ALTARE
ALTARE
LA COSTELLAZIONE
L’Altare (in latino Ara, sigla Ara) è una piccola costellazione australe visibile con difficoltà solo dalle regioni meridionali dell’Italia.
Le coordinate del punto centrale sono: 17h 00min di Ascensione Retta (AR) e -55° di declinazione (delta).
LE STELLE
Non ci sono stelle di particolare interesse per l’astrofilo.
GLI OGGETTI CELESTI
Non ci sono oggetti celesti di particolare interesse per l’astrofilo.
L’asterismo della costellazione dell’Altare
L’Altare visto da Hevelius
IL MITO
Il nome originario deriva dal nome dell’Altare dedicato al Centauro Chirone, la creatura terrestre più saggia.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 09
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
9 – L’UNIVERSO: DAL BIG BANG AL BIG CRUNCH
II nostro Universo ha avuto inizio da un punto. Un oggetto matematico senza dimensioni. La singolarità iniziale.
Non è dato sapere come e perché sia iniziato il Tutto. Ma sappiamo che il Creato è nato da una grande esplosione: il Big Bang. Un’esplosione universale che ha permesso a tutta la materia ed allo stesso spazio-tempo, compressi in quel punto, di essere.
Numerosi risultati sperimentali ne hanno sancito la correttezza: l’espansione dell’Universo scoperta da Hubble nel 1928 e la radiazione di fondo misurata da Penzias e Wilson nel 1965.
L’ESPANSIONE DELL’UNIVERSO
L’Universo è composto da corpi o strutture che non sono statiche. Tutto si muove e ruota intorno a qualcosa.
La conferma sperimentale che l’Universo è un organismo in movimento è avvenuta nel 1928 da Hubble; l’astronomo americano determinò che tutte le galassie si allontanano le une dalle altre come spinte da una forza immane; la velocità di allontanamento è proporzionale alla distanza e riuscì a misurarla e a fissarne una legge matematica (legge di Hubble), rilevando lo spostamento verso il rosso (in inglese: redshift) della luce di quegli oggetti lontani che ci arriva sino a noi.
L’effetto è simile all’effetto Doppler che interessa le onde sonore: una sorgente in movimento, ad esempio un treno, in avvicinamento il suono prodotto aumenta di frequenza (diventa più acuto), invece in allontanamento il suono diminuisce di frequenza (diventa più grave).
Per le onde luminose, che sono le messaggere degli oggetti celesti, avviene lo stesso fenomeno, i corpi in allontanamento si manifestano con una luce di frequenza più bassa (colore verso il rosso), mentre quelli che si avvicinano emettono una luce che arriva a noi con una frequenza maggiorata (colore verso il blu).
Hubble riuscì a determinare il legame tra velocità e spostamento verso il rosso (o verso il blu) e pose le basi per un Universo dinamico in espansione.
LA RADIAZIONE DI FONDO
Nel 1965 Penzias e Wilson scoprirono casualmente onde radio a bassa energia che sembravano riempire tutto lo spazio, come un sottofondo. Tale energia era omogenea e costante (isotropa) e non sembrava provenire da un punto particolare del cielo.
La natura era quella di emissione di corpo nero alla temperatura di circa 3° Kelvin (corrispondenti a circa -270° centigradi).
Questa radiazione di fondo è ciò che rimane del Big Bang, della “palla di fuoco” primordiale del nostro Universo.
L’immensa palla di fuoco si è espansa e si è raffreddata.
Considerando l’età stimata dell’Universo (circa 13,7 miliardi di anni), la temperatura media di quella palla di fuoco in espansione deve avere ora una temperatura media corrispondente al valore della radiazione di fondo.
È per questo motivo che tale emissione è detta anche radiazione fossile, perché essa è la radiazione superstite del Big Bang.
IL BIG BANG
II Big Bang è quell’evento che ha dato inizio al nostro mondo circa 13,7 miliardi di anni fa, imprimendo a tutto l’insieme una spinta che prosegue tutt’ora.
Le condizioni primordiali erano proibitive per qualsiasi cosa, materia ed energia compresa.
L’Universo era costituito da una sorta di zuppa energetica.
Con l’espansione, la zuppa energetica si raffreddò, permettendo l’esistenza e la formazione dei primi nuclei di idrogeno.
Le prime strutture nucleari si formarono circa tre minuti dopo l’inizio del tempo, con una temperatura vicina al miliardo di gradi.
Ma dobbiamo aspettare circa 100.000 anni prima che la temperatura scenda a circa 6.000 gradi per effetto dell’espansione e sia stato possibile la formazione stabile dei primi atomi di idrogeno ed elio.
Un processo inflativo, ossia un’accelerazione repentina della velocità di espansione dell’Universo e durato per un tempo limitato, ha generato la formazione di alcuni grumi, che hanno dato vita successivamente alle prime strutture celesti: le nebulose.
La forza impressa dal Big Bang ha permesso all’Universo di espandersi.
Ma la forza gravitazionale permette al Tutto di agglomerarsi e di rallentare nello stesso tempo l’espansione, che altrimenti continuerebbe all’infinito.
Il grafico che segue cerca per sommi capi di riepilogare la storia evolutiva del nostro Universo, dal Big Bang ai giorni nostri (vedi fig 9.1).
Fig 9.1 – La storia evolutiva del nostro Universo.
LE NEBULOSE E LE STELLE
Le stelle sono gli oggetti celesti che brillano di luce propria. Il nostro Sole è una di esse.
Le stelle originano dalle nebulose che sono delle “nuvole” di gas interstellare (solitamente idrogeno ed elio) e polveri.
Nell’interno delle galassie esistono delle ampie zone piene di gas interstellare e polveri che rappresentano la fucina delle stelle.
L’azione della gravità a livello locale fa sì che questo gas si concentri in tanti piccoli bozzoli.
Ogni bozzolo si comporta come una calamità che attrae altro materiale.
La parte interna, soggetta a pressione per il peso degli strati sovrastanti, si riscalda.
Quando la temperatura raggiunge valori dell’ordine di milioni di gradi, s’innesca una reazione fisica denominata fusione nucleare.
Così nasce una protostella.
La fusione nucleare è quel processo fisico che avviene quando si raggiungono dei valori di pressione e temperature tali che due nuclei contigui si fondono: il risultato è un nucleo di un materiale diverso.
Naturalmente il livello di pressione e temperatura è diverso da materiale a materiale (la temperatura è dell’ordine dei milioni di gradi), e l’idrogeno è quello più facile da “fondere”: sono necessari solo 15 milioni di gradi!
Il processo di fusione nucleare produce un materiale d’ordine superiore, ad esempio l’idrogeno produce elio, ed una grande quantità di energia, sotto forma di calore e di particelle energetiche (vedi fig 9.2).
Fig 9.2 – Il processo di fusione nucleare tra quattro nuclei di idrogeno (H) genera un nucleo di elio (He) più dell’energia.
Il calore generato viene diffuso nell’ambiente circostante; le particelle energetiche prodotte, invece, creano una pressione interna che gonfia la stella e contrasta l’attrazione gravitazionale che tende a comprimere il tutto verso il centro.
Si stabilisce una sorta di equilibrio tra gravità e pressione, senza questo equilibrio la stella non può sopravvivere.
LE GALASSIE
Le stelle non si formano isolate ma nascono in immense estensioni di gas e detriti.
L’insieme di questi enormi raggruppamenti di corpi da vita alle galassie.
Le galassie sono enormi agglomerati stellari che contengono miliardi di stelle.
La nostra Via Lattea è una di esse e contiene circa 200 miliardi di stelle.
La forma è solitamente un disco ruotante intorno ad un centro, con la popolazione stellare che si sfrangia in strisce spiraleggianti.
Le dimensioni sono dell’ordine di diverse decine di migliaia di anni-luce (circa 100.000 a.l. per la Via Lattea) (vedi fig 9.3).
Fig 9.3 – Evoluzione di una galassia.
VITA DELLE STELLE
Le stelle non vivono in eterno. Esse brillano sino a che esiste combustibile nel loro interno:il carburante principe è l’idrogeno, l’elemento che ha bisogno delle condizioni di temperatura e pressione più favorevoli, generando nel contempo anche una maggiore energia dalla reazione nucleare.
Il processo funziona anche con gli altri elementi, fino a che non si incontra il ferro e la reazione si interrompe.
Chiaramente a mano a mano che un elemento si esaurisce, la reazione prosegue con un elemento superiore ma si produce sempre meno energia; la stella cambia colore, si arrossa, sino a spegnersi quando l’energia prodotta non è più in grado di auto-alimentare la reazione nucleare.
Con lo spegnimento, la stella morente può seguire diverse strade evolutive secondo la sua grandezza:
1) — La stella si spegne e si contrae sino a trovare una sorta di equilibrio tra pressione dei materiali costituenti e l’attrazione gravitazionale: nane brune.
Ma nane brune sono anche quelle piccole stelle che non hanno raggiunto una grandezza tale da innescare una reazione di fusione nucleare duratura.
La massa di questi oggetti è inferiore a quella del nostro Sole.
2) — La stella prosegue nella lotta alla vita, trasferendo all’interno la reazione nucleare.
L’energia prodotta fa espandere il guscio esterno.
Quando l’espansione ha raggiunto un certo limite il guscio in espansione esplode, generando una supernova.
Il nucleo, se ha ancora del materiale da bruciare, diventa una nana bianca.
Il materiale espulso dall’esplosione si disperde lentamente nello spazio interstellare, formando attorno all’astro residuo centrale un tenue guscio sferico che si allarga sempre più con il passare del tempo: questo oggetto prende il nome di nebulosa planetaria.
3) – La gigante rossa, una volta espulso il guscio esterno, è condannata al collasso gravitazionale se il corpo non è in grado di auto-sostenersi con la reazione di fusione nucleare dei materiali residui.
Il collasso gravitazionale è quel processo fisico pilotato dalla forza gravitazionale che fa implodere la materia su se stessa. Tale implosione prosegue sino a che la resistenza degli atomi a compenetrarsi non la ostacoli.
Se la massa è compresa tra 1,5 e 3,5 masse solari, la forza implodente è tale da vincere anche la resistenza degli atomi: gli elettroni (particelle negative) vengono spinti contro il nucleo, attirati dai protoni (particelle positive) si annullano a vicenda, creando dei neutroni (particelle neutre).
La materia diventa costituita unicamente da neutroni.
Il corpo ottenuto è una stella di neutroni (o Pulsar, acronimo di PULsating StAR).
Corpo compatto che gira velocissimo (dell’ordine di un giro al secondo ed anche meno) e che non emette luce, ma un segnale elettromagnetico ad impulsi con frequenza pari alla sua velocità di rotazione, come fosse un faro.
Le dimensioni del corpo iniziali diventano minuscole: il nostro Sole si contrarrebbe sino ad avere un diametro di circa dieci chilometri!
Un centimetro cubo di questo materiale peserebbe circa un milione di tonnellate, la densità del nucleo atomico!
4) – Se la stella iniziale ha una massa enorme (oltre 3,5 masse solari), il destino finale è ancora diverso da quelli sino ad ora illustrati: il collasso gravitazionale prosegue all’infinito; si genera quello che i fisici chiamano: una singolarità, il buco nero.
La materia diventa sempre più densa.
Nulla sfugge al suo campo gravitazionale, che diventa sempre più grande, sempre più vorace.
Nulla riesce a partire dalla sua superficie, neanche la luce. Il corpo centrale diventa invisibile, da qui il nome di Buco Nero.
L’osservazione visuale diretta di un tale oggetto cosmico è praticamente impossibile.
L’immagine che segue compendia graficamente quanto appena detto (vedi fig. 9.4).
Fig 9.4 – Evoluzione tipica di una stella.
PARAMETRI DELLE STELLE
Le stelle emettono luce e si presentano a noi con caratteristiche diverse.
La prima peculiarità è che alcune sembrano essere molto brillanti, altre più deboli, oltre che presentare un colore diverso.
Gli astri non sono tutti uguali in grandezza e, soprattutto, non sono tutti alla stessa distanza.
Una stella più brillante (ad esempio Sirio) non è che una stellina in confronto a Rigel della costellazione di Orione, ma ci appare come la più brillante perché Sirio è distante solo 8,6 a.l. contro i 1.000 a.l. di Rigel. Rigel ha una massa 20 volte quella di Sirio.
Una prima caratteristica delle stelle è la magnitudine apparente (m), ossia la luminosità con cui la vediamo. Un altro parametro caratteristico è la magnitudine assoluta (M), ossia la luminosità con cui vedremmo la stella ad una distanza fissa di 10 parsec equivalenti a 32,6 a.l.
La luminosità più alta corrisponde ad una magnitudine più piccola.
Ad esempio: una stella di magnitudine apparente m=0 è 2,512 volte più luminosa di una di m=1, che è 2,512 volte più luminosa di una di magnitudine m=2, e così via.
In condizioni favorevoli, l’occhio umano è in grado di percepire le stelle fino alla magnitudine m=6.
In questo modo teoricamente si possono scorgere ad occhio nudo sino a circa 3.000 stelle per emisfero.
L’altro parametro che contraddistingue le stelle è il loro colore, sinonimo di età: le stelle azzurre sono le più giovani, quelle rosse sono le più vecchie.
All’osservazione visuale, le stelle si possono presentare in diversi modi:
– isolate;
– in sistemi multipli: sistemi binari, sistemi tripli e così via.
Molte delle stelle che osserviamo, ci sembrano singoli astri.
L’osservazione al telescopio mostra che la maggior parte fanno parte di sistemi multipli.
Ma ciò non significa che siano necessariamente dei sistemi legati fisicamente l’uno all’altro.
Possono semplicemente essere delle doppie o triple solo prospetticamente.
In altri casi, dei sistemi stellari li possiamo osservare in un modo, ma dal loro comportamento possiamo dedurre che hanno una o più compagne invisibili.
– In ammassi aperti, quando la concentrazione in una certa zona è superiore al normale, ma che comunque distinguiamo abbastanza facilmente gli astri presenti.
– In ammassi globulari, quando la concentrazione è tale che esso si presenta alla nostra osservazione come una nuvoletta sfrangiata, molto brillante, su cui riusciamo a distinguere qualche componente.
– In galassie. Tutte le stelle che vediamo ad occhio nudo appartengono alla nostra galassia, la Via Lattea. Solo M31, conosciuta col nome di Grande Galassia di Andromeda, è l’unico oggetto extra-galattico che si riesca a scorgere ad occhio nudo.
L’UNIVERSO OGGI
II nostro Universo è in espansione. Ma sino a quando?
Gli studiosi non sono concordi sul destino futuro del Tutto.
La quantità di materia ed energia contenuta nell’involucro universale non è conosciuto. Il comportamento delle galassie, fa presupporre che noi vediamo solo una minima parte (circa il 10 per cento) di ciò che veramente è l’Universo.
Ma cos’è questa parte invisibile e sconosciuta?
Per rispecchiare il mistero che circonda questa parte consistente di materia, i fisici hanno pensato bene di denominarla materia oscura.
Non possiamo dire nulla per specificare questo tipo di materia.
Non si riesce a renderla tangibile con nessun esperimento.
Sappiamo solo che c’è ed è la maggioranza dei costituenti il nostro mondo.
La quantità di materia esistente per un volume unitario (densità) determina la vita futura dell’Universo:
1) – se questa densità è inferiore alla densità critica, l’Universo si espanderà per sempre.
Ma comunque finirà per la morte di tutti i suoi componenti;
2) – se la densità è uguale a quella critica, l’espansione rallenterà, per fermarsi in un tempo infinito.
Ma comunque finirà per la morte dei suoi componenti;
3) – se la densità è superiore a quella critica, la forza gravitazionale rallenterà sempre più l’espansione, iniziata con il Big Bang, sino ad avere il sopravvento. A questo punto l’Universo inizierà a contrarsi, sino a che avverrà il Big Crunch: la grande contrazione. Il Big Crunch è il buco nero finale in cui tutto l’Universo precipiterà e finirà la sua esistenza.
Qual è il nostro destino?
A noi non è dato sapere. I tempi sono comunque enormi.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 10
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
10 – IL SOLE
In passato si pensava che il Sole fosse un’enorme deposito di carbonio solido e di ossigeno necessario alla sua combustione.
L’ipotesi di una fornace a carbonio non poteva essere adeguata perché le scorte di combustibile si sarebbero esaurirete nel giro di poco tempo: 2.500 anni.
Una seconda ipotesi prevedeva l’emissione di calore prodotto per contrazione gravitazionale della materia di cui è composto: un corpo quando è compresso si riscalda.
Esiste però un periodo massimo di durata di questo effetto per un corpo delle dimensioni del nostro astro: 30 milioni di anni.
Con l’evoluzione della fisica nucleare si è capito qual è il meccanismo vero di produzione di tanta energia per un tempo così lungo: la fusione nucleare.
Il Sole è un enorme contenitore di idrogeno che, per effetto del proprio campo gravitazionale, si comprime fortemente e, in conseguenza di ciò, si riscalda enormemente.
Ad una determinata temperatura (oltre 15 milioni di gradi) e pressione (300 miliardi di atmosfere), gli atomi di idrogeno (un protone ed un elettrone) sono spinti l’uno contro l’altro e si fondono, dando inizio al processo di fusione nucleare.
In questo modo, quattro atomi di idrogeno si uniscono per dar vita ad un atomo di elio; ma l’atomo di elio risultante pesa meno dei quattro atomi di idrogeno di partenza.
Cosa ne è della massa mancante?
La massa mancante è trasformata in energia ed emessa sotto forma di fotoni (energia elettromagnetica = luce) e particelle elementari (vento solare).
Per avere un’idea dell’ordine di grandezza del processo che avviene nel nostro Sole (ed anche nelle stelle) 1.000 milligrammi di idrogeno che si fondono generano 993 milligrammi di elio.
I sette milligrammi mancanti si trasformano interamente in energia secondo la semplice formula di Albert Einstein sull’equivalenza di massa ed energia:
E = m c2
La piccola massa di 7 milligrammi si trasforma in una quantità enorme di energia perché moltiplicata per la velocità della luce c (300.000 km/sec) al quadrato: circa 200.000 KWh, equivalente al consumo di energia elettrica di un’abitazione media per circa 20 anni. È solo l’energia prodotta da 7 milligrammi di idrogeno!
Il Sole produce calore “bruciando” ogni secondo circa 600 milioni di tonnellate di idrogeno; le “ceneri” che rimangono dopo la fusione sono circa 596 milioni di tonnellate di elio, mentre le rimanenti 4 milioni di tonnellate di massa mancante (circa 7 per mille) sono espulse come energia luminosa (fotoni) e particelle elementari (vento solare); tutto questo avviene ogni secondo, da 5 miliardi di anni e per altri 5 miliardi di anni.
Alla fine della sua lunga vita di 10 miliardi di anni il Sole avrà perso solo il 1/1000 della sua massa iniziale!
Di tutta l’energia emessa dal Sole, sulla Terra ne arriva solo mezzo miliardesimo, tutto il resto è disperso nello spazio circostante.
DIMENSIONI DEL SOLE
Il Sole ha una massa di 2 x 1030 kg pari a 333.000 volte la massa della Terra e 750 volte la massa di tutti i pianeti e satelliti del sistema solare messi insieme. La sua massa costituisce il 99,87% della massa totale del sistema solare.
Il suo diametro di 1.400.000 km è quasi il doppio dell’orbita lunare, che misura al massimo 770.000 km.
Le illustrazioni che seguono rendono l’idea delle dimensioni enormi che ha; il diametro del Sole è messo a confronto con quello dei pianeti del sistema solare (vedi fig 10.1) e con l’orbita della Luna (vedi fig 10.2).
Fig 10.1 – Il Sole e i pianeti.
Fig 10.2 – Il Sole e l’orbita lunare.
L’OSSERVAZIONE DEL SOLE
Come tutti i corpi celesti, anche il Sole gira su se stesso ma, per la sua composizione gassosa, il tempo di rotazione non è uniforme: circa 27 giorni all’equatore e circa 30 giorni ad una latitudine di 40°.
La superficie del Sole che noi osserviamo è la fotosfera, ed è sormontata da una sottile atmosfera denominata cromosfera.
Al di fuori di essa vi è la corona, visibile solo durante le eclissi totali di Sole o con apposite strumentazioni.
Il Sole lo si può osservare come un qualsiasi astro, ma per poterlo fare con sicurezza occorre ridurre l’enorme calore e luminosità che ci invia.
Esistono in commercio diversi tipi di filtri, solitamente sotto forma di pellicole da applicare agli ingressi di tutti gli strumenti ottici che utilizziamo per le osservazioni dirette del Sole: tubo ottico, cercatore, ecc.
Di filtri solari ne esistono diversi in commercio, uno di essi è il Mylar.
Possiamo utilizzare il vetro nero usato dai saldatori, quello con il maggior potere bloccante; come pure è valido il disco interno di un vecchio floppy disk per computer.
Altri sistemi, come quello del vetro affumicato, non proteggono a sufficienza l’occhio e potrebbero arrecare danni permanenti alla retina.
Esiste un metodo particolare per osservare il Sole, quello a proiezione, valido soprattutto quando si è in molti, ma che necessita di una meticolosa cura nell’inseguimento del Sole durante tutto il periodo di osservazione, per evitare danni irrimediabili al telescopio.
Il telescopio senza protezioni è diretto verso il Sole, l’immagine del nostro astro è proiettato dall’oculare su di una superficie bianca posta perpendicolarmente all’asse dell’oculare stesso.
Allontanando tale superficie è possibile ingrandire l’immagine del Sole ed osservarne tutti i particolari possibili con comodità.
Attenzione! Ricordiamo che la luce solare entrante nel tubo del telescopio viene concentrata nel fuoco per poi fuoriuscire attraverso l’oculare.
La parte dell’immagine solare che non fuoriesce attraverso l’oculare danneggia irrimediabilmente in pochi secondi le parti (solitamente in materiale plastico) di supporto alla lente dell’oculare.
È bene fare molta attenzione a che l’immagine fuoriesca completamente (basso ingrandimento, centratura del disco solare). Inoltre, non tutti i tipi di oculari possono essere usati per “proiettare” il Sole: i Plossl, gli ortoscopici e gli RKE, non possono essere usati, perché il loro sistema
ottico è formato da più lenti incollate tra loro, che potrebbero essere rovinate irrimediabilmente dallo effetto del calore dei raggi solari sulla colla.
Per riepilogare: gli oculari da usare sono quelli ad una sola lente o formati da lenti non incollate tra loro, tipo Ramsden o Huygens e, comunque, il Sole deve passare interamente attraverso le lenti, pena la fusione del supporto su cui è alloggiata la lente dell’oculare. Ne consegue che l’oculare da usare non deve fornire un ingrandimento eccessivo: l’immagine del disco solare deve essere completa per tutta la durata dell’osservazione.
COSA OSSERVARE?
L’osservazione del Sole, ad occhio nudo o col telescopio (chiaramente con le dovute precauzioni), ci mostra un corpo sferico dal bordo netto, come fosse di metallo.
Nonostante il nostro astro sia composto di gas, a causa dell’alta temperatura, lo stato della materia è tale da risultare opaco alla vista, conferendo all’insieme una sembianza metallica.
Ciò che vediamo è la fotosfera, un piccolo straterello di circa 600 km di profondità.
Schermando opportunamente il telescopio è possibile osservare una certa granulosità della sua superficie.
La granulosità è generata dai moti convettivi del gas: la parte più chiara è l’apice della colonna di gas ascendente e quella più scura è la parte discendente.
Sono solitamente visibili delle macchie scure che rappresentano regioni più fredde (circa 4.000°K) rispetto alla superficie circostante (circa 6.000°K); possono avere delle estensioni che superano la grandezza della Terra; la loro frequenza varia secondo un ciclo che dura undici anni.
Con l’osservazione delle macchie solari in più giorni consecutivi ci possiamo rendere conto della veloce rotazione del Sole.
In concomitanza con il massimo di questo ciclo (il massimo del numero delle macchie solari), il Sole emette un’elevata quantità di particelle e di radiazioni, che possono avere effetti devastanti nello spazio circostante, danneggiando satelliti artificiali in orbita e provocando aurore boreali e disturbi alle comunicazioni a lunga distanza.
Sulla fotosfera sono osservabili talvolta anche dei brillamenti (facole), delle piccole esplosioni che danno luogo ad aumenti della luminosità a livello locale.
Al di sopra della fotosfera, per un’altezza di circa 10.000 km, si estende la cromosfera.
In questa zona è possibile osservare dei filamenti o delle protuberanze, ossia dei getti di materia incandescente, che creano degli archi di forma variabile, che si estendono per migliaia di km al di sopra della superficie del Sole, e la cui quantità è legata al ciclo undecennale delle macchie solari.
Solitamente si evolvono nel giro di poche ore.
L’osservazione dei filamenti e delle protuberanze è possibile soltanto con particolari attrezzature: filtri H-alfa, abbastanza costosi.
L’attività del Sole, che si manifesta nella corona (la zona esterna alla cromosfera) può essere osservata durante una eclissi totale di Sole oppure con strumentazioni sofisticate che simulano una eclissi: il coronografo, uno strumento non amatoriale.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 11
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
11 – LA LUNA
La Luna è l’unico satellite della Terra. È un corpo celeste roccioso con un diametro di circa 3.500 km.
Orbita intorno al nostro pianeta seguendo una traiettoria ellittica e mostra sempre la stessa faccia in virtù del suo moto di rotazione sincrono: fa un giro su se stessa nello stesso tempo che impiega per effettuare un’orbita completa.
La minima distanza dalla Terra (perigeo) è di 356.000 km, mentre la massima distanza (apogeo) è di 406.000 km. La distanza media è 384.400 km.
La Luna ha origini incerte. Sono state formulate varie ipotesi per la sua genesi, tra cui:
1 – accrescimento dalla nube protoplanetaria,
2 – distacco dalla Terra,
3 – corpo esterno catturato dalla gravità terrestre,
4 – collisione di un corpo celeste con la Terra.
ACCRESCIMENTO
Il sistema solare ha avuto origine da una nube protoplanetaria che aveva al suo centro il nostro Sole, una stella residua della fine di un’altra stella che aveva terminato il suo ciclo vitale.
Il materiale espulso si era riunito in un disco roteante intorno all’astro centrale superstite.
Col tempo i pezzi più grandi hanno attratto pezzi più piccoli dando vita alla formazione dei protopianeti.
Attraverso scontri ed aggregazioni successive si sono formati gli attuali pianeti ed i relativi satelliti.
La forma tonda è dovuta all’azione gravitazionale che comprime il materiale aggregato e ne fa innalzare la temperatura sino a far fondere il suo nocciolo.
Le attività telluriche e vulcaniche, insieme al campo gravitazionale, ne hanno modellato la forma.
La Luna potrebbe essere nata in questo modo.
La Terra, posta nelle vicinanze, l’avrebbe poi catturata gravitazionalmente per farne un suo satellite (vedi fig 11.1).
Fig. 11.1 – La nascita del sistema solare, e della Luna in particolare, per accrescimento da una nube protoplanetaria.
DISTACCO
L’ipotesi del distacco dal nostro pianeta non è molto plausibile: la densità superficiale è troppo diversa anche se la composizione chimica della parte superficiale dei due corpi ha fatto pensare a questa possibilità.
Questa ipotesi prevede che, all’epoca della fase di protopianeta, la Terra avesse una velocità di rotazione elevata: circa 1 giro in 4 ore. L’alta forza centrifuga, unita alla plasticità della crosta terrestre, avrebbe permesso l’espulsione di una grossa parte del nostro pianeta, che sarebbe rimasto in orbita intorno ad esso (vedi fig 11.2).
Fig 11.2 – Il distacco di una parte della Terra per effetto centrifugo avrebbe dato origine alla Luna.
CATTURA
Una terza ipotesi, sull’origine della Luna dalla nube protoplanetaria, prevede che essa si sia formata altrove rispetto alla Terra, ma, transitando nelle vicinanze del nostro pianeta, sia stata catturata dal suo campo gravitazionale, rimanendo intrappolata e diventandone il suo satellite.
Tale ipotesi è di difficile accettazione, perché esiste una legge dinamica (limite di Roche) secondo cui un corpo proveniente dall’esterno, se si avvicina ad un pianeta al disotto di una distanza pari a circa due volte e mezzo il raggio del pianeta maggiore (la Terra in questo caso), viene letteralmente sbriciolato dalla forza gravitazionale del pianeta principale.
Una verifica a tale previsione teorica si è avuta nel 1994 con la cometa Shoemaker-Levy 9 precipitata su Giove: nelle vicinanze del pianeta la cometa si è frantumata in 21 pezzi.
Per le sue dimensioni la Luna, se fosse arrivata da lontano, sarebbe dovuta entrare nel limite di Roche per essere catturata dalla gravità terrestre per cui non sarebbe sopravvissuta allo sconquasso gravitazionale (vedi fig 11.3).
COLLISIONE
L’ipotesi della collisione prevede che un grande corpo celeste, delle dimensioni del pianeta Marte, si sia scontrato con il nostro pianeta.
A seguito di tale scontro, sarebbe stato espulso del materiale nello spazio che, rimasto in orbita intorno alla Terra, si sarebbe successivamente riaggregato sino a formare la Luna.
È l’ipotesi più accreditata sulla formazione del nostro satellite (vedi fig 11.4).
Fig 11.4 – Formazione della Luna per collisione della Terra con un grande corpo celeste.
MESE LUNARE SIDEREO E SINODICO
Il mese sidereo della Luna si riferisce al periodo di tempo che impiega la Luna a compiere un giro completo intorno alla Terra (=360°), avendo come riferimento una stella fissa; esso dura 27 giorni e 7 ore circa.
Il mese sinodico è invece il tempo necessario alla Luna per fare un giro intorno alla Terra e trovarsi, alla fine di questo giro, nella stessa posizione di partenza sia rispetto alla Terra che rispetto al Sole; esso vale 29 giorni e 12 ore circa (vedi fig 11.5).
Fig.11.5 – Mese sidereo e mese sinodico lunare.
FORMA DELL’ORBITA LUNARE
La Luna orbita intorno alla Terra ad una distanza media di circa 384.000 km.
La Terra non è ferma nello spazio, ma si muove intorno al Sole sull’eclittica e nel periodo di tempo che la Luna impiega a fare un giro completo intorno al nostro pianeta, la Terra si sposta di circa 30° sull’eclittica.
Se allarghiamo la visuale alla curva dell’orbita della Terra, vediamo che la traiettoria della Luna rispetto al Sole si discosta poco dall’eclittica. Lo scostamento appare come un leggero ondeggiamento perché la dimensione dei più o meno 384.000 km è un’inezia rispetto alla distanza media di 150 milioni di km che separano la Terra dal Sole.
La combinazione del movimento di rotazione della Luna intorno alla Terra e lo spostamento contemporaneo della Terra lungo la sua orbita, fa sì che la traiettoria seguita dal nostro satellite sia sempre una curva concava verso il Sole e mai convessa.
La figura che segue cerca di rappresentare questa particolarità ma per le distanze in gioco la scala del disegno non è in grado di rappresentare il tutto in modo visibile, sia la Terra che la Luna sarebbero dei puntini insignificanti, perciò si è volutamente esagerata la rappresentazione solo per illustrare meglio la caratteristica (vedi fig 11.6).
Fig 11.6 – Il moto del sistema Terra-Luna sull’eclittica.
FASI LUNARI
L’orbita della Luna giace su un piano che forma un angolo di 5° rispetto al piano dell’eclittica.
Durante un giro completo, il nostro satellite si trova in diverse posizioni relative al Sole: sia la Luna che la Terra hanno sempre metà globo illuminato, mentre la Terra però alterna la notte ed il giorno sull’intero globo in 24 ore, grazie alla sua rotazione, la Luna compie lo stesso ciclo in 29,5 giorni.
Nel frattempo, mostra ad un osservatore sulla Terra una conformazione della parte illuminata variabile ogni giorno (vedi fig 11.7).
Fig 11.7 – Le fasi lunari.
L’inizio del ciclo è fissato con la fase di Luna Nuova, ossia quando la Luna si trova tra noi ed il Sole, esattamente sulla congiungente (chiaramente un po’ sotto o un po’ sopra, altrimenti si avrebbe una eclisse di Sole). Sorge insieme al Sole.
La Luna di Primo Quarto si ha quando si vede metà superficie lunare illuminata, cioè il terminatore (la linea di demarcazione fra la parte al buio e la parte illuminata) è esattamente a metà; (vale il detto mnemonico: gobba a ponente luna crescente).
In questa fase sorge a mezzogiorno, è al meridiano al tramonto del Sole e tramonta a mezzanotte (alla nostra latitudine).
La Luna Piena è quando ne vediamo illuminata tutta la superficie.
Si trova fisicamente sulla congiungente Sole-Terra, dalla parte esterna della Terra.
Sorge al tramonto del Sole, è al meridiano a mezzanotte e tramonta al sorgere de Sole.
Ultimo Quarto quando è illuminata la metà orientale (anche qui vale il detto mnemonico: gobba a levante luna calante). Terminatore ancora al centro; sorge a mezzanotte, è al meridiano al sorgere del Sole e tramonta a mezzogiorno.
La Luna è visibile ad occhio nudo interamente illuminata per due o tre giorni, e non solo il giorno di Luna Piena, perché l’occhio umano non percepisce facilmente la riduzione della superficie illuminata.
L’intero ciclo delle fasi lunari dura 29,5 giorni, perciò tra una fase e l’altra intercorrono poco più di sette giorni.
La Luna ha una velocità angolare di circa 360° in 27,7 giorni, per cui ogni giorno (24 ore) si muove in cielo di circa 13°; ciò significa che ogni giorno la troveremo in cielo spostata verso est di 13° rispetto alla posizione che aveva il giorno prima alla stessa ora.
Possiamo anche affermare che la Luna percorre ogni ora una distanza angolare pari a circa il suo diametro apparente (30’).
LA SUPERFICIE
La Luna ha forma sferica e non possiede un’atmosfera. La sua superficie si presenta molto varia e ben distinguibile nei particolari all’osservazione telescopica.
Essa presenta una grande varietà di crateri e zone pianeggianti.
I crateri sono per la maggior parte causati da impatti di corpi esterni vaganti per il sistema solare: comete, meteoriti o piccoli asteroidi.
Qualcuno, più antico, ha avuto origini vulcaniche ma questi risalgono all’epoca della formazione quando la sua superficie era rotta da eventi tellurici di consolidamento della forma.
Le zone che appaiono di colore uniforme, e che sono per lo più pianeggianti, vengono dette mari, anche se non vi è assolutamente né acqua né alcun altro liquido.
I crateri hanno dimensioni varie che possono raggiungere e superare i 200 km di diametro ed i 6.000 metri di altitudine.
L’OSSERVAZIONE LUNARE
L’alta luminosità superficiale della Luna ne permette l’osservazione anche da siti non particolarmente bui, come quelli cittadini.
Le notti migliori sono quelle in assenza di vento e poca turbolenza atmosferica.
Quest’ultimo fattore viene indicato con la Scala di Antoniadi che consiste in una serie di cinque valori assegnati al “seeing”, ossia ai livelli di turbolenza dell’atmosfera che limita la corretta visione dei particolari superficiali.
La Scala di Antoniadi è così strutturata:
Seeing I – Eccezionale. Immagine perfetta e immobile. Tollerate lievi e rare ondulazioni che non pregiudicano la definizione anche nei particolari più minuti.
Seeing II – Buono. Lunghi intervalli con immagine ferma, alternati a brevi momenti di leggero tremolio.
Seeing III – Medio. Immagine disturbata da tremolii, con alcuni momenti di calma.
Seeing IV – Cattivo. Immagine costantemente perturbata da persistenti tremolii.
Seeing V – Pessimo. Immagine molto perturbata che a stento permette di eseguire uno schizzo
approssimativo.
Nonostante la Luna ci mostri sempre la stessa faccia, una osservazione continuativa permette la visione di oltre metà del globo lunare.
L’asse della Luna non è perpendicolare alla sua orbita, ma è inclinato di mezzo grado, producendo un effetto, detto librazione, che ci consente di vedere elementi del suolo lunare poco oltre il bordo, variabile a seconda della posizione della Luna.
L’osservazione telescopica della Luna è migliore quando il nostro satellite è parzialmente illuminato.
Lungo il terminatore la luce radente provoca delle ombre allungate che permettono una visione prospettica più dettagliata della sua superficie.
Comunque, qualunque fase lunare merita l’attenzione dell’astrofilo.
Ognuna di esse ha delle particolarità che la rendono degna di essere osservata.
Ad esempio, la luce solare della Luna Piena appiattisce i particolari della sua superficie, ma in queste condizioni di illuminazione risaltano le raggiere di alcuni crateri, come quella del sistema Tycho.