiner. Richiamando alcuni suoi passaggi bisogna anzitutto ricordare che  secondo calcoli reali, un minimo dell’attività delle macchie solari deve aver avuto luogo sul finire del 1610 proprio quando Galileo, Fabricius e Scheiner iniziarono le loro osservazioni; il massimo ebbe luogo intorno alla metà del 1615.  Infatti abbiamo disegni delle macchie del 1611 e 1612 riportati dai tre osservatori con una certa continuità. Trascorsi questi anni Galileo non doveva più aver dedicato molto tempo ai sui studi mentre Scheiner continuò le sue osservazioni, e anche per il ciclo successivo, che ebbe un massimo  nel 1626, riportò molte delle sue osservazioni nel suo voluminoso libro: Rosa Ursina sive sol ex admirando facularum et macularm suarum phoenomeno varius a Christophoro Scheiner Germano Svevo, e societate Jesu, pubblicato tra il 1626 e il 1630. Il metodo impiegato per osservare le macchie comodamente e senza danneggiare la vista ,seguito da Scheiner, è quello suggerito da un allievo di Galileo, Padre Benedetto Castelli un monaco di Montecassino. E’ il ben noto metodo di proiezione dell’immagine al di fuori del telescopio come si fa tutt’oggi nelle osservazioni visive o fotografiche. Galileo lo descrisse in ogni particolare, fornendo esatte istruzioni riguardo l’orientamento che il disco solare assume sullo schermo di proiezione. Consapevole che il fenomeno non era nuovo, dato che le macchie solari erano state osservate  sin dall’antichità da un gran numero di persone a occhio nudo e prima della scoperta del telescopio, Galileo osservò che, essendo credenza comune che i corpi celesti sono incorruttibili, ciò doveva avere fatto pensare, allo stesso tempo, che una macchia solare osservata a occhio nudo fosse il pianeta Mercurio interposto tra noi e il Sole. E’ noto infatti che, durante l’epoca di Carlomagno, fu vista in Francia una macchia nera sul disco del sole e si pensò dovesse trattarsi di Mercurio, in congiunzione con il sole. “Ma questo è un errore molto grave – scrisse Galileo – poiché Mercurio non può rimanere in congiunzione neanche per un periodo di sette ore  essendo questo il periodo del suo movimento quando si interpone tra la Terra e il Sole”.

Galileo affermò che le macchie non sono stelle, per la mancanza della parallasse quando sono osservate da una parte o dall’altra del mondo, e per la variabilità della loro forma e gruppi secondo i quali appaiono come nuvole terrestri. Fece una esatta valutazione fotometrica della loro intensità, osservando che esse sono meno scure delle tenebrose macchie della Luna; sembrano essere così scure solo per effetto del contrasto con la grande luminosità della fotosfera solare; ribadì anche che le macchie sono limitate alle zone equatoriali del Sole tra –30° e +30° di latitudine. Un’altra acuta osservazione descrive quello che oggigiorno viene comunemente detto “Effetto Wilson”, che dipende, come noto, dal fatto che nella maggior parte dei casi, i nuclei delle macchie sono in leggera depressione, rispetto al livello della fotosfera e perciò, durante la fase di estinzione, la scomparsa della penombra non si verifica simmetricamente. Infatti Galileo affermò che quando le macchie sono prossime ad estinguersi  appaiono più sottili se, opportunamente individuate, possono essere viste di lato: anche questa può essere considerata come una manifestazione dell’effetto Wilson. Le osservazioni direttamente legate a questo tipo di fenomeno confermarono apparentemente l’ipotesi  secondo la quale le macchie sono simili alle nuvole della terra . Forse Galileo osservò dei casi anomali, oppure notò queste dissimmetrie nella distribuzione delle zone più o meno  scure delle macchie a causa di imprecisioni nell’osservazione, derivanti probabilmente dagli strumenti ottici utilizzati, e ciò lo indusse a ritenere che le macchie solari fossero ad un livello superiore rispetto alla superficie del Sole.

Un altro strano fenomeno scoperto da Galileo e da Salviati era l’osservazione di una macchia la cui zona d’ombra appariva ben definita durante i diversi giorni successivi di osservazione tanto  che furono in grado di tracciare il suo corso apparente lungo il disco del Sole. Le considerazioni di Salviati proposte nel Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo erano frutto delle osservazioni svolte in collaborazione con Galileo.Avendo notato che questo percorso non seguiva una linea retta bensì una traiettoria curvilinea Galileo ipotizzò quali potessero essere le conseguenze di questo fenomeno. Una conseguenza, inaspettata a quel tempo, dipendeva dal fatto che l’equatore solare è inclinato sul piano dell’eclittica. Salviati cercò di spiegare chiaramente i vari aspetti del fenomeno, supponendo che il sole ruota su se stesso, al centro dell’eclittica, con l’asse inclinato con un certo angolo sull’eclittica che la terra percorre ruotando intorno al Sole.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Sagredo, uno dei protagonisti del suddetto dialogo, trova questa spiegazione piuttosto complicata, ma osserva che se ne può dare una spiegazione studiando il fenomeno su di un globo celeste sul quale sia tracciata l’eclittica, l’equatore solare e l’equatore terrestre. Simplicio ammette di non aver compreso le argomentazioni degli Accademici esposte dallo stesso Salviati ma, sostenendo le teorie di Aristotele e di Tolomeo, non ritiene necessario adottare il sistema Copernicano per spiegare questo nuovo fenomeno poiché grazie alla relatività del movimento è sempre possibile descrivere il differente aspetto del Sole lungo l’eclittica:“Se prima non mi dimostri che non è possibile spiegare questi aspetti considerando il Sole mobile e la Terra stabile, non mi smuoverò dalla mia opinione e crederò che il Sole si muove e la Terra è stabile”. Simplicio non si sbagliava e sebbene Galileo asserì trionfalmente nei suoi scritti che queste scoperte rappresentavano “la fine o piuttosto l’estremo ed ultimo giudizio della pseudofilosofia geocentrica”, perché i corpi celesti ne avevano dato diverse prove.

Continuando a richiamare alcune dei momenti più importanti del progresso della conoscenza di questo fenomeno fondamentale della fisica solare, al tempo di William Herschel si pensava che le zone scure localizzate in corrispondenza delle macchie solari fossero degli squarci della fotosfera, e così scrisse a proposito lo stesso Herschel:”il Sole visto sotto questo aspetto non risulta essere altro che un immenso, vasto e ampio pianeta certamente il primo, o in senso stretto il solo corpo celeste primario del nostro sistema. Probabilmente come tutti gli altri pianeti, è abitato da esseri i cui organi sono adattati alle particolari condizioni di questo vasto globo”.

A partire dal 1776, Christian Horrebow, direttore dell’Osservatorio di Copenhagen, avendo osservato le macchie solari per diversi anni, aveva annunciato che probabilmente la loro comparsa fosse regolare nel tempo. Solo più tardi nel 1843, il farmacista H. Schwabe, scoprì l’esistenza di un periodo di 10 anni nella frequenza di apparizione delle macchie solari. Egli iniziò le sue osservazioni con lo scopo di scoprire se esistesse un pianeta tra Mercurio e la Terra ma durante 33 anni di osservazioni sistematiche giunse ad una scoperta che inizialmente non attrasse molto l’attenzione. La validità di tale importante risultato fu  riconosciuta da tutti e adeguatamente messa in evidenza nel Cosmos pubblicato da Humboldt nel 1851.Il farmacista, diventato famoso, si dice abbia detto: “Non posso paragonarmi a Saul, che, uscito per cercare gli asini di suo padre, trovò un trono”, alludendo alle macchie invece che al pianeta misterioso che lo aveva indotto ad intraprendere questa ricerca.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Rudolf Wolf, a Berna, facendo una statistica delle macchie solari tra il 1610 e il 1850, giunse alla conclusione che l’attività solare aveva un periodo medio di undici anni e un mese secondo un corso analogo a quello della curva delle Cefeidi per le qualiil passaggio dal minimo al massimo e più rapido rispetto a quello dal massimo al minimo.

Nella ben nota opera di Padre Angelo Secchi, direttore dell’Osservatorio del Collegio di Roma, Le Soleil, pubblicata a Parigi negli anni 1875-1877, si affermava che tutte le opinioni ammesse riguardo la natura delle macchie solari dipendono dalle condizioni fisiche esterne ed interne del globo solare. Se il Sole fosse paragonato ad un’enorme massa di lava incandescente saremmo naturalmente indotti a credere che le macchie solari non siano altro che i resti di questo fenomeno di proporzioni enormi, che, solidificatisi, galleggiano sulla sua superficie; se invece immaginassimo che lo strato esterno del Sole sia gassoso, e costituito  più o meno come le nuvole che si formano nella nostra atmosfera, parleremmo delle macchie definendole impropriamente come i resti di un processo naturale, visto che in questo caso il materiale che costituirebbe tali resti non sarebbe solido. Potremmo solo supporre che si tratti di gas esalati dall’interno del Sole che, raffreddati per effetto dell’espansione, cadono sulla superficie dando luogo a regioni meno brillanti che per l’elevato contrasto apparirebbero scure. Prima di dare una risposta a queste ed altre ipotesi, P. Secchi continuò ad esaminare tutto ciò che aveva raccolto attraverso le sue esperienze e bisogna notare quanto fosse chiaro nella sua mente che le macchie dovevano essere comunque delle zone a minore temperatura della circostante fotosfera. Alcuni anni dopo C. A. Young studiando lo spettro delle macchie solari scoprì che esso non era completamente nero e che era costituito da un gran numero di strettissime linee, le righe che indicavano la presenza di componenti molecolari.

Hervè Faye dell’Accademia francese delle scienze, propose una teoria sulla formazione del sole, polemizzando con P. Secchi. Contrariamente alle ipotesi di Herschel, Faye fu il primo a proporre che il Sole potesse essere considerato come una macchina termica che irradia calore dalla sua superficie.”La fonte del fuoco  – scrisse - é la massa stessa del corpo celeste dotata dalle sue origini di una prodigiosa quantità di calore, che la progressiva contrazione dell’intera massa, contribuisce ad alimentare. La fonte del freddo è lo spazio circostante, il condensatore è la fotosfera; gli strumenti di regolazione sono la naturale invariabilità della temperatura alla quale si verificano combinazioni e disgregazioni della materia. Il funzionamento della macchina consiste di correnti ascendenti e discendenti, delle quali alcune trasportano i vapori, altre sostanze solide raffreddate. Il calore viene trasportato dall’interno alla superficie per effetto della disgregazione di queste sostanze solide ossidanti; i loro vapori poi, una volta giunti nello strato più alto della fotosfera, si combinano per riprodursi”.

Secondo Faye le macchie erano dei cicloni, ma Secchi ribadì, contro questa ipotesi, che se tutte le macchie fossero dotate di un movimento rotatorio, la penombra dovrebbe sempre manifestarsi come una struttura a forma di vortice intorno al nucleo che invece è raramente osservabile. Su trecento macchie che osservò nel corso di un anno, solo sette od otto mostravano una ben definita struttura a spirale, tanto da dimostrare l’esistenza di un movimento rotatorio, ma dopo uno o due giorni avevano perso la loro forma a spirale, mentre si sapeva che una macchia solare ha un periodo d’esistenza molto lungo: le macchie solari osservate difficilmente potevano essersi estinte dopo solo due o tre giorni d’osservazione. Perciò la prima conclusione a cui arrivò fu che i fenomeni che si stavano osservando non potevano avere luogo in un corpo solido, ma dovevano verificarsi necessariamente in una massa fluida analoga ad un gas. Evidentemente non era la massa scura delle macchie ad invadere la materia luminosa ma al contrario era la materia luminosa che in continuo movimento aleggiava intorno alla macchia e quindi sembrava spesso galleggiare su di essa muovendosi anche vorticosamente.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Si tratta certamente di una interessante anticipazione dei flares. Infatti l’osservazione della scissione delle macchie solari, che si verifica spesso nei nuclei con delle eruzioni dalla cromosfera che circondano la macchia stessa e la rompono, venne seguita con attenzione da P.Secchi che trovò una conferma che gli permetteva di stabilire che dei così vasti, rapidi e complessi movimenti sulla superficie del Sole, non possono mai avere luogo in nessuna sostanza solida. Fu perciò portato a ritenere che la fotosfera fosse costituita da un fluido simile ai gas terrestri e che i movimenti a spirale, che a quel tempo potevano osservarsi sulle macchie, assomigliassero notevolmente ai cicloni dell’ atmosfera terrestre. Questi vortici sono molto frequenti durante il periodo di formazione delle macchie solari, più tardi i movimenti di superficie che portano alla loro formazione diventano più regolari e generano delle correnti che secondo le osservazioni di Secchi, convergono verso il centro della zona dell’ombra. Una volta stabilito che una macchia è costituita da un nucleo scuro circondato da materiale fotosferico allo stato gassoso sarà necessario concludere che la massa nera sia solida o gassosa? Secondo Secchi, non c’era dubbio che fosse gassosa, ma per rispettare le differenti opinioni propose di intraprendere altre ricerche per convincere i suoi avversari.

In seguito agli studi di P.Secchi le ricerche sulla natura delle macchie solari progredirono rapidamente in particolar modo grazie a George Hale. Young aveva studiato l’allargamento delle righe nello spettro delle macchie, ma già nel 1872 Hale aveva scoperto che per comprendere la causa di questo allargamento era necessario  avere a disposizione uno spettro con un elevato potere dispersivo. Perciò costruì uno spettrografo con una grande distanza focale, ma non potendo essere adattato ad un telescopio mobile per via della sua lunghezza, fu accoppiato ad un telescopio orizzontale. Hale fu attratto soprattutto dalla distribuzione  a vortice di nuvole d’idrogeno intorno alla zona ove era localizzata macchia (facole), e ottenuti una serie di spettrogrammi delle macchie solari allora osservabili determinò che ad ognuna di esse fosse associato un campo magnetico di intensità molto elevata. Oggigiorno le macchie solari rappresentano un campo di studio e di ricerca ancora aperto vista la loro peculiarità nell’ambito dell’attività solare: alle macchie solari è infatti legata una causa fondamentale dell’interazione tra la Terra e il Sole ovvero la variazione del campo magnetico globale che ha delle ripercussioni a livello gravitazionale in quanto influenza direttamente il campo magnetico terrestre.

Dopo questa fase introduttiva passiamo a descrivere quantitativamente e qualitativamente lo sviluppo delle macchie solari secondo gli studi di altre importanti personalità che valutarono ed elaborarono fino alle loro estreme conseguenze le ipotesi formulate da Galileo a George Hale.

 

1. 2 Precisazioni riguardo metodi e tecniche d’osservazione

 

I metodi di osservazione di cui facevano uso gli studiosi dei secoli precedenti dovevano senza dubbio incontrare notevoli difficoltà visto che si andava alla ricerca di piccoli dettagli che si trovavano sull’immensa sfera solare. Oltretutto i fenomeni che si volevano osservare erano sporadici ed imprevedibili. Ciò necessitava di complicate attrezzature anche perché alcuni di questi fenomeni sono sporadici ed imprevedibili senza dimenticare poi la presenza degli effetti perturbanti legati all‘intensità della luce solare. Veniva dunque scelto accuratamente il posto dal quale effettuare l’osservazione tenendo conto del fatto che una visione chiara poteva essere compromessa dalle condizioni metereologiche oltre che dalla scarsa risoluzione che potevano offrire le apparecchiature tecniche.

 

 

2. Una trattazione più accurata

 

Gli scienziati che per primi ottennero risultati interessanti nello studio delle macchie solari, grazie all’osservazione con i telescopi, sono stati quattro: Johann Goldsmid in Olanda (alias Fabricius), Galileo Galilei, il tedesco gesuita Christoph Scheiner Thomas Harriot in Inghilterra. E’ importante riconoscere che  Galilei fu il primo ad intuirne la natura. Sfortunatamente sulla priorità della scoperta tra Scheiner e Galilei si ebbe una disputa che portò a conseguenze fatali molti anni più tardi. La lotta di Galilei per il riconoscimento della validità del sistema Copernicano era stata tollerata dalla chiesa fino alla morte del papa Paolo V, nonostante alcuni severi avvertimenti. La situazione, comunque, cambiò completamente quando il gesuita Scheiner informò il nuovo papa di quale miserabile ruolo stava dando Galileo alla Chiesa, specialmente nel suo Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo. Galilei fu quindi costretto agli arresti nella sua casa ad Arcetri fino al 1642, anno della sua morte, senza abbandonare i suoi studi. Ormai le macchie solari erano osservate da più di 350 anni, e non c’era altro fenomeno celeste che fosse stato osservato così regolarmente. Nel corso dei secoli si evolse in particolar modo lo studio delle proprietà statistiche di apparizione delle macchie solari più che di quelle fisiche.

La ragione del nuovo interesse stava nell’evoluzione tecnologica degli strumenti d’osservazione ad alta risoluzione. Le fluttuazioni di densità, la temperatura, le correnti e turbolenze, il campo magnetico e la conduttività elettrica, costituivano e costituiscono oggetti di studio che richiedevano mezzi molto avanzati.

In realtà nella maggior parte dei casi non era possibile ottenere le immagini necessarie ad uno studio approfondito delle macchie solari, per esempio della loro completa evoluzione. Per ottime osservazioni occorrono infatti delle buone condizioni meteorologiche come dei favorevoli punti d’osservazione: considerando questi ed altri fattori, le probabilità di ottenere una buona sequenza di immagini, con una buona risoluzione e con bassa distorsione per un fenomeno così poco prevedibile erano molto basse.

 

2.1 Le macchie solari come parte di una regione attiva

 

Oggi si è giunti al risultato che la spiegazione di tutti i fenomeni che si verificano in una regione solare attiva è che essi sono il risultato dell’aumento del campo magnetico bipolare del Sole sulla superficie, che costituisce la manifestazione di una “tempesta magnetica solare”. I più intensi fenomeni, come macchie solari, protuberanze, brillamenti, radiazione straordinaria, si concentrano in un periodo di poche settimane, mentre il campo magnetico mantiene la sua intensità per un periodo più lungo, raggiungendo un flusso massimo di 1021 maxwell.

Quando un debole campo magnetico bipolare (pochi gauss) fa la sua comparsa nella fotosfera, si comincia a formare una prima chiazza. Dopo alcune ore, in alcuni casi dopo qualche  giorno, comincia a formarsi la prima macchia che successivamente si divide in piccole macchie (per questa fase devono trascorrere generalmente più di un giorno). Intanto la lucentezza e la regione magnetica bipolare (regione BM) vanno aumentando, cominciano a verificarsi brillamenti e protuberanze attive. Nella corona al di sopra delle regioni attive, aumentano densità, temperatura e lucentezza. Le strutture, nella corona e nella cromosfera, entro i confini delle regioni BM sono chiaramente influenzate dall’aumento del campo magnetico. Nella corona si possono notare archi, mentre nella cromosfera si formano strisce allineate secondo la direzione del campo magnetico. Dopo 1 o 2 rotazioni queste manifestazioni spariscono e rimangono vaste aree a bassa luminosità. Dopo altre 3 o 5 rotazioni, ulteriori manifestazioni spariscono, scompaiono anche le strutture nella cromosfera, ma rimangono dei lunghi filamenti che dividono la polarità delle regioni BM, che tendono ad  espandersi. La scomparsa di questi filamenti coincide con la scomparsa del campo o con la sua trasformazione in campo polare, che può manifestarsi dopo 10 rotazioni del Sole. Perciò il fenomeno delle macchie solari non è che un piccolo episodio dello sviluppo di una regione attiva.

 

2.2 La formazione di una macchia solare

 

La nascita di una macchia solare prende inizio da un piccolo cerchio, una regione oscura, che si forma sulla superficie granulare. Questo spazio va aumentando e allo stesso tempo si  scurisce. I granuli di cui é formata la superficie solare, che si trovano in prossimità di queste premature regioni scure, scompaiono. L’unione di piccole chiazze così formate da vita ad una macchia. Le macchie sono costituite da zone d’ombra centrali e zone di penombra più esterne in base alla temperatura. Il salto di luminosità tra la macchia e la superficie si ha nello spazio di poche centinaia di chilometri. I granuli presenti fra una macchia solare ed una chiazza in via di formazione si allineano parallelamente, senza dare nessun cambiamento visibile. Si deduce però che i granuli si dispongono perpendicolarmente alle linee radiali di una macchia. Questa deduzione può essere confermata tracciando le linee di forza del campo magnetico che agisce sulla regione superficiale interessata dal fenomeno. I granuli si allineano senza essere danneggiati poiché il campo magnetico provoca delle perturbazioni nella zona convettiva che determinano cambiamenti a livello superficiale. Il fenomeno base che produce una macchia solare è il campo magnetico emergente: questo inibisce gran parte della corrente energetica dei moti convettivi sottostanti. Dall’equilibrio fra la pressione interna della macchia (inclusa la pressione legata al campo magnetico) e la pressione della fotosfera circostante segue che le linee di forza devono aprirsi a ventaglio verso l’esterno: così si spiega la temperatura relativamente bassa della macchia. La diminuzione della pressione circostante vicino alla superficie spiega anche l’improvviso spargimento delle linee di forza nella penombra. Lo strato più profondo dove il campo magnetico può fermare la corrente turbolenta può essere chiamato: “Il fondo dell’ombra”.

Dunque il problema fondamentale è la relazione tra le macchie solari e la supergranulazione. Le macchie appaiono generalmente in luogo dei campi magnetici di una vecchia regione di attività:  i primi pori si formano negli spazi intergranulari. Deve tuttavia essere chiaro che una macchia  se osservata in prossimità dei suoi lembi presenta una particolare asimmetria documentata come già detto da Wilson: ciò si spiega facilmente considerando che il coefficiente di assorbimento degli strati superiori della macchia è nettamente più basso rispetto a quello della fotosfera che circonda la macchia stessa.

 

2.3 La penombra

 

Dopo un po’ di giorni dalla loro formazione le macchie possono raggiungere dimensioni circa dieci volte maggiori di quelle originarie: è durante questa fase dell’evoluzione che si forma la zona di penombra, costituita da granuli scuriti e disposti parallelamente alle linee radiali uscenti dalla macchia solare. Nella penombra, si può osservare una struttura di fini striature radiali che sono generalmente interpretati come ”filamenti”che al massimo raggiungono la larghezza di 300 km. In queste striature sono spesso osservate delle piccole “perline” la cui luminosità aumenta man mano che ci si sposta verso il confine della macchia solare. Questi puntini luminosi presenti nell’ombra sono molto differenti dai granuli fotosferici, e durano circa mezz’ora. Solo in un secondo tempo questi “filamenti di granuli” si trasformano in vere e proprie linee di penombra. La penombra quindi può assomigliare ai petali disposti intorno a  un fiore, rappresentato dall’intera macchia, per cui la penombra può in realtà assumere varie forme.

 

2.4 L’ombra nella macchia

 

La parte centrale delle macchie è stata oggetto di dibattito fra esperti di spettroscopia, termodinamica e idromagnetica. L’intensità dell’ombra è molto bassa, infatti è circa i 10-15/100 della luminosità delle zone circostanti. Questi sono solo dati sperimentali e non teorici, in quanto si può prevedere che la luminosità assoluta in quei punti sia minore. Nell’ombra la temperatura dovrebbe scendere fino a circa 3000°. A temperature così basse lo stato di alcuni composti molecolari rende incerto il coefficiente di assorbimento della zona d’ombra e molte altre proprietà come la conduttività elettrica. Stessa incertezza riguardo il possibile rapporto delle intensità della zona d’ombra e della fotosfera in funzione delle differenti distanze dal centro del Sole. La presenza di granuli nell’ombra è ormai documentata da numerose immagini, ma questa presenza non ci dà la possibilità di comprendere come l’energia si sposti nell’ombra e quale rapporto ci sia tra l’intensità dei granuli della zona d’ombra e la zona d’ombra stessa. Anche la relazione fra lucentezza dell’ombra e forza del campo, scoperta tempo fa e confermata dagli scienziati sovietici, dimostrava che una buona fotometria dell’ombra poteva dare risultati insperati riguardo la struttura fisica delle macchie.

 

2.5 Il campo magnetico nelle macchie solari

 

Il campo magnetico é di primaria importanza nello studio di questo fenomeno. L’individuazione di questo campo, la determinazione della sua intensità, della sua direzione e della sua distribuzione spaziale hanno costituito e costituiscono il compito più difficile della spettroscopia solare. Prima di tutto il campo magnetico standard di una macchia solare non sembra esistere in natura, se non molto raramente: la configurazione del campo può inoltre assumere aspetti molto differenti. Per la misurazione del campo bisogna ricorrere a immagini molto nitide, e ciò non è possibile per la maggiore luminosità della fotosfera, per cui oltre al convenzionale metodo fotografico, si può usare la magnetografia elettronica, che esamina la superficie del sole punto per punto. Ed è questo metodo che ha sollevato dei dubbi sul legame tra campo magnetico ed alcuni fenomeni, non ancora ben dimostrato. Si sono così osservate forti componenti trasversali  nei campi delle zone d’ombra: si tratta quindi di campi bipolari. In altri casi l’apparizione di una forte componente p nel centro dell’ombra può essere interpretata supponendo che le linee di forza siano a forma di eliche, che si sviluppano in altezza. Componenti trasversali sembrano non apparire solo in piccole macchie.

Il campo magnetico globale del Sole è debole e variabile, ma la sua forma, definita dall’andamento delle linee di forza, è molto complessa a causa della rotazione differenziale. Sotto la superficie visibile si manifesta infatti con lo spostamento di grandi masse di materiale, che originano i moti convettivi.

 

2.6 Interpretazione del fenomeno delle macchie solari

 

Molto difficilmente le dimensioni di un gruppo di macchie solari corrispondono a quelli che sono i moti convettivi delle masse superficiali del sole. Tuttavia poiché le macchie si estendono anche fino a profondità di 50000 km,  un livello al quale tutta l’energia è trasportata per convenzione, ci si chiede come risulti essere modificato il flusso convettivo dato che si ottengono riduzioni dell’intensità di 5 o 10 volte. In ogni caso si è giunti ad affermare che questa mancanza di intensità luminosa deve essere compensata da un eccesso di energia intorno alla macchia. Nelle macchie il campo magnetico frena i moti convettivi nella parte alta della fotosfera, ostacolando la risalita delle masse gassose calde, e causando una perdita di energia termica che rimane intrappolata più in basso nella fotosfera.

 

2.7 Forme di dispersione dell’energia che interessano le macchie solari

 

1.Deficit radioattivo nell’ombra e nella penombra

 

Se l’intensità dell’ombra è presa come 2/10 e quella della penombra come 7/10 di quella della fotosfera, si ottengono i seguenti deficit:

ombra           (5–1017cm2) –2–1028erg/s ,

penombra        (6–1018cm2)  –1029erg/s.

 

2.Emissione nell’anello luminoso

 

I cosiddetti anelli luminosi mostrano nel blu un eccesso di luminosità pari al 4%. Si ottiene facilmente assumendo una superficie effettiva di 4–1018cm2, un eccesso totale di 5–1027erg/s.

 

3.Attività fotosferica

 

L’area complessiva della regione attiva che circonda ogni macchia deve essere 4 volte la superficie della macchia stessa. Il contributo che da questa parte invisibile ma attiva è trascurabile rispetto al valore totale delle energie in gioco.

 

4.Brillamenti

 

Anche l’energia che esplode nei brillamenti deve essere fornita dalla stessa riserva di energia come per gli altri fenomeni solari che si verificano nelle regioni attive. Un brillamento spende la maggior parte della sua energia in pochi minuti, e questa energia non viene certo immagazzinata in meno tempo. Non si sa ancora bene se questa energia sia trasferita dal campo magnetico della macchia o sia l’energia che non viene, ovviamente, trasferita alle zone interessate dalla presenza di macchie. In ogni caso, prima di esplodere deve essere trattenuta da una sorta di tensione del flusso magnetico. Un grande brillamento produce fra 1023 e 1033 erg. Se sono presi in considerazione i brillamenti di varie dimensioni ci sarà una perdita media di energia di quantità < 2–1027erg/s per ogni macchia solare.

 

5.Flusso energetico magnetico

 

L’energia magnetica rilasciata da una regione attiva è costituita dall’energia del campo che è liberata ogni secondo durante l’evoluzione di una macchia. Con una velocità superficiale di 104 cm/s, una sezione di circa 1018 cm2 ed una intensità del campo di 1000 gauss si ottiene un flusso di “soli” 4–1026 erg/s. La maggior parte di questa energia si disperde nella corona.

 

 

La somma di tutte queste forme d’energia ci da un’idea della complessità dei fenomeni che interessano una regione attiva. Tutti questi piccoli contributi però non permetterebbero di spiegare l’enorme deficit di energia in una macchia, se non fosse per l’attività fotosferica, e quindi per il fatto che questi enormi trasferimenti d’energie vanno ricollegati ai grandi moti convettivi della stella. In realtà è difficile comprendere come l’energia meccanica di questi moti possa trasformarsi in attività locali così accentuate, ma è solo grazie ad essa che se ne può dare una spiegazione.

 

LA MATERIA

LA DIVISIONE DELLA MATERIA

Le diverse culture dell'origine cosmica sono assimilate e poi sviluppate in modo originale dai greci. Democrito e Leucippo possono essere considerati gli audaci progenitori della teoria cinetica. Gli atomi, sostengono, si muovono a caso nello spazio vuoto. I loro urti, casuali, danno origine alle diverse combinazioni. Per Democrito queste combinazioni sono possibili perché atomi diversi hanno una diversa geometria. Le teorie materialistiche, che hanno in Leucippo e Democrito il loro culmine, vengono inglobate, ma non abbandonate, dal pensiero di Platone e, poi, di Aristotele.

L’atomismo venne poi ripreso nel sec.IV da Epicuro che apporta alcune correzioni al pensiero di Democrito: gli atomi sono infiniti, ma le loro forme sono finite, hanno peso, cadono in linea retta e solo una deviazione casuale (il clinamen) fa sì che essi si incontrino e diano origine alle cose. L’epicureo più noto fu Tito Lucrezio Caro che nel suo poema De rerum natura espone la teoria atomistica di Epicuro.

Questa teoria venne poi ripresa nel corso del Seicento grazie a Gassendi che la ripropose come alternativa all’aristotelismo e cercò di riconciliarla con una visione religiosa del mondo. Anche se il pensiero di Aristotele resterà, per quasi due millenni, il fondamento di ogni teoria chimica.

Almeno fino al 1661, quando in Inghilterra Robert Boyle (1627-91) pubblicò The Sceptical Chymist, il chimico scettico. Boyle tentò di riscattare la chimica non solo dalla filosofia aristotelica, nonché dalle residue e resistenti tradizioni alchemiche, ma anche da tutte quelle interpretazioni esoteriche tuttora in voga tra i chimici medici. Boyle riscoprì l'atomismo di Democrito e Leucippo e si lasciò guidare da quella che egli stesso definisce la filosofia corpuscolare.

Inoltre nel suo scritto discusse anche tutte le opinioni correnti riguardo agli elementi.

 

GLI ELEMENTI

Lo ionico Talete di Mileto, cui la tradizione fa risalire l'origine del pensiero razionale greco, considera l'acqua l'elemento primigenio. L'acqua può diventare aria per evaporazione. E, continua Talete, può diventare un solido per congelamento. Tutti gli stati conosciuti della materia, conclude Talete, traggono origine dall'acqua.

I discepoli di Talete, primi tra tutti Anassimandro e Anassimene, daranno maggiore importanza alla cosmologia degli opposti. Che trova poi in Eraclito il suo più grande teorico. Mentre Anassagora introduce il concetto di "semi", minuscole particelle increate e indistruttibili. E ancora Empedocle di Agrigento li riduce a soli quattro atomi.

Sempre ne “Il chimico scettico” Boyle afferma che tutte le sostanze naturali devono essere formate da piccole particelle elementari: da atomi solidi e fisicamente indivisibili. Quanto alle proprietà delle sostanze naturali, sia fisiche che chimiche, sono dovute alla dimensione e alla forma delle aggregazioni in cui le particelle si riuniscono. Così è fatta la materia.

 

IL TRIONFO DELL’ATOMISMO

Gli elementi che si trovano sulla Terra sono quelle sostanze semplici che non possono in alcun modo essere decomposte e che se si combinano danno luogo ai composti. Ma qual è la quantità di elementi che possono esistere in un composto?

Nel 1794 il chimico Proust dimostrò che, quali siano le proporzioni di partenza degli elementi, essi sono contenuti sempre nelle medesime proporzioni nei prodotti ottenuti. Nel 1799 il chimico francese prova che rame e carbonato sono uniti nelle medesime proporzioni, a prescindere dal metodo usato per la preparazione del carbonato di rame. Poi dedica i nove anni successivi della sua vita a studiare altri composti per dare un carattere generale a questa sua legge. Scoprendo che effettivamente le proporzioni con cui gli elementi si associano in un dato composto sono sempre costanti.

Contro questa teoria si batté uno studioso francese Berthollet ritenendo che, facendo variare gradualmente le percentuali in peso degli elementi che si combinano in una reazione chimica, fosse possibile ottenere prodotti a composizione quantitativa via via differente. Nel 1804 però il chimico svedese Berzelius riuscì a confermare le idee di Proust con analisi scrupolose.

Studiando Attentamente la legge di Proust lo scienziato inglese John Dalton osservò a sua volta che talvolta due elementi possono combinarsi tra loro in due o più rapporti diversi: i prodotti ottenuti sono in realtà altrettante sostanze diverse, ciascuna delle quali possiede proprietà ben definite e obbedisce alla legge di Proust.

 

LA REALTÀ DEGLI ATOMI

Ma si poteva intuirne la presenza, avere una prova della loro esistenza? Di questo si occupò Brown nel 1827.

Osservò per la prima volta il tipo di movimento, che da lui prese il nome, studiando il moto di piccole particelle nel liquido delle cellule vegetali. Riconobbe che dallo stesso moto erano animati granelli di polline morto, vetro polverizzato e polvere. Questa era la prova dei loro effetti: gli atomi e le molecole si muovono e il loro movimento è incessante e violento. Il moto browniano venne poi spiegato nel 1902 da Svedberg e provato matematicamente da Einstein nel 1905; nel 1913 Perrin riuscì tramite queste equazioni a calcolare il diametro approssimativo di un atomo.

Una trentina di anni più tardi il matematico Maxwell riuscì per primo ad elaborare una teoria matematica che spiegava il movimento costante degli atomi e delle molecole. Maxwell, in particolare, dimostrò, che le molecole di un gas a temperatura uniforme non hanno tutte la stessa velocità, ma che alcune di esse vanno più lente, altre sono più veloci e, in generale, le loro velocità si distribuiscono in maniera casuale tra le diverse molecole. Ciò permise di comprendere meglio la temperatura (come misura della velocità media del moto degli atomi e delle molecole oltre che dei gas, anche dei solidi e dei liquidi).

 

LE DIFFERENZE TRA GLI ATOMI

Dalton aveva compreso che ogni atomo aveva una massa (peso atomico): prendendo come unità di misura il peso dell’idrogeno, nell’acqua si vede che l’ossigeno pesa sei volte di più. Sulla base di questa ipotesi Dalton costruisce nel 1803 la prima tabella dei pesi atomici. Ma era solo un ipotesi.

La conferma arrivò da un esperimento condotto dal chimico Nicholson nel 1800: dimostrò che idrogeno e ossigeno si combinano nell’acqua in rapporto di 2:1. Mentre altri dimostrarono che nell’ammoniaca il rapporto tra idrogeno e azoto è di 3:1.

Questi risultati non furono accettati da Dalton, geloso dei suoi rigidi postulati. Ma vengono ben presto usati dal chimico svedese Jöns Jacob Berzelius sia per confermare la legge delle proporzioni multiple che, soprattutto, per determinare con precisione i pesi atomici dei vari elementi. Colloca l’idrogeno a 1 e l’ossigeno a 16.

Oltre a questo lavoro, scopre nuovi elementi, come il silicio, il titanio e il selenio. E, infine, introduce i simboli chimici. Nel sistema simbolico di Berzelius ogni elemento è caratterizzato da una lettera maiuscola, la prima del suo nome latino. Seguita da una seconda lettera minuscola, in caso di confusione. Così il simbolo dell’idrogeno diventa H; quello del sodio, Na; del cloro, Cl; dell’ossigeno, O; dell’azoto, N.

Ma è il chimico italiano Amedeo Avogadro (1776-1856) a raggiungere i risultati teorici più interessanti. Già nel 1811 Avogadro riprende l’idea, avanzata e poi scartata da Dalton, che volumi uguali di gas diversi contengono il medesimo numero di particelle.

Ma non di atomi, precisa Avogadro. Bensì di molecole. Una molecola è una particella fondamentale dei gas, pur essendo combinazione di due o più atomi. Se si tiene conto di ciò, sostiene Avogadro, il rapporto tra la densità di due volumi uguali di gas fornisce in modo semplice e preciso il rapporto tra le masse dei loro atomi. In questo modo il chimico italiano calcola (con buona approssimazione) che il peso atomico dell’ossigeno è 15,074 volte quello dell’idrogeno e non 8 volte, come si crede.

La sua ipotesi, però, non viene accettata. In particolare dai due chimici più autorevoli del tempo: Berzelius, che proprio non riesce a immaginare come due atomi simili possano legarsi tra loro, e Dumas. Occorrerà attendere almeno mezzo secolo prima che i chimici rendano giustizia alle ipotesi di Avogadro.

Un altro chimico italiano, un profondo conoscitore e un acceso sostenitore delle idee di Avogadro, ritiene giunto il momento di rilanciarle, visto che proprio quelle idee possono costituire la base per spiegare buona parte dei risultati conseguiti in laboratorio negli ultimi anni. Questo lo fece, nel 1860, in un grande congresso che riunisce per la prima volta tutti i chimici del mondo.

Per dare maggiore forza a questa idea vincente, Cannizzaro presenta ai suoi colleghi una tavola sostanzialmente corretta dei pesi molecolari di un vasto numero di composti.

Tocca quindi al russo Mendeleev superare quella diffidenza. Egli ordina gli elementi in una tavola in base al peso atomico crescente. Ogni riga è formata da sette elementi. Ogni colonna raggruppa gli elementi con proprietà chimiche simili. Mendeleev è talmente sicuro dei suoi calcoli che si sente di predire non solo la collocazione, ma anche le proprietà chimiche di elementi non ancora scoperti (che si riveleranno poi esatti).

 

LA LUCE

PARTICELLE E ONDE

L’esistenza dei atomi era stata dimostrata, ora si voleva capire se anche la non materia fosse composta di atomi. Si partì esaminando la luce e in particolare la formazione dei colori.

Fu Newton (1642-1727) il primo a sostenere teoricamente e a dimostrare sperimentalmente che i colori prodotti da un prisma attraversato da un fascio di luce non sono “creati” dal prisma stesso, ma preesistevano “mescolati” all’interno della luce bianca, e che, quindi, la luce bianca è la somma di tutti i colori dello spettro.

Il mondo secondo Newton è essenzialmente costituito da atomi in movimento in uno spazio assoluto, che è prevalentemente vuoto. Gli atomi sono le particelle più piccole di materia e quindi la luce era anch’essa costituita da particelle.

Ma in Olanda Christiaan Huygens (1629-1695) espose vari argomenti per dimostrare che una serie di onde poteva viaggiare in linea retta come le particelle così divenendo uno dei primi sostenitori della teoria ondulatoria della luce. Già nel 1802 Thomas Young aveva iniziato a studiare sistematicamente i fenomeni d’interferenza prodotti dal passaggio della luce proveniente da un’unica sorgente attraverso due fori molto piccoli e molto vicini tra loro, concludendo le regioni di sovrapposizione consistevano di bande luminose e bande alternate. Con queste conclusioni non si poteva pensare a un’ipotesi corpuscolare.

Ma solo nel 1816 Augustin-Jean Fresnel effettua i primi esperimenti sull’interferenza e la diffrazione della luce, decisamente probanti a favore della teoria ondulatoria.

Ora, le difficoltà di questa teoria erano legate al fatto che si pensava che le onde luminose fossero analoghe alle onde acustiche, ossia fossero caratterizzate da oscillazioni longitudinali (che avvenivano cioè nella direzione della propagazione della luce). Fu Fresnel a immaginare che si potesse trattare di oscillazioni trasversali (ossia che avvenivano in direzione perpendicolare a quella di propagazione). L'idea di Fresnel, l’unica che fosse concepibile all’epoca, è che lo spazio interstellare non sia vuoto, ma contenga una materia sottilissima e impercettibile, capace di formare onde. Per dare un nome a questa materia la scelta non poteva che cadere su un termine antico: “etere”. Così, da Fresnel in poi (almeno fino a Einstein) lo spazio, tutto lo spazio, è pieno di un etere luminifero in cui si propaga, sotto forma di onde, la radiazione luminosa.

 

I QUATTRO FENOMENI

La “scoperta” dell’etere e lo studio delle azioni elettromagnetiche portò a prendere in seria considerazione l’idea che le presunte azioni a distanza non fossero altro che azioni trasmesse attraverso un mezzo, ossia azioni a contatto, e che lo spazio fosse pieno Il fenomeno in base al quale alcuni oggetti (soprattutto l’ambra), se strofinati, attirano altri oggetti (piume, polvere, ecc.) era noto fin dall’antichità.

Attratto da queste dimostrazioni, Benjamin Franklin (1706-1790) cominciò le sue ricerche che lo portarono a scoprire che i fulmini altro non sono che immani scariche elettriche. Ma l’importanza di Franklin per lo sviluppo dell’elettrologia sta soprattutto nel fatto che egli contribuì in modo decisivo (utilizzando la distinzione, già scoperta da Stephen Gray (1666-1737), tra conduttori e isolanti elettrici) all’idea che l’elettricità fosse un particolare tipo di materia fluida che poteva entrare o uscire dai corpi.

Charles-Augustin de Coulomb (1736-1806) dimostrò sperimentalmente che le cariche elettriche si attraggono o si respingono con una forza proporzionale all'inverso del quadrato della distanza, proprio come l’attrazione gravitazionale. Quindi il magnetismo comporta sia un’attrazione sia una repulsione di intensità uguale.

Il fisico sperimentale inglese Michael Faraday (1791-1867) , ispirandosi ai dubbi dello stesso Newton, non credeva comunque nell’azione a distanza. Le sue ricerche sui fenomeni di induzione elettromagnetica (ossia sulle correnti prodotte dallo spostamento di magneti vicino a circuiti elettrici o viceversa, oppure dalle variazioni di corrente nel circuito stesso o in un circuito a esso vicino) e sulle correlate azioni meccaniche tra circuiti e magneti lo portarono a immaginare che queste azioni non avvenissero a distanza. La sua idea era che lo spazio fosse pieno di linee di forza. Queste linee non erano un modo di rappresentare geometricamente forze a distanza, ma, secondo Faraday, corrispondevano a qualcosa di fisicamente reale presente nello spazio stesso. Un argomento che egli usava a favore di questa ipotesi era quello di far vedere che tali linee di forza erano quasi sempre linee curve e non linee rette.

 

LA COMBINAZIONE DEI FENOMENI

Il danese Hans Christian Oersted scoprì però nel 1820 un fenomeno che apparentemente non rientra nello schema. Un ago magnetizzato posto nelle vicinanze di un filo percorso da corrente non viene infatti né attratto né respinto dal filo, ma esegue una rotazione su se stesso tendendo a disporsi perpendicolarmente al filo. La scoperta è importante non solo perché non rientra nello schema delle attrazioni e repulsioni tra corpi dirette lungo la congiungente dei corpi stessi, ma perché indica che i fenomeni elettrici e quelli magnetici non sono così distinti come si pensava: nasce l’elettromagnetismo.

La grande trasformazione dell’interpretazione dei fenomeni elettromagnetici fu portata a compimento, nella seconda metà dell’Ottocento, da James Clerk Maxwell. Il suo metodo, basato su una profonda preparazione matematica, si traduceva in una continua costruzione di modelli di ciò che avrebbe potuto essere la realtà fisica, in modo da spiegare i fenomeni osservati.

Appunto seguendo questo metodo, Maxwell arrivò alla seconda grande scoperta del secolo scorso, quella del cosiddetto “campo elettromagnetico”. La sua idea riprendeva la tendenza di Faraday e di molti fisici dell’ambiente inglese a rifiutare l’azione a distanza. Cercando di individuare le proprietà di un’ipotetica sostanza che, riempiendo lo spazio tra corpi carichi, magneti e circuiti (il “campo” elettromagnetico), fosse responsabile delle azioni elettromagnetiche osservate, Maxwell pervenne nel 1861 a due risultati di estrema importanza. In primo luogo, le proprietà del “mezzo” che trasmette le azioni elettromagnetiche sono rappresentabili attraverso un sistema di equazioni (da allora in poi chiamate equazioni di Maxwell) che racchiudono tutti i risultati sperimentali fino allora conosciuti; in secondo luogo dalle proprietà dello stesso mezzo, e quindi dalle equazioni che rappresentavano il suo comportamento, era possibile dedurre che in esso si propagavano onde. Il fatto straordinario era che, calcolando teoricamente la velocità di queste onde, si otteneva un valore eccezionalmente prossimo a quello, ricavato sperimentalmente, della velocità della luce.

La conclusione di Maxwell fu immediata: la luce consisteva in una propagazione ondulatoria nello stesso “mezzo” (anche da lui chiamato etere) che era responsabile della trasmissione delle azioni elettriche e magnetiche. Nasceva la teoria elettromagnetica della luce.

Ma la tesi di Maxwell era solo un’ipotesi teorica. In fondo i fenomeni elettromagnetici potevano essere spiegati ugualmente bene da teorie basate sul concetto di azione a distanza. E della natura elettromagnetica della luce non c’era alcuna prova sperimentale.

 

L’ESTENSIONE DELLO SPETTRO

Nel1800 l’astronomo Herschel intuì che la luce e il calore del Sole non erano due cose separate. Usando un termometro misurò le varie temperature dello spettro e scoprì che la temperatura era più alta all’estremità del rosso. Oltre il rosso la temperatura saliva ancora di più. Herschel aveva scoperto i raggi infrarossi.

Ciò fu confermato dalle ricerche sul cosiddetto “calore radiante”. A queste ricerche contribuì in maniera decisiva l’italiano Macedonio Melloni (1798-1854), il quale dimostrò che il calore radiante (poi riconosciuto come radiazione infrarossa) si propagava in modo ondulatorio proprio come la luce. Quindi, il calore radiante era anch’esso, come la luce, una forma di movimento dell’etere.

Un altro chimico Ritter controllò l’altra estremità dello spettro così scoprendo i raggi ultravioletti.

Fu lo scienziato tedesco Heinrich Rudolf Hertz (1857-1894) a ottenere osservazioni sperimentali decisive. Egli cominciò a studiare l’influenza di materiali isolanti sull’azione elettrica tra circuiti quando questi materiali erano interposti fra tali circuiti e quando i circuiti erano percorsi da correnti oscillanti. A poco a poco si accorse che i suoi metodi di osservazione avrebbero permesso di rilevare se questa azione si propagava sotto forma di onde, che egli chiamò onde elettriche, anche quando tra i circuiti c’era solo l’aria. In pochi mesi, nel 1888, egli produsse la prova sperimentale che rivelava l’esistenza delle onde elettriche al di là di ogni ragionevole dubbio.

La teoria di Maxwell poteva ritenersi confermata; le onde elettriche altro non erano che forme di radiazione identiche alla radiazione luminosa, anche se di lunghezza d’onda più grande. Ormai era chiaro che la radiazione elettromagnetica si estendeva in un ampio spettro, al cui estremo delle lunghezze d’onda molto piccole c’era la radiazione ultravioletta, seguita, per lunghezze d’onda via via crescenti, dalla radiazione visibile (ossia la luce), poi dalla radiazione infrarossa (il cosiddetto calore radiante), fino alle onde elettriche (da allora chiamate onde hertziane e poi radioonde) che potevano avere lunghezze d’onda molto grandi.

 

LA DIVISIONE DELL’ENERGIA

Fu Hermann von Helmholtz (1821-1894) a dare una base teorica comune a tutte queste osservazioni. Egli postulò che esso fosse generalizzabile a tutti i fenomeni fisici, in quanto in ognuno di essi era identificabile una “forza di tensione” (quella che poi venne chiamata energia potenziale) e una “forza viva” (poi chiamata energia cinetica), la cui somma, considerando tutti i corpi che prendevano parte al fenomeno, rimaneva comunque costante. Il denominatore comune a tutti gli agenti naturali era dunque la loro capacità di produrre effetti utili. E’ una capacità che si conserva, anche se talvolta si trasferisce a movimenti che non sono osservabili a occhio nudo, ma riguardano le particelle microscopiche di cui sono fatti i corpi, e che si rivelano solo come aumento di temperatura dei corpi stessi. Questa capacità di produrre effetti utili o, come si diceva, capacità di produrre lavoro, fu in seguito chiamata universalmente energia.

Grazie a queste intuizioni nel 1769, l’ingegnere scozzese James Watt (1736-1819) realizza in pratica la prima moderna macchina a vapore.

In seguito nel 1851 Lord Kelvin, al secolo William Thomson enuncia il secondo principio della termodinamica concludendo che il calore è solo una forma di energia. Se si raffredda abbastanza un oggetto, l’energia cinetica raggiunge il minimo cioè lo zero assoluto di temperatura; nel 1879 il fisico austriaco Stefan accertò che ogni corpo che possiede una temperatura maggiore rispetto all’ambiente che lo circonda tende a perdere il calore tramite una radiazione aumentata alla quarta potenza della temperatura assoluta. In precedenza Kirchhoff aveva dimostrato che se una sostanza assorbe tutte le lunghezze d’onda della luce emetterà, se scaldata, tutte le lunghezze d’onda.

Ma una grossa scoperta si deve al fisico teorico Max Planck (1858-1947) .

Planck si occupava di termodinamica ed era interessato all'emissione e assorbimento della radiazione elettromagnetica da parte dei corpi riscaldati a una certa temperatura. Aumentando la temperatura di un corpo, esso emette radiazione di lunghezza d'onda sempre più piccola. Dalla luce emessa dal Sole è possibile dedurre che la sua superficie ha una temperatura di circa 6000 °C. Insomma, a temperature più elevate corrispondono radiazioni di frequenza più elevata (e quindi di minore lunghezza d'onda).

L'obiettivo di Planck era spiegare questo fenomeno in base all'ipotesi che la radiazione fosse emessa e assorbita dalle particelle elementari cariche che formavano gli atomi dei corpi. Planck suppose che, a mano a mano che aumentava la temperatura, l'energia del corpo si trasferisse a particelle la cui frequenza di oscillazione fosse via via crescente. L'unico modo di risolvere la questione era supporre che le particelle oscillanti potessero assumere solo valori discreti di energia. Se una particella oscillava con frequenza e, allora la sua energia doveva essere proporzionale a questa frequenza e, nello stesso tempo, un multiplo intero di un “quanto” elementare di energia, pari al valore di una costante fondamentale, che Planck designò con la lettera h ,moltiplicato per la frequenza di oscillazione v. La formula di Planck E = hv segna l'inizio, nel 1900, della fisica quantistica. 

Le conseguenze di questa assunzione erano sconvolgenti. Implicavano infatti che ogni particella potesse variare la sua energia solo effettuando un “salto” da un valore. Andava perduta una delle caratteristiche essenziali della descrizione classica, ossia che le variazioni di energia potessero avvenire in maniera continua.

 

GLI ELETTRONI

LA DIVISIONE DELL’ELETTRICITÀ

Nel frattempo si sviluppavano i primi esperimenti sull’elettricità: ad esempio l’uso di potenti accumulatori di elettricità, come le cosiddette bottiglie di Leida.

Una svolta altrettanto importante fu prodotta dall’invenzione della pila elettrica da parte di Alessandro Volta (1745-1827). La pila di Volta segna infatti l’inizio dello studio della corrente elettrica (le scariche elettriche che si studiavano in precedenza erano fenomeni di durata brevissima) e dell’idea che i fenomeni chimici (la pila è un congegno in cui avvengono reazioni chimiche) sono fenomeni in cui l’elettricità gioca un ruolo essenziale.

Per produrre il vuoto in cui potevano muoversi le correnti elettriche Geissler inventò, nel 1855, una pompa pneumatica che grazie al mercurio asportava l’aria.

L'uso sistematico delle pompe per vuoto rese possibile indagare la natura della scarica che si verificava in un gas una volta che una differenza di potenziale sufficiente veniva prodotta tra il catodo (l’elettrodo negativo) e l’anodo (l’elettrodo positivo). I fenomeni osservati apparivano strani e pittoreschi. Si vedevano bande luminose alternarsi a spazi scuri, e queste configurazioni variavano con la pressione del gas. Ma un fenomeno particolarmente insolito si produceva allorché la pressione del gas diventava molto bassa: la scarica nel gas cessava di essere luminosa, ma una debole luminosità verdastra (come quella degli oggetti fosforescenti) si produceva, all'interno del tubo, nella parte opposta al catodo. Lo studio di questo fenomeno portò, già tra il 1870 e il 1880, a ritenere che il catodo emettesse una nuova forma di radiazione che, quando urtava il vetro del tubo a scarica, produceva effetti di fluorescenza. Erano stati scoperti i raggi catodici .

Si apriva una delicata questione: di che natura erano questi raggi?

L'inglese William Crookes (1832-1919) iniziò una serie sistematica di osservazioni in base alle quali si poteva supporre che i raggi catodici avessero una natura corpuscolare e fossero composti di una materia molto “sottile”, addirittura più fine di quella degli stessi gas. Il tedesco Philip Lenard (1862-1947), influenzato da Hertz, il quale non credeva nella natura corpuscolare dell'elettricità, sosteneva che invece si trattava di una nuova forma di radiazione, diversa da quella luminosa, che si propagava nell’etere. Inconsapevolmente, Lenard favorì un’altra scoperta importante. Volendo dimostrare che i raggi catodici potevano oltrepassare sottili lamine metalliche (e quindi non potevano essere “materiali”), si accorse che effettivamente una lamina metallica investita da raggi catodici emetteva una strana forma di radiazione, che egli ritenne essere costituita da raggi catodici “secondari”.

Fu l'inglese Joseph John Thomson (1856-1940) a risolvere la questione. Egli dimostrò che i raggi catodici trasportavano carica elettrica negativa e che venivano deflessi da campi elettrici e/o magnetici. Non si trattava di radiazione eterea, ma di vere e proprie particelle cariche. E Thomson giunse nel 1896 a misurare il rapporto tra la carica elettrica e la massa di questi corpuscoli, rapporto che mostrava come questi fossero circa duemila volte meno pesanti di un atomo di idrogeno. Thomson concluse di aver trovato lo stato più elementare della materia, le particelle più piccole che la possono comporre. Aveva scoperto l’elettrone.

 

I RAGGI X

Wilhelm Konrad Röntgen (1845-1923) Studiò anche egli i raggi catodici, ma in particolare del loro effetto su certe sostanze chimiche. Scoprì una radiazione di tipo particolare, con proprietà diverse dai raggi catodici, una delle quali era estremamente affascinante: era in grado di attraversare anche notevoli spessori di materia. Röntgen aveva scoperto i raggi X. Nel 1912 Laue tentò di far passare i raggi X nel cristallo di solfuro di zinco. E determinò che erano onde trasversali molto corte.

A questo punto due membri della famiglia Bragg ( padre e figlio) calcolarono che la lunghezza d’onda dei raggi X era fra 1/50 e 1/50000 di quella ella luce visibile.

 

ELETTRONI E ATOMI

Studiando in quali soluzioni potesse passare la corrente elettrica Faraday aveva scoperto che qualcosa presente nella soluzione portava le cariche in diverse direzioni. Chiamò ioni i portatori di carica.

Ma nel 1883 Svante Arrhenius sviluppò una nuova teoria: la teoria della dissociazione elettrolitica. Secondo cui un elettrolita messo in soluzione si scioglie, dissociandosi in due ioni di carica elettrica opposta. Questi ioni carichi sono sempre presenti in soluzione, muovendosi in modo disordinato. Quando la soluzione è attraversata da corrente elettrica, cioè quando ai due poli della cella elettrolitica viene creata una differenza di potenziale, gli ioni migrano verso il polo di carica opposta.

Quattro anni dopo Hertz scoprì l’effetto fotoelettrico, che consiste nell’emissione di elettroni (a quel tempo non ancora conosciuti) da parte di una superficie metallica investita da una radiazione elettromagnetica. Nel 1888 Hallwachs ipotizzò che tra gli atomi ci fossero come delle compensazioni di elettroni e che quindi venissero espulsi per rimediare alla mancanza.

La soluzione fu data da Einstein : ampliò la teoria di Planck affermando che, non solo i processi di assorbimento o emissione hanno luogo per quanti di energia definita, ma anche la radiazione stessa si propaga nello spazio, localizzata in granuli ( quanti di luce o fotoni). Così si spiega l’effetto fotoelettrico: quando un raggio di luce incide su una superficie metallica, i fotoni collidono con gli elettroni imprimendo loro un impulso che, se sufficientemente elevato, può farli uscire dall’atomo. La teoria degli elettroni di Thomson si verificò: gli elettroni non erano altro che le particelle fotoelettriche.

 

ELETTRONI E QUANTI

Lenard studiando l’effetto fotoelettrico scoprì che la lunghezza d’onda influenzava questo fenomeno (valore di soglia). Cioè la velocità degli elettroni dipende dalla lunghezza d’onda, mentre l’intensità della luce influisce il numero degli elettroni espulsi: il numero delle onde per secondo è chiamato frequenza ed è inversamente proporzionale alla lunghezza d’onda.

La teoria quantistica venne in seguito studiata ed esposta da Einstein (v.sopra)

 

ONDE E PARTICELLE

Il quanto di luce venne nominato fotone da Compton che aveva dimostrato che la radiazione agiva come una particella.Un anno dopo, nel 1925 Louis de Broglie ipotizzò che anche le particelle materiali, come gli elettroni, avessero una natura ondulatoria. Questa teoria venne verificata dal fisico Davidsson. Nel 1927 vennero osservati i primi effetti di diffrazione e interferenza anche in un fascio di elettroni. Dunque non solo la luce, ma tutta la materia aveva una natura duale. Tutte le particelle elementari si comportano come onde o come corpuscoli a seconda delle situazioni.

 

I NUCLEI

IL SONDAGGIO DELL’ATOMO

Nel 1898 J. J. Thomson fu il primo che suppose che l’atomo fosse formato da un certo numero di elettroni in continuo movimento all’interno di una sfera di elettricità positiva. Ma nel 1903, Lenard intuì che l’atomo fosse costituito da una nube di minuscole particelle una positiva e una negativa che ruotavano una intorno all’altra formando una coppia neutra. Nel 1904 Nagaoka formulò l’ipotesi che gli elettroni ruotassero attorno a una particella centrale carica di elettricità positiva. Ma come era possibile sondare l’interno dell’atomo?

Nel 1896 Henri Becquerel notò che una lastra fotografica si anneriva se posta nelle vicinanze di un minerale contenente composti dell’uranio. Questi composti dovevano emettere perciò radiazioni capaci di rilasciare energia all’interno delle lastre impressionandole. Nel 1899 Pierre Curie e sua moglie Marie Curie riuscirono a estrarre dal misterioso minerale la sostanza radioattiva responsabile dello strano fenomeno, che fu battezzata radio. Un anno dopo Ernest Rutherford classificò le radiazioni emesse dalle sostanze radioattive in tre gruppi: radiazioni alfa, beta e gamma. Rutherford osservò inoltre che gli atomi che emettono radiazioni si trasformano in atomi diversi, cioè dotati di proprietà chimiche diverse da quelle caratteristiche degli atomi di partenza. Molti esperimenti furono svolti negli anni successivi allo scopo di individuare la composizione dei tre tipi di radiazione. I loro risultati hanno portato a concludere che la radiazione alfa è costituita da nuclei di elio (due protoni e due neutroni), la radiazione beta da elettroni (o dalle loro antiparticelle, i positroni) mentre la radiazione gamma è una radiazione elettromagnetica (e quindi composta da fotoni) particolarmente energetica.

Nel 1911 Rutherford concepì il modello di atomo che porta il suo nome: un “nucleo” contenente la maggior parte della massa dell’atomo, carico di elettricità positiva e avente un raggio più piccolo di quello atomico; attorno al nucleo un certo numero di elettroni su orbite circolari.

Due anni dopo Niels Bohr presentò la sua teoria sulla struttura dell’atomo. Essa completava il modello di Rutherford e, soprattutto, spiegava i processi di emissione e di assorbimento di fotoni da parte degli atomi di idrogeno.

La struttura del nucleo divenne più chiara quando, nel 1932, James Chadwick scoprì il neutrone, una particella avente circa la stessa massa del protone ma con carica elettrica nulla. Si arrivò così all’ipotesi di Heisenberg (1901-1976) che i nuclei atomici consistessero di protoni e di neutroni. Furono invece escluse altre spiegazioni alternative, come quella secondo la quale i nuclei erano composti da protoni e elettroni.

 

LE PARTICELLE CON CARICA POSITIVA

Nel 1920 Rutherford suggerì che, all’interno del nucleo, un protone potesse fondersi con un elettrone in modo da formare un’unica particella neutra che egli chiamò neutrone. Questa idea forniva una soluzione al problema rappresentato dalla presenza di elettroni nel nucleo. Tuttavia fu subito chiaro che il neutrone non poteva essere considerato il prodotto dell’aggregazione di un protone e di un elettrone. In seguito alla scoperta dei neutroni, Heisenberg (nel 1932) ipotizzò che il nucleo fosse costituito da Z protoni e da N neutroni. Un'ipotesi, quella di Heisenberg, confermata da numerosi esperimenti. Anche se rimangono tuttora da sviluppare alcuni aspetti della teoria, le tecniche sperimentali sono così raffinate da aver fornito una grande quantità di informazioni sulla struttura dei nuclei.

 

I NUMERI ATOMICI

Elettroni e protoni sono dotati di carica elettrica; questa ha lo stesso valore per i due tipi di particelle ma è di segno opposto (negativa nei primi e positiva nei secondi). Il nucleo, in virtù della presenza dei protoni, risulta carico positivamente e per questo motivo attrae gli elettroni carichi di elettricità negativa. Poiché elettroni e protoni sono dotati della stessa quantità di carica, anche se di segno opposto, e poiché l’atomo nel suo complesso è elettricamente neutro, in ogni atomo ci deve essere un numero uguale di elettroni e protoni. La neutralità della carica elettrica dell’atomo rappresenta la situazione di normalità; tuttavia, particolari condizioni fisiche (per esempio quelle che si verificano all'interno delle stelle) possono alterare l’equilibrio. In tal caso, in un atomo il numero di elettroni differisce dal numero Z di protoni; l’atomo quindi non è più elettricamente neutro e prende il nome di ione.

I neutroni, come suggerisce il loro nome, hanno carica nulla e perciò non influiscono sul comportamento “elettrico” dell’atomo. Contribuiscono invece, e in modo rilevante, al suo peso. Infatti un neutrone, così come un protone, pesa quasi quanto duemila elettroni. Questo significa che tutto il peso dell’atomo è praticamente concentrato nel nucleo mentre il contributo degli elettroni risulta trascurabile.

La quantità di protoni presente nel nucleo di un atomo è indicata da un numero atomico. Negli atomi elettricamente neutri, questo numero rappresenta anche il numero di elettroni. Il numero atomico è fondamentale per la classificazione dei diversi elementi chimici: al suo crescere si passa da atomi semplici come l'idrogeno e l'elio (il cui numero atomico vale rispettivamente 1 e 2) ad atomi complessi e rari come il laurenzio (di numero atomico 103).

Per conoscere il peso di un atomo, oltre al numero di protoni, bisogna conoscere il numero di neutroni. La somma del numero di neutroni e del numero di protoni si chiama numero di massa; il quale indica quante particelle ci sono nel nucleo e quanto pesa l'atomo ( gli elettroni sono particelle di peso trascurabile rispetto agli altri costituenti dell'atomo).

 

LINEE SPETTRALI

Nel 1913 il fisico danese Niels Bohr (1885-1962) concepì un modello capace di conciliare il concetto di nucleo con la stabilità degli atomi. Era però un modello che sfidava il senso comune e le leggi dell’elettrodinamica.

Secondo il modello di Bohr, non tutte le orbite circolari sono permesse. Gli elettroni possono muoversi solo su quelle che hanno una distanza dal nucleo ben definita. Quando si muove lungo una di queste orbite, l’elettrone non emette onde elettromagnetiche e non perde quindi energia. A ogni orbita è associato un valore per l’energia dell’elettrone. Più grande è il raggio dell’orbita, maggiore è l’energia della particella che la percorre. Il passaggio da un’orbita a una di raggio maggiore può avvenire se l’elettrone assorbe una quantità discreta di energia (un quanto), pari alla differenza tra le energie delle due orbite. La quantità discreta di energia assorbita dall'elettrone si presenta sotto forma di fotone, la particella che “trasporta” la radiazione elettromagnetica. Viceversa, si ha l’emissione di un fotone se l’elettrone si trasferisce da un’orbita più esterna a una più interna.

Questo meccanismo proposto da Bohr era in grado di spiegare le caratteristiche principali delle righe spettrali (serie spettrali) dell'atomo di idrogeno e questo fatto contribuì al successo del modello. Si presentano allora fenomeni fisici interpretabili solo dalla teoria della relatività ristretta elaborata da Albert Einstein (1879-1955)

 

GLI ISOTOPI

L’ENERGIA NUCLEARE

Ma le scoperte riguardanti il mondo microscopico non finivano qui. Pochi mesi dopo la scoperta di Röntgen, Henri Becquerel (1852-1908) osservò le radiazioni emesse da composti dell'uranio. Marie Curie (1867-1934) e suo marito Pierre Curie (1859-1906) individuarono poco dopo altri elementi che emettevano forme di radiazione simili, il polonio e il radio (da cui il nome "radioattività").

 

VARIETA’ NUCLEARI

Nel susseguirsi del Novecento gli studiosi riuscirono a scoprire che purificando alcuni elementi che sembravano radioattivi si arrivava invece ad un elemento non radioattivo (disintegrazione radioattiva).  Per esempio purificando elementi come l’uranio o il torio alla fine si ottenevano metalli non radioattivi che dopo qualche tempo riacquistavano la loro radioattività. Inseguito si scoprirono gli elementi intermedi delle disintegrazioni (come il polonio e il radio) e si poté costatare che dopo molti cambiamenti sia l’uranio sia il torio diventavano piombo non radioattivo.

Un chimico che aveva partecipato a queste scoperte, Soddy, nel 1902 pensò che nella tavola periodica dovevano apparire questi elementi: possedevano proprietà radioattive diverse, ma lo stesso numero atomico e le stesse proprietà chimiche. Li chiamò isotopi.

 

TEMPO DI DIMEZZAMENTO

Continuando gli studi si notò che alcuni elementi con il passare del tempo perdono le loro proprietà chimiche. Ad esempio il radio ha una semitrasformazione ogni 1620. Passa al radon che si muta in polonio; l’ultimo stadio è il piombo che non si muta ulteriormente .Questo fenomeno venne chiamato tempo di dimezzamento ed oggi ha trovato molte applicazioni soprattutto nel campo della datazione dei fossili.

 

I NEUTRONI

PROTONI ED ELETTRONI

Il fatto che alcuni nuclei atomici radioattivi emettano raggi alfa e beta, entrambi di natura corpuscolare, suggerisce l’idea che essi siano costituiti da particelle. Nel 1816 Prout aveva notato che tutti gli atomi allora conosciuti avevano un peso approssimativamente uguale a un numero intero di volte il peso atomico dell’idrogeno. Questo fatto suggerì l'ipotesi che tutti i nuclei fossero aggregati di nuclei di idrogeno. Ipotesi che venne scartata quando ci si accorse che esistevano pesi atomici frazionari, come quello del cloro (35,48) e del boro (10,81).

In realtà la maggior parte degli elementi chimici esistenti in natura è costituita da miscele di isotopi. Si spiegò così la presenza di pesi atomici frazionari.

Intorno al 1920 fu possibile accertare che non esisteva alcun componente nucleare di carica positiva che fosse più leggero del nucleo dell’idrogeno. Si arrivò allora alla conclusione che il costituente fondamentale dei nuclei atomici fosse il nucleo dell’idrogeno, che fu detto protone.

Per giustificare la neutralità elettrica degli atomi si suppose che in un atomo dotato di un certo numero di protoni dovessero esserci anche lo stesso numero di elettroni.

Il fallimento della ipotesi protone-elettrone fu dovuto alla scoperta di una proprietà del nucleo fino ad allora sconosciuta, lo spin. Lo spin è una caratteristica intrinseca delle particelle. La rotazione (spin) della carica elettrica genera un momento magnetico. Anche il nucleo, come l'elettrone, è dotato di spin. Ma il nucleo non è una particella elementare; è un aggregato di particelle e quindi il suo spin risulta essere la somma degli spin e dei momenti angolari orbitali dei suoi costituenti. Ebbene se davvero i nuclei fossero fatti di protoni e di elettroni i loro spin dovrebbero essere ben diversi da quelli che si misurano. Contro l'esistenza di elettroni nel nucleo intervengono anche considerazioni di meccanica quantistica relativistica che si ispirano al principio di indeterminazione di Heisenberg. Si può dimostrare infatti, in base a tale principio, che è impossibile costringere un elettrone a rimanere in una regione di spazio grande quanto il nucleo di un atomo.

 

LE REAZIONI NUCLEARI

Nel 1919 Rutherford inventò il contatore a scintillazione: quando le particelle urtano contro uno schermo, o penetrano in un serbatoio di liquido, emettono lampi di luce che possono venire captate e contate. Grazie a questo strumento ipotizzò che una particella alfa andando a collidere con un nucleo d’azoto riusciva a strappare un protone dal nucleo e causava la scintilla. Perciò Rutherford fu il primo a effettuare in laboratorio una reazione nucleare: era riuscito a produrre la trasformazione di un elemento in un altro (azoto in ossigeno).

 

GLI ISOTOPI ARTIFICIALI

Rutherford aveva dimostrato che i nuclei stabili possono essere spezzati.

Nel 1934 i fisici francesi Frédéric e Irène Joliot-Curie notarono che l’alluminio , quando è bombardato da particelle alfa, si trasforma in un nuovo isotopo del fosforo. Questo isotopo non si trova in natura ed è radioattivo. Tale scoperta dimostrò per la prima volta che è possibile trasformare un elemento stabile in un isotopo radioattivo, bombardandolo con particelle nucleari.

Questa tremenda applicazione tecnologica sarebbe stata il culmine della ricerca in fisica nucleare, iniziata nei primi anni Trenta. In questo campo si manifestarono appieno le geniali capacità di Enrico Fermi e del gruppo di giovani fisici che venne riunito presso l’università di Roma.

Nel 1932 James Chadwick risolve sperimentalmente la questione della struttura del nucleo atomico accertando l’esistenza di particelle neutre di massa all’incirca uguale a quella dei protoni, i neutroni.  Da allora, Fermi e i suoi collaboratori Emilio Segrè, Franco Rasetti, Edoardo Amaldi, coadiuvati dal teorico Ettore Majorana, cominciano a lavorare sulla radioattività, vista come manifestazione di fenomeni nucleari. La loro scoperta fondamentale avviene nel 1934, quando essi riescono a rendere radioattive determinate sostanze, bombardandole con neutroni di bassa energia.

Il nucleo poteva essere reso instabile e addirittura modificato dall’uomo. Quest’ultimo aspetto sembrava realizzare il sogno degli antichi alchimisti: e infatti molti fisici, compresi gli italiani, si dedicarono alla produzione di elementi chimici “artificiali”.

Ma era l’instabilità l’aspetto più importante della ricerca. In effetti, nel 1938, Otto Hahn e Fritz Strassmann osservarono che un nucleo di uranio bombardato da neutroni si scinde in due nuclei di elementi più leggeri. Era stata scoperta la fissione nucleare. Peraltro, il processo comportava la liberazione di un’enorme quantità di energia. L'importanza, anche militare, della scoperta fu notata quasi subito, in particolare da Einstein. Fu così che, quando gli Stati Uniti entrarono in guerra, partì il progetto Manhattan che avrebbe portato alla scoperta dei metodi di utilizzazione dell’energia nucleare. In particolare, fu lo stesso Fermi, nel frattempo emigrato in America per motivi politici, a realizzare nel 1942 la prima pila atomica.

 

LE DISINTEGRAZIONI

LA FISSIONE NUCLEARE

L’energia liberata durante la fissione è dovuta alla trasformazione di parte della massa del nucleo iniziale; infatti i prodotti della reazione hanno una massa complessiva leggermente inferiore a quella del nucleo che è stato scisso. La parte mancante è liberata sotto forma di energia, secondo la relazione di Einstein E = mc2.(difetto di massa).

I nuclei vivono in una situazione di equilibrio dovuta alla contrapposizione tra le forze elettrostatiche repulsive che si esercitano tra i protoni e quelle (molto intense ma di breve raggio di azione) forze nucleari forti attrattive che si esercitano tra tutti i nucleoni. Se l’equilibrio è precario, come accade in alcuni nuclei pesanti, è sufficiente fornire dall’esterno un’opportuna quantità di energia per alterarlo e generare la rottura del nucleo in due o tre parti.

I nuclei caratterizzati da grandi valori del numero di massa sono costituiti da un numero di neutroni che supera di molto il numero di protoni. Quando avviene la loro fissione si originano nuclei più leggeri, nei quali sono ripartiti i protoni e i neutroni dei nuclei iniziali. I nuovi nuclei però, avendo un numero assai più basso, hanno bisogno di meno neutroni per essere stabili: contengono insomma una quantità di neutroni troppo elevata. Per questo motivo i prodotti delle fissioni risultano instabili. Tuttavia raggiungono la stabilità grazie a una serie di decadimenti beta che trasformano i neutroni in eccesso in protoni. La radioattività che si registra durante i processi di fissione deriva principalmente dalla trasformazione di neutroni in protoni e viceversa.

Può succedere che all'atto della scissione venga emesso qualcuno (2 o 3) dei neutroni in eccesso; è questo il fenomeno su cui si basano le reazioni a catena: si fa in modo che la fissione di un nucleo produca neutroni liberi, i quali a loro volta, urtando altri nuclei simili al primo, innescano ulteriori processi di fissione. Ogni fissione libera una quantità relativamente piccola di energia, ma una volta innescata la reazione a catena si sommano i contributi di miliardi di processi contemporanei.

 

FUSIONE

La fusione nucleare è un altro dei processi di trasformazione dei nuclei. E’’, tra l’altro, il processo che tiene in vita le stelle e quindi, indirettamente, tutti gli esseri viventi che beneficiano dell’energia irradiata dal Sole.

Due nuclei atomici si fondono se urtano uno contro l’altro avendo velocità sufficiente a vincere la repulsione elettrostatica che si esercita tra i protoni di cui sono composti. Per questo motivo è più probabile che la fusione avvenga tra nuclei leggeri, i cui pochi protoni si respingono con un’intensità relativamente bassa. Il risultato del processo è un nuovo nucleo, in genere più leggero della somma dei due nuclei di partenza. La massa mancante, anche in questo caso, si trasforma in energia e viene rilasciata sotto forma di raggi gamma e neutrini.

Spesso si parla di fusione termonucleare in quanto per poter innescare reazioni di questo tipo occorrono temperature elevatissime, spesso esistenti solo all'interno delle stelle.

Si deve considerare però che il combustibile usato (l'idrogeno) è uno degli elementi più abbondanti in natura. Inoltre, aspetto non secondario ai fini dello sfruttamento per la produzione di energia da parte dell'uomo, la fusione nucleare, al contrario della fissione, non dà luogo a scorie radioattive.

Per questi motivi la fusione nucleare è vista come la possibile e definitiva soluzione al problema dell'approvvigionamento energetico. Tuttavia le condizioni per ottenere la fusione sono assai più complesse da raggiungere rispetto a quelle caratteristiche della fissione. I nuclei candidati alla fusione devono muoversi con velocità tali da vincere le reciproche repulsioni elettrostatiche. Imprimere velocità elevate ai nuclei significa portare la materia in cui sono contenuti a temperature elevatissime.

 

L’ANTIMATERIA

LE ANTIPARTICELLE

La meccanica quantistica aveva teoricamente previsto, per ogni particella elementare, l’esistenza di un’antiparticella; sperimentalmente nel 1932 è stato scoperto l’antielettrone ( elettrone positivo o positrone) e soltanto nel 1956 l’antiprotone( cioè il protone con carica negativa). In pratica l’antiparticella consiste in una particella elementare avente massa uguale , ma altre caratteristiche proprie (per esempio la carica) opposte a quelle di particelle più comuni.

Nel nostro mondo fisico le particelle sono di gran lunga più numerose delle antiparticelle, e ci comporta che la vita media di queste ultime sia brevissima; infatti quando particella e antiparticella si incontrano, avviene il fenomeno dell’annichilazione, cioè entrambe scompaiono e l’energia corrispondente alla loro massa si manifesta sotto altra forma (per esempio con formazione di due fotoni nel caso dell’incontro elettrone-positrone).

 

I RAGGI COSMICI

La radiazione cosmica venne scoperta al livello del mare con un elettroscopio da V. Hess e studiata poi sia in quota, sia sott’acqua e in miniera.

I raggi cosmici fasci di particelle elementari di energia elevatissima, composti per il 2% di elettroni e positroni e per il 98% di nucleoni. Nonostante la densità dei raggi cosmici sia trascurabile rispetto a quella del gas interstellare, l’irraggiamento cosmico gioca un ruolo essenziale nel bilancio energetico della Galassia. Le grandi quantità di energia trasportate dai raggi cosmici sono paragonabili infatti a quelle irradiate dalle stelle.

Ma le sorprese non erano finite. Proprio analizzando il comportamento statistico degli elettroni, Dirac era giunto alla conclusione che non vi era nulla nella teoria che impedisse a tali particelle di occupare stati di energia negativa. Bisognava anzi pensare che tali stati, essendo di energia più bassa di quelli di energia positiva, fossero tutti già normalmente occupati. In realtà, secondo Dirac, noi rileviamo sperimentalmente solo gli elettroni che ricevono energia sufficiente a passare da uno stato di energia negativa a uno stato di energia positiva. Nel 1932 Carl David Anderson (1905-1991) rivelò una particella che aveva la stessa massa dell’elettrone, ma carica opposta. Era stato scoperto il positrone.

 

GLI ACCELERATORI DI PARTICELLE

Gli acceleratori di particelle sono uno strumento indispensabile per le ricerche sperimentali sulle reazioni nucleari, sulla struttura dei nuclei e per lo studio delle particelle elementari. Il primo acceleratore fu ideato nel 1929 da Cockcroft e Walton. In seguito ne furono creati di altri tipi come il ciclotrone, sempre più grandi e potenti. Grazie a questi nel 1955 Segrè riuscì ad individuare gli antiprotoni.

In un acceleratore le particelle accelerate producono energia, e sono dette proiettili; mentre gli atomi o i nuclei su cui si fanno convergere costituiscono il bersaglio. Le particelle cariche in uscita dall’acceleratore colpendo il bersaglio possono produrre particelle neutre, in particolare raggi gamma e neutroni; il bersaglio diventa in tal modo a sua volta, una sorgente di raggi gamma o di neutroni.

 

I BARIONI

Le particelle elementari possono essere raggruppati in tre classi: bosoni privi di massa che sono i quanti dei due campi ( gravitazionale ed elettromagnetico); leptoni cioè fermioni che hanno interazioni con i due campi e interazioni deboli, e che comprendono gli elettroni e i neutrini; adroni suddivisi in barioni, che comprendono protoni, neutroni e gli iperoni.

 

I NEUTRINI

AL SALVATAGGIO DELLE LEGGI DI CONSERVAZIONE

Nel 1920 la legge della conservazione dell’energia non sembrava più vera: non la soddisfava l’emissione di particelle beta. Nel 1930 Pauli salvò la situazione: scoprì il neutrone, una particella elettricamente neutra e pesante, capace di strappare i protoni dai nuclei. Anche Fermi studiò questa particella e la nominò neutrino.

Il decadimento beta è uno dei fenomeni più importanti nella fisica nucleare: corrisponde alla trasformazione di un neutrone in un protone oppure, e in tal caso si parla di decadimento beta inverso, alla trasformazione di un protone in un neutrone. Quando un neutrone si trasforma in un protone, il decadimento è accompagnato dalla emissione di un elettrone e di un antineutrino (l'antiparticella del neutrino); la presenza dell'elettrone garantisce che la carica elettrica del sistema rimanga inalterata prima e dopo il processo. Quando invece si ha la trasformazione di un protone in un neutrone, vengono emessi un neutrino e un positrone (un elettrone di carica positiva).

 

LEPTONI

i leptoni hanno una massa relativamente piccola. I leptoni si presentano come oggetti indivisibili, privi di struttura interna. Sono cioè particelle elementari. Hanno tutti spin 1/2 e rientrano perciò nella categoria dei fermioni. Inoltre possono avere carica elettrica o esserne privi. Il primo leptone a essere stato scoperto è l'elettrone.

Un secondo leptone è il neutrino. Il nome comunica immediatamente due sue caratteristiche importanti, la leggerezza e l'assenza di carica elettrica. I neutrini non sono soggetti all'interazione forte e all'interazione elettromagnetica, le interazioni che tengono insieme rispettivamente i nuclei e gli atomi. Ecco perché un neutrino può attraversare indisturbato spessi strati di materia. La massa del neutrino ha certamente un valore molto piccolo, se confrontato con quello delle altre particelle elementari. Un valore che non dovrebbe discostarsi di molto dallo zero.

I neutrini non sono tutti dello stesso tipo. Esistono il neutrino elettronico, il neutrino muonico e il neutrino tauonico. Pur essendo molto simili si presentano in situazioni diverse perché corrispondono ai tre diversi leptoni carichi. Così il neutrino elettronico compare quando, per esempio nel corso di un decadimento beta, viene generato un elettrone; analogamente gli altri tipi di neutrini accompagnano la creazione di muoni.

Un altro leptone è il mesone o muone. Assomiglia molto all’elettrone: ha la stessa carica elettrica, lo stesso spin ed è soggetto alle stesse interazioni. Ha però una massa maggiore ed è una particella instabile: la sua esistenza, quando è in quiete, dura solo due milionesimi di secondo. Trascorso questo intervallo di tempo si trasforma in un elettrone e in una coppia di neutrini.

 

LE PARTICELLE INSTABILI

Alcune particelle sono stabili e altre instabili. Le particelle stabili sono i protoni, i neutroni, gli elettroni, i neutrini, i fotoni. Le particelle instabili devono essere studiate entro breve tempo dalla loro produzione, realizzata per l’urto di una particella a energia elevata contro un’altra particella. In natura esistono particelle di elevata energia nei raggi cosmici, ma il loro flusso è basso e quindi la maggior parte delle ricerche viene svolta sulle particelle elementari prodotte negli acceleratori di particelle.

 

INTERAZIONI

L’INTERAZIONE FORTE

Le interazioni forti sono responsabili dell'esistenza dei nuclei atomici e pertanto, in ultima istanza, della materia di cui siamo costituiti.

Dalle fondamentali esperienze di Ernest Rutherford (1871-1937) sulla diffusione di particelle alfa, risultò l'evidenza empirica che all'interno dell'atomo si trova un nocciolo duro che prende il nome di nucleo. Lo stesso Rutherford presentò l'evidenza sperimentale che i nuclei atomici sono dotati di struttura interna.

A parte il nucleo dell'atomo di idrogeno, che contiene un solo protone, all'interno di tutti gli altri nuclei coesistono più protoni. Questo significa che essi devono essere tenuti insieme da forze attrattive di intensità più elevata della repulsione elettrostatica e di natura differente: le interazioni forti.

Per poter trasformare un elemento chimico in un altro dobbiamo cambiare la sua struttura nucleare, operazione che richiede, a causa della grande intensità delle interazioni forti, molta più energia di quanta sia necessaria per provocare una reazione chimica.

La meccanica quantistica associa a ogni campo di forze una particella. Questo fatto portò il fisico giapponese Hideki Yukawa (1907-1981) a ipotizzare l'esistenza di un quanto relativo alla propagazione delle forze nucleari. La massa di questa particella può venire dedotta dal raggio di azione delle forze nucleari e risulta essere intermedia tra quella del protone e quella dell'elettrone. Le fu pertanto assegnato il nome di mesone. Sono state scoperte numerose altre particelle che interagiscono con intensità e raggio d'azione paragonabili a quelle dell'interazione nucleare. A queste particelle è stato dato il nome generico di adroni.

 

INTERAZIONI DEBOLI

Come le interazioni forti, anche le interazioni deboli furono scoperte nello studio del nucleo atomico. Il loro nome deriva dal fatto che si tratta di interazioni di intensità molto bassa e quindi causano processi che si svolgono lentamente, sulla scala dei tempi caratteristici della microfisica. Esse furono osservate dapprima nei fenomeni radioattivi, in cui il numero atomico di un elemento può mutare spontaneamente, trasformando così un atomo di un elemento chimico in uno diverso.

Tale processo fu descritto da Enrico Fermi (1901-1954) tramite una famosa teoria che porta il suo nome (antineutrino elettronico). Tale particella partecipa essenzialmente solo alle interazioni) ed è dunque molto difficile da rilevare sperimentalmente. Infatti, data la sua debolissima interazione, essa attraversa facilmente grandi quantità di materia senza lasciare alcuna traccia. Per poter osservare i neutrini (o gli antineutrini) è necessario produrne una grande quantità, ciò che è possibile nei moderni acceleratori di particelle, facendoli poi passare attraverso grandi quantità di materia.

Facendo riferimento alla intensità relativa delle interazioni si nota la grande disparità tra deboli ed elettromagnetiche. Nel 1968, Sheldon Glashow (1933), Abdus Salam (1926) e Steven Weinberg (1933) proposero un modello che unificava questi tipi di interazioni, prevedendo, fra l'altro, l'esistenza di nuove particelle, molto pesanti, quali mediatori (campi) delle interazioni deboli. Le previsioni di questo modello unificato delle interazioni elettrodeboli sono state confermate sperimentalmente a grandi livelli di precisione, tanto che oggi il modello proposto da Weinberg e Salam ha assunto la denominazione di Modello Standard. Le nuove particelle, previste e osservate sperimentalmente sono denominate "bosoni intermedi".

 

I QUARK

Se si ordinano gli adroni noti in base alla loro massa, alla carica elettrica e allo spin, emergono simmetrie che lasciano intravedere l'esistenza di relazioni tra le varie particelle. Finché non è stata proposta una teoria secondo la quale ogni adrone è costituito da due oppure tre particelle più piccole: i quark.

Per giustificare l'esistenza di tanti adroni diversi furono introdotti tre tipi di quark: i quark su (u dall'inglese up), giù (d da down), strani (s da strange).

La struttura a quark degli adroni fa luce su molti fenomeni della fisica subnucleare. Per esempio è possibile descrivere il decadimento beta di un neutrone in termini di trasformazioni di quark. Ricordiamo che gli adroni, e dunque i quark che li compongono, si distinguono per essere soggetti all'interazione forte. Tuttavia sono sensibili anche all'interazione debole, quella responsabile del decadimento beta. In questo processo un neutrone si trasforma in un protone emettendo un elettrone e un antineutrino.

 

L’UNIVERSO

L'universo è oggetto di studio della cosmologia. La moderna cosmologia fa uso di telescopi sempre più sofisticati, di satelliti e antenne radio, che permettono di ricostruire la storia e la geografia dell’universo. Secondo le stime degli astronomi nell'universo ci sono almeno 100 miliardi di galassie, contenenti ciascuna centinaia di miliardi di stelle. Le galassie non sono distribuite a caso, ma raggruppate in ammassi e superammassi di galassie separati da enormi spazi vuoti. Le galassie lontane si stanno allontanando da noi: questo significa che l'universo si sta espandendo. Se si potesse tornare indietro nel tempo, le galassie si riavvicinerebbero, fino a sovrapporsi. L’universo, dunque, ha avuto un principio in cui tutta la materia era compressa.

Secondo gli scienziati questo momento risale ad almeno 15 miliardi di anni fa: tutto sarebbe iniziato con una grande esplosione, detta Big Bang. A quel tempo l’universo doveva essere una specie di “palla di fuoco” estremamente calda e densa, e quindi assomigliare all’interno di una stella. Da questa condizione iniziale l'universo ha iniziato a espandersi e a raffreddarsi. Solo un milione di anni dopo il Big Bang si sono formati i primi atomi e la materia che noi conosciamo ha cominciato ad aggregarsi sotto l'azione della gravità. Circa un miliardo di anni dopo sono nate le galassie, poi le stelle, i pianeti e il mondo che conosciamo.

Quanto è grande l’universo? Di quale materia è costituito? Quale sarà la sua fine?

A queste e ad altre domande tentano di rispondere gli scienziati che si occupano di cosmologia e che ancora oggi non sanno darci delle certezze.

 

Il Sistema Solare e' un insieme di corpi celesti in rotazione attorno al Sole. Ne fanno parte, oltre al Sole stesso, nove pianeti, 61 satelliti, alcune migliaia d’asteroidi, ed un numero imprecisato di comete. Partendo dal Sole, troviamo per primi i pianeti interni, Mercurio e Venere, poi la Terra e infine i pianeti esterni: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone. Tra l'orbita di Marte e quella di Giove c'è la fascia degli asteroidi.

Dal punto di vista dinamico, il Sistema Solare e' un insieme molto complesso e particolare. Tutti i pianeti ruotano nello stesso verso, cioè' in senso antiorario rispetto ad un ipotetico osservatore posto sul polo nord del Sole.

L'estensione totale del Sistema Solare e' di circa sei miliardi di Km, pari a 39,3 U.A.. I corpi del Sistema Solare occupano in realtà' un volume molto piccolo rispetto alle dimensioni complessive dello stesso. Il Sistema Solare è quindi praticamente "vuoto": se il Sole fosse una sfera del diametro di un metro, la Terra avrebbe le dimensioni di un pisello e sarebbe posta a 108 metri di distanza da esso, Giove avrebbe le dimensioni di un'arancia, posta a 550 metri, ed infine Plutone disterebbe 4 km e misurerebbe meno di un millimetro di diametro.

 

CLASSIFICAZIONE DEI PIANETI DEL SISTEMA SOLARE

Le caratteristiche che distinguono i vari pianeti sono quelle fisiche e quelle relative al loro moto di rivoluzione attorno al Sole e di rotazione attorno al proprio asse. Le caratteristiche fisiche sono: dimensioni, massa, densità' media; intensità' di un eventuale campo magnetico; composizione chimica; presenza e composizione dell'atmosfera. Quelle relative al moto sono: le dimensioni dell'orbita, l’eccentricità, l'inclinazione del piano orbitale e dell'asse di rotazione rispetto al piano dell'eclittica, il periodo orbitale e il periodo di rotazione. Infine, i vari pianeti si distinguono per l'eventuale presenza ed il numero di satelliti.

Sotto entrambi gli aspetti, i pianeti del nostro Sole sembrano formare due sistemi distinti: una sorta di sistema solare interno, composto dai PIANETI TELLURICI o ROCCIOSI (Mercurio, Venere, la Terra e Marte) e uno esterno, che comprende i PIANETI GIGANTI (Giove, Saturno, Urano e Nettuno). Plutone sembra per molti versi un pianeta anomalo, che non fa parte di nessuno dei due sottosistemi.


Pianeti rocciosi

I Pianeti rocciosi o tellurici   hanno dimensioni relativamente modeste (meno di 15.000 Km di diametro) e densità' abbastanza alte (da 3 a 5, dove 1 e' la densità' dell'acqua).
Essi sono composti di un nucleo ferroso circondato da un mantello basaltico.
Rispetto ai pianeti giganti, il loro moto di rivoluzione e' più' veloce e la loro rotazione e' più' lenta.
I pianeti rocciosi sono piuttosto diversi tra loro per quanto riguarda l'atmosfera (quando presente), la superficie del suolo, il campo magnetico e i parametri orbitali, in contrasto con la relativa uniformità' dei pianeti giganti.

Pianeti giganti

I pianeti giganti devono il loro nome alle notevoli dimensioni (hanno diametri maggiori di 50.000 Km). Essi hanno densità' prossime ad 1 e si dividono a loro volta in pianeti gassosi (Giove e Saturno) e pianeti di ghiaccio (Urano e Nettuno).
I pianeti gassosi sono composti da un nucleo roccioso circondato da un mantello liquido, a sua volta ricoperto da uno spesso strato di gas.
I pianeti di ghiaccio sono composti invece da un nucleo di roccia, ricoperto da uno strato do ghiaccio, il tutto circondato da un'atmosfera. I periodi di rivoluzione dei pianeti giganti sono molto più' lunghi rispetto a quelli dei pianeti tellurici, e vano da circa 12 anni (Giove) a quasi 165 (Nettuno).Viceversa essi ruotano più' rapidamente dei pianeti rocciosi: ne deriva una notevole forza centrifuga all'equatore, e quindi una forma più schiacciata. Giove, Saturno e Urano possiedono inoltre un insieme d’anelli composti da polvere e frammenti di roccia e ghiaccio di varie dimensioni. Infine, tutti i pianeti giganti possiedono un gran numero di satelliti, mentre quelli rocciosi ne hanno al massimo due. Giove e Saturno nella loro atmosfera il rapporto idrogeno-elio è molto simile a quello solare; questo fa pensare che i due pianeti siano in realtà' due "stelle mancate": se fossero più massicci, la pressione e la temperatura del gas al loro interno sarebbero sufficienti ad innescare le reazioni termonucleari e a farli diventare stelle.

Plutone

Plutone e' il meno conosciuto di tutti i pianeti. Esso sembra un caso a parte rispetto agli altri, sia per la sua orbita anomala, sia per tipo e dimensioni. Esso infatti, pur essendo situato nella regione dei pianeti giganti, e' molto piccolo e di tipo roccioso. Si pensa che Plutone possa essere un ex satellite di Nettuno, sfuggito alla sua attrazione gravitazionale per sistemarsi su un'orbita indipendente attorno al Sole.

 

 

CORPI MINORI

 

Oltre ai pianeti ci sono una miriade di corpi minori nel Sistema Solare, essenzialmente suddivisi in tre classi.

• Gli asteroidi sono piccoli oggetti rocciosi delle dimensioni comprese tra pochi cm e 1.000 Km. Essi orbitano a migliaia in una fascia compresa tra le orbite di Marte e di Giove.
• Le comete sono corpi celesti che ruotano a grande distanza dal Sole, lungo orbite molto eccentriche. Esse sono sostanzialmente costituite da un aggregato di roccia e ghiaccio di dimensioni minori di 10 Km. Il loro aspetto caratteristico e' dovuto al fatto che, quando passano vicino al Sole, la superficie del loro nucleo di ghiaccio vaporizza a causa dell'elevata temperatura. Il gas che si produce forma cosi' un alone diffuso, quasi sferico, detto chioma. La radiazione del Sole e il vento solare esercitano su questo gas una pressione. Essa deforma la chioma spingendo il gas in direzione opposta al Sole e dando origine alla caratteristica coda, una striscia di gas lunga decine o anche centinaia di milioni di chilometri.

 

• Le meteoriti sono i resti di corpi solidi, metallici o pietrosi, penetrati nell'atmosfera terrestre ad alte velocità. L'attrito con l'atmosfera fa si' che essi si riscaldino e si disgreghino: i più piccoli vengono ridotti in polvere, mentre i più grandi non vengono distrutti completamente e possono raggiungere il suolo.

 

 

 

 

 

Galileo Galilei nasce a Pisa il 15 febbraio del 1564, dal fiorentino Vincenzo Galilei e da Giulia degli  Nel 1574 la famiglia lascia Pisa e si trasferisce a Firenze. Nel 1581, Galileo si immatricola all'Università di Pisa per studiare medicina, seguendo il desiderio del padre. Durante gli studi, si appassiona alla fisica e nel 1583 formula la teoria dell'isocronismo del pendolo, intuito osservando le oscillazioni di una lampada nella Cattedrale di Pisa.

Nel 1585 ritorna a Firenze senza aver completato gli studi, e comincia a dedicarsi alla fisica e alla matematica, dando anche lezioni private. Nel 1586 inventa la bilancia idrostatica. Nel 1588 ottiene una cattedra di matematica all'Università di Pisa, che mantiene fino al 1592.E' in questo periodo che si interessa al movimento dei corpi in caduta e scrive "De Motu". Nel 1591, il padre Vincenzo muore lasciandolo alla guida della famiglia. Nel 1592, Galileo ottiene una cattedra di matematica (geometria e astronomia) all'Università di Padova, dove rimarrà fino al 1610. E' in questo periodo che comincia ad orientarsi verso la teoria copernicana del moto planetario. 
Nel 1602 conduce alcuni esperimenti sul pendolo, durante uno studio sul moto accelerato. Nel 1606 inventa il termoscopio, un termometro primitivo.
Negli anni successivi si dedica a studi di idrostatica e sulla resistenza dei materiali, costruisce la sua bilancia idrostatica e scopre il moto parabolico dei proiettili.
Nel 1604, Galileo osserva una supernova comparsa in cielo durante l'autunno.
Nel 1609, mentre Keplero pubblica la sua "Nuova astronomia", che contiene le prime due leggi del moto planetario, Galileo comincia ad interessarsi ad un nuovo strumento, costruito in Olanda: il telescopio. Fino a quel momento le osservazioni astronomiche erano state compiute ad occhio nudo.
Dopo avergli apportato dei miglioramenti, ne presenta al Senato di Venezia un esemplare, al quale da' il nome di "perspicillum".
A Padova, con il nuovo strumento, Galileo compie una serie di osservazioni della Luna nel dicembre 1609, e il 7 gennaio 1610 osserva delle "piccole stelle" luminose vicine a Giove. Nel marzo 1610, rivela nel "Sidereus Nuncius" che si tratta di 4 satelliti di Giove, che poi battezza Astri Medicei in onore di Cosimo II de' Medici, Gran Duca di Toscana. Soltanto in seguito, su suggerimento di Keplero, i satelliti prenderanno i nomi con i quali sono conosciuti oggi: Europa, Io, Ganimede e Callisto.
La scoperta di un centro del moto che non fosse la Terra comincia a minare alla base la teoria tolemaica del cosmo.
Nel luglio dello stesso anno, Galileo osserva Saturno al telescopio: non riuscendo con il suo strumento a distinguerne gli anelli, che all'epoca non erano conosciuti, egli crede che sia composto di tre corpi celesti distinti e gli da' il nome di Saturno tricorporeo.
Mentre in tutta Europa altri astronomi (tra cui Keplero) osservano i satelliti gioviani, Galileo, tornato a Firenze, osserva le fasi di Venere e le macchie solari.
Nel 1611, lo scienziato viene ammesso all'Accademia dei Lincei.
Negli anni successivi, si accende una disputa intorno alle sue scoperte; l'interpretazione che ne da' lo scienziato confuta la teoria tolemaica del moto, adottata ufficialmente nel mondo scientifico e religioso dell'epoca, e conferma invece la teoria copernicana.
L'inquisizione bolla come eretica questa teoria e proibisce formalmente a Galileo di appoggiarla. Il testo "De Revolutionibus Orbium Coelestium" di Copernico viene messo all'indice.
Nell'aprile del 1630, Galileo termina di scrivere il "Dialogo sui due massimi sistemi del mondo", nel quale le teorie copernicana e tolemaica vengono messe a confronto; in seguito concorda con il Vaticano alcune modifiche per poter far stampare l'opera, ma decide poi di farla stampare a Firenze, nel 1632.Papa Urbano VIII, esaminato il "Dialogo", ne proibisce la distribuzione e fa istituire dall'Inquisizione un processo contro Galileo. Lo scienziato, già anziano e malato, viene chiamato a Roma nel 1633, dove viene processato e gli viene richiesto di abbandonare la teoria copernicana. Imprigionato e minacciato di tortura, Galileo viene costretto ad abiurare pubblicamente e viene condannato alla prigione a vita, ma poi gli viene concesso di scontare la pena nella sua villa di Arcetri, vicino a Firenze.
Nel luglio dello stesso anno, comincia a scrivere il "Discorso intorno a due nuove scienze attinenti alla meccanica e ai movimenti locali".
Muore, malato e ormai cieco, l'8 gennaio 1642, nella casa di Arcetri.

 

 

 

OSSERVAZIONI ED ESPERIMENTI DI GALILEO

Le osservazioni astronomiche di Galileo sono state di fondamentale importanza nell'affermarsi della Teoria Copernicana
I suoi studi di meccanica e termologia sono stati importanti non soltanto per le nuove conoscenze e la tecnologia che ne e' derivata, ma anche perché hanno chiarito al mondo scientifico la natura matematica che sta alla base di tutti i fenomeni fisici, e hanno sottolineato l'importanza di un'indagine che fosse anche quantitativa.

 

La Luna

La Luna, anche osservata ad occhio nudo, presenta delle strutture superficiali: mari, altipiani e crateri. Nella cosmologia aristotelica, per la quale tutti i corpi celesti appartenevano al regno della perfezione e pertanto non potevano avere irregolarità, l'apparenza della Luna rappresentava un problema. Le regioni scure sulla sua superficie venivano spiegate nel Medioevo come variazioni della densità lunare da un punto all'altro, le quali avrebbero dato alla Luna, anche se perfettamente sferica, l'apparenza che ha.
L'avvento del telescopio fece crollare definitivamente il concetto di perfezione degli oggetti celesti. Con il suo cannocchiale, Galileo osservo' non solo i "mari" della Luna, quei grandi avvallamenti che ad occhio nudo apparivano come regioni scure sulla sua superficie, ma anche molte regioni di dimensioni minori, contornate da righe scure. Egli noto' che la larghezza di queste linee cambiava al variare delle fasi lunari, cioè dell'angolo di incidenza della luce del Sole. Galileo concluse quindi che esse sono ombre e che la superficie lunare ha montagne e crateri.
La Luna, dunque, non e' sferica ne' perfetta.

 

I satelliti di Giove

I quattro maggiori satelliti di Giove (Io, Europa, Ganimede e Callisto) sono piuttosto luminosi, soprattutto quando il pianeta e' in opposizione, ma ad occhio nudo non sono osservabili perché la luminosità di Giove li nasconde. Il primo a scoprirli fu Galileo, che sul finire del 1609, mentre concludeva le sue osservazioni della Luna al cannocchiale, noto' dapprima tre e poi quattro "stelline" vicine al pianeta. Dopo averle osservate per diverse settimane, l'astronomo noto' che esse sembravano seguire Giove nel suo moto attraverso il cielo, cambiando pero' posizione sia tra loro che rispetto al pianeta. Nel gennaio del 1610, Galileo giunse alla conclusione che non si trattava di stelle, bensì di quattro "lune" che ruotano attorno a Giove, come la Luna attorno alla Terra. Egli annuncio' la sua scoperta nell'opera che lo rese famoso, il "Sidereus Nuncius", pubblicato a Venezia nel marzo 1610.Questa scoperta fu di fondamentale importanza per l'imporsi della teoria copernicana del moto planetario. Nella cosmologia aristotelica vi era un unico centro del moto (la Terra), attorno al quale ruotavano tutti i corpi celesti. Copernico sosteneva invece che fosse la Terra a muoversi attorno al Sole, e la Luna attorno alla Terra, cioè che ci fossero due centri del motto. Il fatto che anche Giove possedesse dei satelliti, cioè che fosse anch'esso un centro del moto, se non era una conferma della teoria copernicana, confutava pero' quella tolemaica.

Saturno

Secondo la cosmologia aristotelica, tutti i corpi celesti erano sferici e perfetti, ma le prime osservazioni di Saturno al telescopio costituirono una vera sorpresa. Dopo aver pubblicato il "Sidereus Nuncius", Galileo continuo' ad osservare il cielo al cannocchiale nella speranza di fare nuove scoperte. Nel luglio del 1610, osservo' Saturno quando era in opposizione. Il suo strumento non era abbastanza potente per distinguere gli anelli, ed essi gli apparirono come dei rigonfiamenti laterali del pianeta. Egli interpreto' cosi' questo aspetto: "....Saturno non e' un astro singolo, ma e' composto di tre corpi, che quasi si toccano, e non cambiano ne' si muovono l'uno rispetto all'altro, e sono disposti in fila lungo lo zodiaco, e quello centrale e' tre volte più grande degli altri due...."

Lo scienziato dette cosi' al pianeta il nome di "Saturno tricoeporeo". In seguito, egli osservo' anche che i corpi laterali erano scomparsi; infatti, durante il moto di Saturno nella sua orbita, il piano degli anelli cambia direzione rispetto alla Terra: quando essi si presentavano di taglio, non potevano essere visti al cannocchiale.
In seguito, altri astronomi confermarono lo strano aspetto di Saturno e le sue variazione, ma fu solo nel 1659 che l'astronomo Christiaan Huygens lo spiego' con la presenza di un anello attorno al pianeta.

 

 

Le fasi di Venere

Il pianeta Venere, nella sua rivoluzione intorno al Sole, viene illuminato in modo da formare, come la Luna intorno alla Terra, delle fasi. Galileo lo verifico' con le osservazioni al cannocchiale, e scrisse: "Cynthiae figuras aemulatur mater amorum" (la madre degli amori, Venere) imita le configurazioni di Cinzia (la Luna).
Le fasi di Venere falsificavano il sistema tolemaico e provavano che Venere ruota attorno al Sole, come previsto dal sistema copernicano.

Le macchie solari

Le macchie solari sono regioni scure, di forma irregolare e variabile, sulla superficie del Sole. Sono visibili anche ad occhio nudo, sebbene l'osservazione diretta del Sole sia molto pericolosa. Le prime osservazioni delle macchie solari ad occhio nudo sono dovute ai Cinesi e risalgono almeno al 28 a.C.

Il loro studio sistematico comincio' subito dopo l'introduzione del telescopio in astronomia, da parte di Galileo, nel 1609.Lo scienziato compi' una delle prime osservazioni delle macchie, insieme a Thomas Herriot, Johannes e David Fabricius e Christoph Scheiner.
Il fatto che il Sole presentasse delle irregolarità sulla sua superficie e che il suo aspetto variasse nel tempo, era anch'esso una prova a sfavore della teoria tolemaica, secondo la quale ogni cosa appartenente al regno celeste era perfetta e immutabile.

Isocronismo del pendolo

Galileo era molto interessato ad un approccio di tipo matematico alla questione del moto; egli incomincio' fin da giovane ad analizzare criticamente la fisica aristotelica che gli era stata insegnata, attraverso la sperimentazione diretta sugli oggetti del proprio studio. Si dice che Galileo intraprese lo studio del moto del pendolo nel 1581, dopo aver osservato il moto di oscillazione di una lampada sospesa nella Cattedrale di Pisa, città nella quale compi' gli studi universitari. Egli si accorse che il periodo di oscillazione di un pendolo e' indipendente dalla sua ampiezza, fenomeno detto "isocronismo" del pendolo, e cerco' di trovare le relazioni tra la lunghezza e il peso del pendolo e il suo periodo. In realtà, un pendolo e' strettamente isocrono soltanto se le sue oscillazioni sono di piccola ampiezza, come fu scoperto da Huygens pochi decenni più tardi. Un pendolo poté quindi essere usato come strumento per misurare gli intervalli di tempo, trovando applicazione per esempio in medicina, come misuratore delle pulsazioni cardiache. Molti anni più tardi, nel 1641, Galileo propose l'utilizzo del pendolo come meccanismo regolatore degli orologi, e ne abbozzo' un progetto. Tuttavia, ormai vecchio e cieco, non riuscì a realizzarlo, e l'orologio a pendolo venne costruito solo nel 1657, da Christiaan Huygens.

 

Moto dei gravi

Galileo studio' la fisica aristotelica all'università di Pisa, ma comincio' subito ad analizzarla criticamente. Mentre gli aristotelici avevano un approccio di tipo qualitativo e filosofico nei confronti del mondo fisico, il quale veniva descritto per categorie e mai sottoposto a verifiche sperimentali, lo scienziato cerco' di sviluppare un metodo di indagine quantitativo e matematico. Uno degli oggetti di indagine di Galileo riguardo' il moto dei corpi materiali (detti "gravi"), in particolare quello dei corpi in caduta libera. Secondo la fisica aristotelica, il moto di un corpo e' determinato dalle forze alle quali e' soggetto; per un corpo in caduta, esse sarebbero il suo peso e la resistenza dell'aria. Quindi, secondo questa visione, un corpo lasciato cadere da una determinata altezza raggiungerebbe il suolo tanto più velocemente quanto maggiore e' il suo peso. Galileo comincio' ad investigare criticamente questa ipotesi, come fecero prima di lui Giuseppe Moletti e Benedetto Varchi, i quali constatarono che corpi dello stesso materiale ma diverso peso, lasciati cadere dalla stessa altezza, raggiungono il suolo nello stesso tempo. Lo scienziato pensava dapprima che i corpi cadessero con una velocità uniforme caratteristica, che dipendeva non dal loro peso, bensì da una proprietà intrinseca detta gravita' specifica. Durante gli anni in cui insegnava matematica all'Università di Pisa (dal 1589 al 1592), egli comincio' ad esporre questa sua prima teoria sul moto dei gravi nel libro "De Motu", che pero' non pubblico' mai. Nei vent'anni successivi, Galileo fece altri esperimenti ed arrivo' alla conclusione che tutti i corpi nel vuoto (cioè non soggetti alla resistenza dell'aria o di un altro mezzo materiale) cadono con accelerazione uniforme, indipendentemente dal materiale di cui sono composti, dal loro peso o dalla loro forma, e che la distanza che essi percorrono durante la caduta e' proporzionale al quadrato del tempo impiegato per percorrerla.

 

Moto dei proiettili

Nel "Dialogo intorno a Due Nuove Scienze", Galileo affronta il problema del moto dei proiettili. Prima di Galileo, si credeva che un corpo lanciato in direzione orizzontale, per esempio un proiettile sparato da un cannone, si muovesse in direzione orizzontale fino a quando non perdeva il suo "impeto", dopodiché cadeva verso terra, seguendo una traiettoria curvilinea che pero' non era ancora conosciuta. Galileo si accorse, durante lo studio del moto dei proiettili, che essi non sono soggetti soltanto alla forza che li spinge in direzione orizzontale, bensì anche alla forza di gravita', che li attira verso il basso. La prima componente agisce come una forza inerziale, nel senso che il corpo ad essa soggetto percorre una distanza in orizzontale che e' proporzionale al tempo impiegato per percorrerla. La seconda invece provoca un moto uniformemente accelerato, cioè la distanza percorsa in verticale e' proporzionale al quadrato del tempo impiegato a percorrerla. Galileo dimostro' che la combinazione dei due moti orizzontale e verticale risulta nel moto del proiettile lungo un arco di parabola.

La teoria delle maree

Galileo cerco' di spiegare il fenomeno delle maree non tramite l'influenza gravitazionale della Luna, dato che la teoria della gravitazione universale non era stata ancora formulata, bensì in modo puramente dinamico, nell'ambito della teoria copernicana del moto degli astri. Allo stesso modo in cui il moto dell'acqua all'interno di un vaso e' condizionato dal moto del vaso stesso, cosi' il moto degli oceani, secondo l'interpretazione galileiana, sarebbe condizionato dal moto della Terra. Secondo lo scienziato, nel suo moto combinato di rotazione e rivoluzione, la Terra sarebbe soggetta a rallentamenti ed accelerazioni periodiche del proprio moto di rotazione, con periodo di 12 ore. A causa della propria inerzia, i mari si solleverebbero perché "lasciati indietro" dalla Terra sottostante o viceversa.
Questa teoria non e' corretta: la causa reale delle maree e' l'attrazione gravitazionale della Luna sulla Terra. Tuttavia, anche se a volte fu in errore, Galileo cerco' di spiegare per mezzo dell'osservazione e della matematica i fenomeni osservati in natura, al posto di accettare l'interpretazione aprioristica della filosofia aristotelica. Questo rappresento' un passo avanti nella costruzione della scienza moderna.

 

Bilancia idrostatica

Un tempo, i metalli preziosi venivano pesati sia in aria che immergendoli in acqua, per determinarne la gravita' specifica (cioè il peso relativo ad un pari volume di acqua. All'età di 22 anni, Galileo scrisse un piccolo trattato nel quale proponeva un metodo per rendere più precisa e quantitativa la misura, progettando un dispositivo detto bilancetta o bilancia idrostatica. Essa era costituita da un dispositivo a leva. Il braccio all'estremità del quale andava fissato il contrappeso era avvolto in un filo metallico. Lo spostamento del contrappeso poteva essere determinato molto accuratamente contando il numero di spire del filo metallico lungo le quali si spostava. Galileo costruì la bilancetta solo molti anni più tardi, nel 1608.

Termoscopio

All'inizio del diciassettesimo secolo, non c'era alcun metodo per quantificare il calore di un ti studiosi dell'epoca sapevano che l'aria si espande quando viene riscaldata. Il termoscopio fu ideato da Galileo all'inizio del 1600 ed era costituito da una piccola fiaschetta con il collo lungo e sottile, piena d'aria, posto a testa in giù entro una vasca piena d'acqua. Quando la fiaschetta veniva riscaldata, l'aria al suo interno si espandeva, e il livello dell'acqua nel collo scendeva, mentre quando l'aria si raffreddava, il suo volume decresceva e l'acqua saliva dalla vaschetta lungo il collo del fiasco. Negli anni successivi, il dispositivo venne perfezionato da Galileo e dai suoi amici Santorio e Gianfrancesco Sagredo, per includervi una scala numerica: si ebbe cosi' il primo termometro ad aria. Contemporaneamente ed indipendentemente, altri studiosi europei misero a punto analoghi dispositivi. Si passo' poi, intorno al 1630, ai termometri riempiti di liquido, ma fu solo nel diciannovesimo secolo che venne stabilita una scala universale di temperature, sulla base di alcune temperature base (quella di fusione del ghiaccio e quella di ebollizione dell'acqua) da parte di D.G. Fahrenheit e A. Celsius.

 

 

Telescopio

Il telescopio e' stato uno degli strumenti più importanti nella rivoluzione scientifica del 1600, ed ebbe un ruolo di primo piano nell'affermarsi del sistema copernicano. Le proprietà che certi oggetti trasparenti hanno di aumentare e ridurre le dimensioni delle immagini erano note sin dall'antichità, ma solo alla fine del 1200 le lenti si diffusero in Europa. Esse venivano utilizzate come occhiali, per correggere i difetti della vista. Anche se forse era già conosciuto in precedenza, il telescopio comparve per la prima volta nel 1608 in Olanda, dove venne presentata richiesta di brevetto da parte di H. Lipperhey e di J. Metius. Esso ingrandiva le immagini di un fattore tre o quattro. La notizia della sua invenzione si diffuse presto in tutta Europa, dove venne costruito ed utilizzato nel 1609 da vari scienziati per le osservazioni astronomiche. Galileo non fu dunque ne' l'inventore del telescopio, ne' il primo ad usarlo per questo scopo, tuttavia fu lui che compi' le prime scoperte fondamentali d’astronomia e che rese famoso lo strumento; egli costruì un telescopio ad otto ingrandimenti e lo presentò al Senato di Venezia nell'agosto del 1609.Più tardi, con uno strumento ancora più perfezionato, a 20 ingrandimenti, osservo' la Luna e scopri' i satelliti di Giove.
In seguito, altri studiosi costruirono strumenti altrettanto potenti e compirono osservazioni indipendenti, come quelle delle macchie solari .Un tipico telescopio galileiano, detto anche "cannocchiale", come quello usato dallo scienziato per osservare i satelliti di Giove, e' composto da due tubi, infilati uno dentro l'altro e alle cui estremità' sono inserite due lenti: un obiettivo (cioè' la lente che sta verso l'oggetto) piano-convesso, con distanza focale di 75-100 cm, e un oculare (la lente cui si appoggia l'occhio) piano-concavo con lunghezza focale di circa 5 cm. Il tubo dell'oculare può essere aggiustato per la messa a fuoco.

L’Universo astronomico

 

 

Spettri elettromagnetici:

 

• Di emissione continuo: prodotto da un solido, un liquido o un gas ad alta densità- emissione di tutte le radiazioni.
• Di emissione a righe o a bande: prodotto da un gas a bassa densità
• Di assorbimento: prodotto dalla combinazione di un spettro continuo e uno a righe

 

Dagli spettri elettromagnetici si può ricavare:

 

• Composizione chimica di un corpo celeste: ogni molecola ha un suo spettro caratteristico
• Temperatura di un corpo celeste: i corpi più caldi emettono radiazioni nel campo del blu
• Moto di un corpo celeste: individuabile grazie all’ effetto doppler, cioè uno spostamento dello spettro del corpo verso il rosso se si allontana, verso il blu se si avvicina.

 

La sfera celeste e la posizione degli astri nel cielo

 

• Sistema di riferimento soggettivo:
• Zenit: retta perpendicolare al piano dell’osservatore e prolungata fino alla sfera celeste
• Nadir: Punto opposto allo zenit
• Altezza: misura dell’angolo formato tra la retta che congiunge l’osservatore all’astro e la retta che congiunge l’osservatore al punto in cui la verticale calata dall’astro incontra l’orizzonte
• Azimut: misura dell’angolo che si forma tra il sud e il punto in cui la verticale calata dall’astro incontra l’orizzonte.

 

• Sistema di riferimento oggettivo:

 

• Asse del mondo: prolungamento dell’asse terrestre
• Meridiani celesti: corrispondenti ai meridiani terrestri, il fondamentale è quello che passa per il punto g ( il punto in cui si trova il sole nell’equinozio di primavera)
• Paralleli celesti: corrispondono ai paralleli terrestri, quello fondamentale è l’equatore celeste
• Declinazione: corrispondente della latitudine
• Ascensione retta: corrispondente della longitudine

 

Unità di misura astronomiche

 

• Unità astronomica (UA): distanza media Terra-Sole – 1,5*1011 m
• Anno luce (al): distanza percorsa dalla luce in un anno – 9,5*1015 m
• Parsec (pc): distanza alla quale una UA sottende un arco di 1II

 

 

 

                       Luminosità delle stelle

 

• Luminosità
• apparente- misurata dalla Terra
• assoluta- totale dell’energia emessa dalla stella

 

La misura delle temperature stellari

 

• indice di colore: differenza tra la magnitudine blu e la magnitudine gialla ( le stelle più calde hanno indice di colore negativo).
• Classi spettrali: sono indicate con le lettere dell’alfabeto: O B A F G K M R N, in ordine dalle stelle più calde alle più fredde.

 

Il diagramma HR

 

Asse x- classe spettrale della stella

Asse y- luminosità assoluta

La maggior parte delle stelle (85%) si trova lungo la sequenza principale, che parte in alto a sinistra (giganti blu) e finisce in basso a destra (nane rosse). Fuori dalla sequenza principale si trovano le Giganti rosse ( destra) e le nane bianche (sinistra).

Considerazioni:

• La posizione di una stella nel diagramma dipende da: massa, età, composizione chimica e varia nel corso del tempo
• Le stelle sul diagramma si trovano in momenti diversi dell’evoluzione
• Le regioni in cui vi sono più stelle corrispondono alle condizioni più frequenti
• Ogni regione del diagramma rappresenta un possibile stadio evolutivo della stella
• Sulla sequenza principale si dispongono le stelle che si trovano nella fase di stabilità

 

Evoluzione delle stelle

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

      

 

 

 

 

 

  

 

 

                                                                                                                                                                                   

                   

 

    

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

    

 

 

 

 

 

 

  

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

• Nova- si forma solitamente in un sistema di stelle doppie o multiple, quando una nana bianca si trova vicino ad una gigante rossa e ne attira la materia. La nana bianca riavvia così le reazioni termonucleari e si riaccende.
• Supernova- è una stella che esplode violentemente, scagliando la materia di cui era composta nello spazio. In   queste stelle si formano gli elementi più pesanti del ferro.
• Stelle a neutroni- l’altissima densità ha fatto sì che protoni ed elettroni si fondessero e formassero neutroni, che si presentano come un fluido. Queste stelle hanno diametro di una decina di Km
• Pulsar- corpi celesti che emettono onde radio ad intervalli regolari, forse sono stelle a neutroni dotate di un campo magnetico e che ruotano molto rapidamente
• Buco nero- il collasso gravitazionale non può essere contrastato in alcun modo
• Quasar- corpi celesti costituiti da ammassi di stelle che producono radiazioni intensissime

 

Le galassie

 

 

• Galassie ellittiche- di forma sferica o ovoidale, le stelle sono distribuite in modo omogeneo, non vi sono stelle giovani, polveri o gas.
• Galassie a spirale- hanno bracci a spirale e la luminosità massima è all’interno. Ci sono polveri e gas specialmente sui bracci
• Spirale ordinaria- i bracci partono direttamente dal disco centrale
• Spirale barrata – il corpo centrale è attraversato da una barra dalla quale partono i bracci
• Galassie irregolari- poco diffuse, formate in prevalenza da stelle giovani e da molti gas.

 

Molte galassie fanno parte di sistemi, detti ammassi.

Ogni galassia ha un moto di rotazione intorno al suo nucleo centrale, e un moto di traslazione insieme alle altre galassie del suo ammasso. Nel nucleo delle galassie sono presenti elettroni in moto vorticoso e rapidissimo, emettendo radiazioni- RAGGI COSMICI.

 Alcune galassie emettono onde radio, per questo vengono dette RADIOGALASSIE

 

La via lattea, detta anche La Galassia, è una galassia a spirale ordinaria, il nucleo galattico ha una forma quasi sferica ed emette radiazioni nel campo dei raggi X, delle onde radio e dell’infrarosso. Intorno al nucleo si trovano le stelle più vecchie. Il sistema solare si trova sul braccio di Orione.

 

Ammassi stellari

• Globulari- formati da elementi leggeri e stelle in età avanzata molto vicine tra loro
• Aperti-   di forma irregolare, formato da stelle giovani molto distanziate

 

 

L’origine dell’Universo

 

Hubble dimostrò che tutti gli spettri di stelle e galassie hanno un spostamento verso il rosso, red shift, dovuto all’effetto Doppler, e questo spostamento è proporzionale alla distanza del corpo osservato. L’allontanamento è uniforme in qualunque parte dell’universo, come la radiazione di fondo, una radiazione a bassa energia, che si pensa sia l’eco di una grande esplosione: il Big bang. Inizialmente, circa 15-20 miliardi di anni fa,  l’universo era concentrato in una particella, di dimensioni subatomiche , molto densa, che è esplosa, liberando una grande quantità di energia che, condensandosi, ha dato vita alla materia.

Il Sistema Solare

 

 

Il sistema solare è formato da tutti quei corpi celesti che subiscono l’attrazione gravitazionale del Sole: 9 pianeti e i loro satelliti, 1800 asteroidi, circa un migliaio di comete. Il sistema solare dista dal centro della galassia circa 27000 al.

 

Origine del Sistema Solare

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

  

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Il Sole

 

• Dista dalla terra, in media, 150 milioni di Km
• È costituito prevalentemente da Idrogeno (94%) ed Elio (5,9%). Poiché sul sole non si formano elementi pesanti, essi erano già presenti nella nebulosa da cui si è formato
• La temperatura è intorno ai 6000K
• Oltre al moto di traslazione che compie insieme agli altri corpi del sistema, compie un  moto di rotazione intorno al proprio asse.

 

Struttura del Sole

 

• Nucleo centrale- dove avvengono le reazioni termonucleari. La temperatura è intorno ai 15 milioni K, la materia si presenta allo stato di plasma.
• Zona radiativa- assorbe l’energia prodotta nel nucleo e la trasmette per irraggiamento negli strati più esterni. La materia subisce una forte pressione.
• Zona convettiva- trasferisce calore dall’interno alla superficie del Sole, attraverso moti convettivi
• Fotosfera- è la superficie visibile del Sole
• Costituita per il 90% di H e il 10% di He
• Sono presenti i granuli, cioè zone più luminose e più calde, dovute ad una corrente ascendente, che vengono sostituiti da nuovi in pochi minuti, così la superficie solare sembra in ebollizione
• Macchie solari- aree più scure e fredde circondate da creste luminose dette facole
• Cromosfera- è un involucro rosso che si trova sopra la fotosfera
• Gas fortemente colorato e rarefatto
• Lo spessore è irregolare e ci sono fenomeni di turbolenza: le protuberanze e i brillamenti
• Corona solare- costituita da gas ionizzati.
• Temperatura cinetica elevatissima
• Buchi coronali- zone in cui non ci sono gas
• Vento solare- flusso di particelle che riescono a sfuggire l’attrazione gravitazionale del Sole

 

 

Attività del Sole

 

• Macchie solari:
• Formate da una zona centrale più scura e depressa e una circostante di penombra
• Si presentano in gruppi o coppie
• Il numero e le dimensioni variano in modo periodico
• Ad ogni macchia è associato un campo magnetico che impedisce l’afflusso di gas caldi dall’interno
• In ogni coppia le macchie hanno polarità opposta
• Le macchie dello stesso emisfero hanno lo stesso ordine di polarità

 

• Facole: zone di luminosità elevata
• Protuberanze: getti di materiale incandescente
• Spicole: lingue di H che si alzano dalla cromosfera
• Brillamenti: improvviso intensificarsi della luminosità in corrispondenza di macchie solari- esplosione

 

Conseguenze delle attività solari

 

• Tempeste magnetiche- alterazioni del campo magnetico terrestre dovute al vento solare
• Aurore polari- ionizzazione degli atomi della zona più esterna dell’atmosfera, emissione di luce tenue e colorata
• Perturbazioni nella propagazione delle radiocomunicazioni- causate dalle radiazioni UV, X e dal Sole
• Influenza su fenomeni meteorologici

 

 

I pianeti

 

Sono corpi celesti freddi in superficie e di dimensioni molto inferiori a quelle delle stelle. Nel sistema solare sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone. Tra Marte e Giove ci sono gli asteroidi. I pianeti si possono dividere in due gruppi:

 

Di tipo Terrestre , o interni ( Mercurio, Venere, Terra, Marte) e di tipo Gioviano, o esterni (Giove, Saturno, Urano e Nettuno):

 

• Densità: quella dei pianeti terrestri è circa 5 volte superiore a quella dei gioviani
• Composizione: i pianeti terrestri sono costituiti da rocce e metalli, i gioviani da gas e ghiacci
• Atmosfera: nei terrestri è rarefatta o assente, nei gioviani è molto densa
• Satelliti: i gioviani, in genere, ne hanno di più
• Anelli: nei terrestri sono assenti o in numero inferiore

 

Moto dei pianeti:

 

• Rotazione: su sé stesso, attorno ad un’asse di rotazione da Ovest verso Est, ad eccezione di Venere e Urano (moto retrogrado)
• Rivoluzione: intorno al sole- l’orbita descritta da un pianeta è un’ellisse di cui il Sole occupa uno dei due fuochi

 

 

Mercurio:

 

 

 

Gli altri corpi del Sistema Solare

 

 

• Asteroidi: sono piccoli corpi rocciosi che si trovano in gran parte fra Marte e Giove, forse derivano dalla frammentazione di piccoli pianeti
• Comete: corpi celesti di piccola massa che provengono dalla Nube di Oort. Girano intorno al Sole. Il loro nucleo è costituito di metalli, silicati, metano, ammoniaca, acqua e anidride carbonica congelati. Quando la cometa si avvicina al Sole, il calore fa evaporare i materiali di cui è composta
• Meteore e meteoriti: sono frammenti di comete o asteroidi che attraversando l’atmosfera si incendiano. Le meteore bruciano completamente prima di arrivare al suolo, i meteoriti arrivano, invece, a terra.

 

 

Il moto dei pianeti del Sistema Solare

 

 

• Prima legge di Keplero: i pianeti, compresa la Terra, si muovono intorno al Sole su orbite ellittiche, di cui il Sole occupa uno dei due fuochi.
• Perielio: si dice che un pianeta è in afelio quando si trova alla minima distanza dal Sole
• Afelio: si dice quando il pianeta si trova alla massima distanza dal Sole

 

• Seconda legge di Keplero: ogni pianeta si muove sulla sua orbita in modo tale che la linea (raggio vettore) che la congiunge al Sole, spazza aree uguali in tempi uguali. Ne consegue che i pianeti si muovono più velocemente quando si trovano vicino al perielio.

 

• Terza legge di Keplero: il rapporto tra il quadrato dei tempi di rivoluzione dei pianeti e il cubo della loro distanza dal Sole è costante.

 

  

La Terra come pianeta

 

 

Le caratteristiche del pianeta Terra

 

• Massa: 5,976*1024 kg
• Campo gravitazionale: g=9,81 m/s2
• Raggio medio: 6371,22 km
• Densità media: 5,5 g/cm3
• Atmosfera: abbastanza tenue, N, O2, CO2
• Litosfera: (involucro solido della Terra) costituita da ossidi metallici e silicio
• Idrosfera: insieme delle acque presenti sulla Terra
• Biosfera: insieme degli esseri viventi

 

L’interno della Terra: è costituito da 3 involucri concentrici:

• Crosta: è quello più esterno, è molto sottile, in particolare negli oceani, e in corrispondenza di catene montuose è più spesso. È formata da materiali eterogenei, meno densi rispetto a quelli sottostanti.La crosta è in continua evoluzione, qui si verificano:
• Processi endogeni: causati dal calore interno della Terra: attività vulcanica, sismica, ecc.
• Processi esogeni: causati dagli scambi tra atmosfera, biosfera, idrosfera e materiali della crosta
• Mantello: si estende fino a 2900 km, fino al nucleo. La parte superiore è simile alla crosta, per questo la crosta e il mantello superiore sono detti litosfera. Il mantello inferiore è detto astenosfera, è uno strato caldo e plastico formato da materiali fusi
• Nucleo: formato da Ferro e Nichel. La parte esterna è liquida, quella interna è solida.

 

La forma e le dimensioni della Terra:

La Terra ha forma sferica, con un lieve schiacciamento ai poli, che viene detta geoide: si definisce come la superficie fittizia e ideale, perpendicolare in ogni suo punto alla direzione della forza di gravità.

 

Il sistema di riferimento sulla Terra e le coordinate:

L’asse di rotazione della Terra interseca  il pianeta in due punti, detti poli geografici: il Polo Nord e il Polo sud. è detto equatore il circolo massimo equidistante dai poli, e divide la Terra in due emisferi: a Nord, quello Boreale, a Sud quello Australe. L’equatore è l’intersezione con la superficie della Terra di un piano immaginario passante al centro della Terra, ed è un parallelo. I meridiani, invece, sono delle semicirconferenze passanti per i poli, che sono, quindi, i punti di convergenza di tutti i meridiani. Il meridiano fondamentale è quello di Greenwich.

Esistono due sistemi di coordinate terrestri:

 

• Coordinate relative o polari: il piano di riferimento è quello dell’orizzonte, e su di esso si stabiliscono i punti cardinali, da qui  si ricavano le due coordinate:
• Distanza: è data dalla lunghezza del segmento OP che unisce l’osservatore e il punto da individuare
• Azimut: è l’angolo compreso tra il segmento OP e la direzione del Nord, viene misurato in senso orario.
• Coordinate assolute o geografiche: il riferimento è quello del reticolato formato da meridiani e paralleli, consentono di individuare:
• Latitudine: di un punto Pè la distanza angolare tra il parallelo passante per il punto P e l’equatore, si misura in gradi e varia da 0o a 90o N e 0o e 90o S
• Longitudine: di un punto P è la distanza angolare tra il meridiano passante per il punto P e il meridiano fondamentale, si misura in gradi e varia da 0o a 180o E e da 0o a 180o O

 

I movimenti della Terra

 

• Moto di rotazione: avviene uniformemente, in senso antiorario. Il periodo di rotazione è detto giorno sidereo.

Prove e coseguenze della rotazione terrestre

• Guglielmini: Un grave sospeso con un filo assume come posizione di equilibrio quella verticale. Se , invece, è libero di cadere, devia verso Est.  Questo perché  un corpo situato molto in alto si sposta più velocemente da Ovest verso Est di uno situato alla base, perché il primo si trova ad una maggiore distanza dall’asse di rotazione terrestre, quindi il grave, per inerzia, si sposta verso Est.
• Foucault:con il pendolo riuscì a dimostrare che la Terra ruota da Ovest verso Est
• Alternarsi di giorno e notte: la Terra è divisa in due zone, una illuminata e una buia separate da una linea, detta circolo di illuminazione, che si trova sempre perpendicolare ai raggi solari. A causa dell’atmosfera, il cambiamento tra notte e giorno, e viceversa, avviene in modo graduale.
• Apparente movimento della volta celeste da Est verso Ovest
• Esistenza di una forza centrifuga: tutti i corpi situati sulla superficie terrestre sono soggetti ad una forza centrifuga, perpendicolare all’asse di rotazione e diretta verso l’esterno: F=m*w2*r  : m è la massa del corpo, w è la velocità angolare, r è la distanza del corpo dall’asse di rotazione. La forza centrifuga è la causa dello schiacciamento polare e del rigonfiamento equatoriale e riduce la forza di gravità, determinandone la variazione con la latitudine.
• Forza di Coriolis e legge di Ferrel: la forza di Coriolis tende a deviare i corpi in movimento sulla  superficie terrestre, cioè un corpo che si muove dall’equatore verso i poli viene deviato nello stesso senso della rotazione. Questo perché la velocità di rotazione diminuisce con la latitudine.. Questo principio è la legge di Ferrel.

 

• Moto di rivoluzione: il moto di rotazione terrestre si svolge in senso antiorario. L’orbita della Terra è detta eclittica e il piano si cui giacciono Terra e Sole è detto piano dell’eclittica. Il tempo che la Terra impiega a compiere una rivoluzione è detto anno sidereo, e dura 365gg, 6h, 9min, 9,5s.
• A causa dell’inclinazione della Terra il circolo di illuminazione passa per i poli 2 volte l’anno: il 21 marzo, l’equinozio di primavera, e il 23 settembre, l’equinozio d’autunno. In questi giorni il sole si trova perpendicolare a mezzogiorno sul piano dell’equatore.
•  Il 21 giugno prende invece il nome di solstizio d’estate, in questo giorno il Sole è perpendicolare sul tropico del Cancro
•  il 21 dicembre prende il nome  di solstizio d’inverno, il Sole si trova perpendicolare sul  tropico del Capricorno.

Prove e conseguenze della rivoluzione terrestre:

• movimento apparente del Sole sullo sfondo dello Zodiaco che, però, ogni mese, subisce un ritardo di 2h. Il percorso apparente del Sole è detto eclittica che interseca il piano equatoriale nei punti  w e  g , detti punti equinoziali.
• Giorno solare e giorno sidereo: dipendono dal sistema di riferimento usato:
• Sidereo: ha come riferimento le stelle, e consiste nell’intervallo di tempo che intercorre tra due successivi passaggi della stella considerata sul meridiano del luogo. Dura 23h, 56min, 4s
• Solare: ha come riferimento il Sole ed è l’intervallo di tempo che intercorre tra due passaggi consecutivi del Sole sullo stesso meridiano. Dura 24h. Il giorno solare è più lungo a causa della rivoluzione terrestre.
• Aberrazione stellare: è il fenomeno ottico per cui una stella appare in una posizione diversa da quella reale. L’angolo tra la direzione apparente e quella della posizione reale della stella è detto angolo di aberrazione. Esiste l’aberrazione annua, dovuta allo spostamento annuale della Terra, e quella diurna, dovuta alla rotazione terrestre.

 

Le stagioni:  in realtà sono la conseguenza, non solo della rivoluzione, ma anche dell’inclinazione dell’asse terrestre rispetto al piano dell’eclittica e del fatto che l’asse di rotazione resta sempre parallelo a sé stesso. Di solito si fa riferimento a 4 momenti particolari della rivoluzione terrestre: gli equinozi, nei quali il circolo di illuminazione passa per i poli e la durata della notte è uguale a quella del giorno, e i solstizi, quando il circolo di illuminazione ha la massima inclinazione rispetto all’asse terrestre.

Le grandi zone del globo terrestre: poiché in corrispondenza dei tropici e dei circoli polari si hanno particolari condizioni di inclinazione dei raggi solari durante l’anno, per convenzione dividono la Terra in 5 grandi fasce:

 

• Zona torrida o intertropicale: è compresa tra i tropici ed è divisa in due  dall’equatore, i raggi solari arrivano quasi perpendicolari
• Zona temperata australe e zona temperata boreale: sono comprese tra i tropici e i circoli polari, il sole non è mai sullo zenit. Quindi le temperature variano molto durante il corso dell’anno
• Calotte polari: il sole non è mai alto. Il giorno dell’equinozio di primavera il sole sorge al Polo Nord a tramonta al Polo Sud rimanendo sulla linea d’orizzonte per 6 mesi.

 

• I moti millenari:
• Movimento a doppio cono della Terra: sul rigonfiamento equatoriale il Sole e la Luna esercitano una particolare attrazione gravitazionale che fa sì che l’asse, cercando di mantenere la sua inclinazione, descriva un doppio cono. Le conseguenze di questo sono:
• La posizione del Polo Nord non sarà sempre indicata dalla Stella Polare
• Precessione degli equinozi: c’è uno spostamento in senso retrogrado dell’equatore , quindi si sposta la linea degli equinozi, che anticipano di 20 min. l’anno
• Nutazioni: il doppio cono descritto dall’asse terrestre subisce delle variazioni a causa delle posizioni relative delle orbite di Terra e Luna
• Spostamento della linea degli apsidi: la linea degli apsidi congiunge le posizioni di afelio e perielio. Essa si sposta in senso antiorario a causa dell’attrazione gravitazionale degli altri pianeti
• Variazione dell’eccentricità dell’orbita: causata dalla variazione delle forze gravitazionali che agiscono sulla Terra
• Variazione dell’inclinazione dell’asse terrestre

 

 

Sistema solare

 

 

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